L'emergere degli elementi. Origine degli elementi chimici nell'universo

Il mondo che ci circonda è composto da circa 100 cose diverse elementi chimici. Come si sono formati in condizioni naturali? Un indizio per rispondere a questa domanda viene dalla relativa abbondanza di elementi chimici. Tra le caratteristiche più significative dell'abbondanza di elementi chimici nel Sistema Solare ci sono le seguenti.

1. La materia nell'Universo è costituita principalmente da idrogeno H - circa il 90% di tutti gli atomi.
2. In termini di abbondanza, l’elio He è al secondo posto, rappresentando circa il 10% del numero di atomi di idrogeno.
3. Esiste un minimo profondo corrispondente agli elementi chimici litio Li, berillio Be e boro B.
4. Immediatamente dopo il minimo profondo di Li, Be, B si verifica un massimo causato dalla maggiore abbondanza di carbonio C e ossigeno O.
5. Dopo il massimo dell'ossigeno si verifica un brusco calo dell'abbondanza di elementi fino allo scandio (A = 45).
6. C'è un forte aumento dell'abbondanza di elementi nella regione del ferro A = 56 (gruppo del ferro).
7. Dopo A = 60, la diminuzione dell’abbondanza degli elementi avviene in modo più graduale.
8. C'è una notevole differenza tra gli elementi chimici con un numero pari e dispari di protoni Z. Di norma, elementi chimici con numeri pari Z sono più comuni.

Reazioni nucleari nell'Universo

t = 0		Big Bang. Nascita dell'Universo
t = 10 -43 s		L’era della gravità quantistica. stringhe ρ = 10 90 g/cm 3, T = 10 32 K
t = 10 - 35 s		Mezzo quark-gluone ρ = 10 75 g/cm 3, T = 10 28 K
t = 1 µs		I quark si combinano per formare neutroni e protoni ρ = 10 17 g/cm 3, T = 6 10 12 K
t = 100 s		Produzione della stellare 4 He ρ = 50 g/cm 3 , T = 10 9 K
t = 380 mila anni		Formazione di atomi neutri ρ = 0,5·10 -20 g/cm 3 , T = 3·10 3 K
t = 10 8 anni	Prime stelle	Bruciore dell'idrogeno nelle stelle ρ = 10 2 g/cm 3 , T = 2 10 6 K L'elio brucia nelle stelle ρ = 10 3 g/cm 3 , T = 2 10 8 K Combustione del carbonio nelle stelle ρ = 10 5 g/cm 3 , T = 8 10 8 K Bruciore di ossigeno nelle stelle ρ = 10 5 ÷10 6 g/cm 3 , T = 2 10 9 K Il silicio brucia nelle stelle ρ = 10 6 g/cm 3 , T = (3÷5) 10 9 K
t = 13,7 miliardi di anni		Universo moderno ρ = 10 -30 g/cm 3, T = 2,73 K

Nucleosintesi prestellare. Formazione scolastica 4 Lui

La sintesi cosmologica dell'elio è il principale meccanismo della sua formazione nell'Universo. La sintesi dell'elio dall'idrogeno nelle stelle aumenta la frazione di massa di 4 He nella materia barionica di circa il 10%. Il meccanismo di formazione dell'elio prestellare spiega quantitativamente l'abbondanza di elio nell'Universo ed è un forte argomento a favore della fase pregalattica della sua formazione e dell'intero concetto di Big Bang.
La nucleosintesi cosmologica consente di spiegare la prevalenza nell'Universo di nuclei leggeri come il deuterio (2 H), gli isotopi 3 He e 7 Li. Tuttavia le loro quantità sono trascurabili rispetto ai nuclei di idrogeno e 4He. In relazione all'idrogeno, il deuterio si forma in una quantità di 10 -4 -10 -5, 3 He - in una quantità di ≈ 10 -5 e 7 Li - in una quantità di ≈ 10 -10.
Per spiegare la formazione degli elementi chimici nel 1948, G. Gamow avanzò la teoria del Big Bang. Secondo il modello di Gamow, la sintesi di tutti gli elementi chimici è avvenuta durante il Big Bang a seguito della cattura di neutroni da parte dei nuclei atomici in condizioni di non equilibrio con l'emissione di γ-quanti e il successivo decadimento β dei nuclei risultanti. Tuttavia, i calcoli hanno dimostrato che questo modello non può spiegare la formazione di elementi chimici più pesanti del Li. Si è scoperto che il meccanismo di formazione dei nuclei leggeri (A< 7) связан с условиями, существовавшими во Вселенной в течение первых трех минут. Более тяжелые ядра образовались в результате ядерных реакций, происходящих при горении звезд.

Stadio prestellare di formazione dei nuclei più leggeri. Nella fase di evoluzione dell'Universo, 100 s dopo il Big Bang, ad una temperatura di ~ 10 9 K, la materia nell'Universo era costituita da protoni p, neutroni n, elettroni e -, positroni e +, neutrini ν, antineutrini e fotoni γ. La radiazione era in equilibrio termico con gli elettroni e - , i positroni e + e i nucleoni.

In condizioni di equilibrio termodinamico, la probabilità della formazione di un sistema con energia E N pari all'energia a riposo del nucleone è descritta dalla distribuzione di Gibbs . Pertanto, in condizioni di equilibrio termodinamico, il rapporto tra il numero di neutroni e quello di protoni sarà determinato dalla differenza nelle masse del neutrone e del protone

La formazione delle coppie elettrone-positrone si ferma a T< 10 10 К, так как энергии фотонов становятся ниже порога образования e - e + -пар (~ 1 МэВ). К концу равновесной стадии на каждый нейтрон приходилось 5 протонов. Так как на этом этапе эволюции Вселенной плотность протонов и нейтронов была велика, сильное ядерное взаимодействие между ними привело к образованию 4 He и небольшого количества изотопов Li и Be.

Le principali reazioni della nucleosintesi prestellare:

Poiché nuclei stabili con UN = 5 non esiste, le reazioni nucleari culminano principalmente nella formazione di 4 He. 7 Be, 6 Li e 7 Li rappresentano solo ~ 10 –9 – 10 –12 dalla formazione dell'isotopo 4 He. Quasi tutti i neutroni scompaiono, formando nuclei di 4He. Con una densità della sostanza di ρ ~ 10 –3 – 10 –4 g/cm 3, la probabilità che un neutrone e un protone non interagiscano durante la nucleosintesi primaria è inferiore a 10 –4. Poiché all'inizio c'erano 5 protoni per neutrone, il rapporto tra il numero di nuclei di 4 He e p dovrebbe essere ~1/10. Pertanto, il rapporto tra le abbondanze di idrogeno ed elio osservato attualmente si è formato durante i primi minuti di esistenza dell'Universo. L'espansione dell'Universo ha portato ad una diminuzione della sua temperatura e alla cessazione della nucleosintesi prestellare primaria.

Formazione degli elementi chimici nelle stelle. Poiché il processo di nucleosintesi è fase iniziale L'evoluzione dell'Universo si è conclusa con la formazione di idrogeno, elio e piccole quantità di Li, Be, B, era necessario trovare meccanismi e condizioni in cui si potessero formare elementi più pesanti.
G. Bethe e K. Weizsäcker hanno dimostrato che le condizioni corrispondenti esistono all'interno delle stelle. I nuclei più pesanti si sono formati solo miliardi di anni dopo il Big Bang durante il processo di evoluzione stellare. La formazione degli elementi chimici nelle stelle inizia con la reazione di combustione dell'idrogeno con la formazione di 4 He .

G. Bethe, 1968: “Da tempo immemorabile la gente ha voluto sapere cosa fa splendere il sole. Il primo tentativo di spiegazione scientifica fu fatto da Helmholtz circa cento anni fa. Si basava sull'uso delle forze più famose dell'epoca: le forze di gravità universale. Se un grammo di materia cade sulla superficie del Sole, acquista energia potenziale

E p = -GM/R = -1,91·10 15 erg/g.

È noto che attualmente la potenza della radiazione solare è determinata dalla quantità

ε = 1,96 erg/g×s.

Pertanto, se la fonte di energia è la gravità, la fornitura di energia gravitazionale può fornire radiazione per 10 15 s, cioè in un periodo di circa trenta milioni di anni...
Alla fine del XIX secolo, Becquerel, Pierre e Marie Curie scoprirono la radioattività. La scoperta della radioattività ha permesso di determinare l'età della Terra. Un po' più tardi, è stato possibile determinare l'età dei meteoriti, che potrebbe essere utilizzata per giudicare quando la materia in fase solida è apparsa nel Sistema Solare. Da queste misurazioni è stato possibile stabilire che l'età del Sole, con una precisione del 10%, è di 5 miliardi di anni. Pertanto, la gravità non può fornire la necessaria fornitura di energia per tutto questo tempo...
Dall'inizio degli anni '30, iniziarono a propendere per l'idea che l'energia stellare fosse nata a causa di reazioni nucleari... La più semplice di tutte le reazioni possibili sarebbe la reazione

H + H → D + e + + ν.

Poiché il processo di nucleosintesi primaria si è concluso principalmente con la formazione di nuclei di 4 He a seguito delle reazioni di interazione p + n, d + d, d + 3 He, d + 3 H e tutti i neutroni sono stati consumati, è stato necessario trovare le condizioni in cui si sono formati gli elementi più pesanti. Nel 1937, G. Bethe creò una teoria che spiega l'origine dell'energia del Sole e delle stelle come risultato delle reazioni di fusione dei nuclei di idrogeno ed elio che si verificano nel centro delle stelle. Poiché al centro delle stelle non c'erano abbastanza neutroni per reazioni del tipo p + n, in esse potevano continuare solo reazioni
p + p → d + e + + ν. Queste reazioni avvenivano nelle stelle quando la temperatura al centro della stella raggiungeva i 10 7 K e la densità raggiungeva i 10 5 kg/m 3. Il fatto che la reazione p + p → d + e + + ν sia avvenuta come risultato di un'interazione debole spiega le caratteristiche del diagramma Hertzsprung-Russell.

Premio Nobel per la fisica
1967 - G. Bethe
Per i contributi alla teoria delle reazioni nucleari, e soprattutto per la scoperta della sorgente dell'energia stellare.

Fare ipotesi ragionevoli sulla forza delle reazioni basate su principi generali fisica nucleare, scoprii nel 1938 che il ciclo carbonio-azoto poteva fornire il necessario rilascio di energia nel Sole... Il carbonio serve solo da catalizzatore; il risultato della reazione è una combinazione di quattro protoni e due elettroni che formano un nucleo 4 Lui . In questo processo vengono emessi due neutrini che portano con sé un'energia di circa 2 MeV. L'energia rimanente di circa 25 MeV per ciclo viene rilasciata e mantiene invariata la temperatura del Sole... Questa era la base su cui Fowler e altri calcolarono le velocità di reazione nel ciclo (C,N).".

Combustione dell'idrogeno. Sono possibili due diverse sequenze di reazioni di combustione dell'idrogeno: la conversione di quattro nuclei di idrogeno in un nucleo di 4 He, che può fornire un rilascio di energia sufficiente per mantenere la luminosità della stella:

• catena protone-protone (catena pp), in cui l'idrogeno viene convertito direttamente in elio;
• ciclo carbonio-azoto-ossigeno (ciclo CNO), in cui i nuclei C, N e O partecipano come catalizzatori.

Quale di queste due reazioni gioca un ruolo più significativo dipende dalla temperatura della stella. Nelle stelle con una massa paragonabile o inferiore a quella del Sole, domina la catena protone-protone. Nelle stelle più massicce e con temperature più elevate, la principale fonte di energia è il ciclo CNO. In questo caso, naturalmente, è necessario che la materia stellare contenga nuclei C, N e O. La temperatura degli strati interni del Sole è 1,5∙10 7 K e la catena protone-protone gioca un ruolo dominante nel rilascio di energia.

Dipendenza dalla temperatura del logaritmo della velocità V di rilascio di energia nei cicli dell'idrogeno (pp) e del carbonio (CNO)

Combustione dell'idrogeno. Catena protone-protone. Reazione nucleare

p + p → 2 H + e + + ν e + Q,

inizia nella parte centrale della stella con densità di ≈100 g/cm 3 . Questa reazione arresta l'ulteriore contrazione della stella. Il calore rilasciato durante la reazione termonucleare della combustione dell'idrogeno crea una pressione che contrasta la compressione gravitazionale e impedisce il collasso della stella. C'è un cambiamento qualitativo nel meccanismo di rilascio dell'energia nella stella. Se prima dell'inizio della reazione nucleare di combustione dell'idrogeno, il riscaldamento della stella avveniva principalmente a causa della compressione gravitazionale, ora appare un altro meccanismo dominante: l'energia viene rilasciata a causa delle reazioni di fusione nucleare.

La stella acquisisce dimensioni e luminosità stabili, che per una stella con una massa vicina al Sole non cambiano per miliardi di anni mentre avviene la “combustione” dell'idrogeno. Questa è la fase più lunga dell'evoluzione stellare. Come risultato della combustione dell'idrogeno, ogni quattro nuclei di idrogeno si forma un nucleo di elio. Viene chiamata la catena più probabile di reazioni nucleari sul Sole che porta a questo ciclo protone-protone e assomiglia a questo:

p + p → 2 H + e + + ν e + 0,42 MeV,
p + 2 H → 3 He + 5,49 MeV,
3 He + 3 He → 4 He + p + p + 12,86 MeV

o in una forma più compatta

4p → 4 He + 2e + + 2ν e + 24,68 MeV.

L'unica fonte che fornisce informazioni sugli eventi che accadono nelle profondità del Sole sono i neutrini. Lo spettro dei neutrini prodotti sul Sole in seguito alla combustione dell'idrogeno nella reazione 4p → 4 He e nel ciclo CNO si estende da un'energia di 0,1 MeV a un'energia di ~12 MeV. L'osservazione dei neutrini solari permette di testare direttamente il modello delle reazioni termonucleari sul Sole.
L'energia rilasciata come risultato della catena pp è di 26,7 MeV. I neutrini emessi dal Sole sono stati registrati da rilevatori a terra, il che conferma il verificarsi di una reazione di fusione sul Sole.
Combustione dell'idrogeno. Ciclo CNO. La particolarità del ciclo CNO è che, partendo dal nucleo di carbonio, si riduce al legame sequenziale di 4 protoni con la formazione di un nucleo di 4 He alla fine del ciclo CNO

l2 C + p → 13 N + γ
13 N → 13 C + e + + ν
13 C + p → 1 4 N + γ
14 N + p → 15 O + γ
15 O → 15 N + e + + ν
15 N + p → 12 C + 4 He

Ciclo CNO

Catena di reazione I

12 C + p → 13 N + γ (Q = 1,94 MeV),
13 N → 13 C + e + + ν e (Q = 1,20 MeV, T 1/2 = 10 min),
13 C + p → 1 4 N + γ (Q = 7,55 MeV),
14 N + p → 15 O + γ (Q = 7,30 MeV),
15 O → 15 N + e + + ν e (Q = 1,73 MeV, T 1/2 = 124 s),
15 N + p → 12 C + 4 He (Q = 4,97 MeV).

Catena di reazione II

15 N + p → 16 O + γ (Q = 12,13 MeV),
16 O + p → 17 F + γ (Q = 0,60 MeV),
17 F → 17 O + e + + ν e (Q = 1,74 MeV, T 1/2 =66 s),
17 O + p → 14 N + ν (Q = 1,19 MeV).

Catena di reazione III

17 O + p → 18 F + γ (Q = 6,38 MeV),
18 F → 18 O + e + + ν e (Q = 0,64 MeV, T 1/2 =110 min),
18 O + p → 15 N + α (Q = 3,97 MeV).

Il momento principale dell'evoluzione stellare è associato alla combustione dell'idrogeno. Alle densità caratteristiche della parte centrale della stella, la combustione dell'idrogeno avviene a una temperatura di (1–3)∙10 7 K. A queste temperature, occorrono 10 6 – 10 10 anni per una parte significativa dell'idrogeno nel centro della stella da convertire in elio. Con un ulteriore aumento della temperatura, al centro della stella si possono formare elementi chimici più pesanti Z > 2. Le stelle della sequenza principale bruciano idrogeno nella parte centrale, dove, a causa della temperatura più elevata, le reazioni nucleari avvengono più intensamente. Quando l'idrogeno si brucia nel centro della stella, la reazione di combustione dell'idrogeno inizia a spostarsi verso la periferia della stella. La temperatura al centro della stella aumenta continuamente e quando raggiunge i 10 6 K iniziano le reazioni di combustione di 4 He. La reazione 3α → 12 C + γ è molto importante per la formazione degli elementi chimici. Richiede la collisione simultanea di tre particelle α ed è possibile grazie al fatto che l'energia della reazione 8 Be + 4 He coincide con la risonanza dello stato eccitato di 12 C. La presenza di risonanza aumenta notevolmente la probabilità della fusione di tre particelle α.

Formazione di nuclei medi A< 60. Quali reazioni nucleari avverranno nel centro della stella dipendono dalla massa della stella, che dovrebbe fornire alte temperature a causa della compressione gravitazionale nel centro della stella. Poiché i nuclei ad alto Z ora partecipano alle reazioni di fusione, la parte centrale della stella viene compressa sempre di più e la temperatura al centro della stella aumenta. A temperature di diversi miliardi di gradi, i nuclei stabili precedentemente formati vengono distrutti, si formano protoni, neutroni, particelle α e fotoni ad alta energia, il che porta alla formazione di elementi chimici in tutta la tavola periodica di Mendeleev, fino al ferro. La formazione di elementi chimici più pesanti del ferro avviene a seguito della cattura sequenziale dei neutroni e del successivo decadimento β.
Formazione di nuclei medi e pesantiUN > 60. Durante il processo di fusione termonucleare, nelle stelle si formano nuclei atomici fino al ferro. Un'ulteriore sintesi è impossibile, poiché i nuclei del gruppo ferro hanno la massima energia di legame specifico. La formazione di nuclei più pesanti nelle reazioni con particelle cariche - protoni e altri nuclei leggeri - è impedita dalla crescente barriera di Coulomb dei nuclei pesanti.

Formazione degli elementi 4 He → 32 Ge.

Evoluzione di una stella massiccia M > M

Poiché nel processo di combustione sono coinvolti elementi con valori crescenti Z la temperatura e la pressione al centro della stella aumentano a un ritmo sempre crescente, che a sua volta aumenta la velocità delle reazioni nucleari. Se per una stella massiccia la reazione di combustione dell'idrogeno dura diversi milioni di anni, la combustione dell'elio avviene 10 volte più velocemente. Il processo di combustione dell'ossigeno dura circa 6 mesi e la combustione del silicio avviene entro un giorno.
L'abbondanza di elementi situati nella regione dietro il ferro dipende relativamente poco dal numero di massa A. Ciò indica un cambiamento nel meccanismo di formazione di questi elementi. Bisogna tenere conto del fatto che la maggior parte dei nuclei pesanti sono β - radioattivo. Nella formazione degli elementi pesanti, il ruolo decisivo è giocato dalle reazioni di cattura dei neutroni (n, γ) da parte dei nuclei:

(A, Z) + n → (A+1, Z) + γ.

Come risultato di una catena di processi alternati di cattura di uno o più neutroni da parte dei nuclei, seguiti dal decadimento β, i numeri di massa aumentano UN e caricare Z nuclei e dagli elementi iniziali del gruppo del ferro si formano elementi sempre più pesanti fino alla fine della tavola periodica.

Nello stadio di supernova, la parte centrale della stella è costituita da ferro e una piccola frazione di neutroni e particelle α - prodotti della dissociazione del ferro sotto l'influenza di γ - quanti Vicino
M/M = 1,5 28 Predomina il Si. 20 Ne e 16 O costituiscono la maggior parte della sostanza nell'intervallo da 1,6 a 6 M/M. Il guscio esterno della stella (M/M > 8) è costituito da idrogeno ed elio.
In questa fase dei processi nucleari non avviene solo il rilascio di energia, ma anche il suo assorbimento. Una stella massiccia perde stabilità. Si verifica un'esplosione di Supernova, durante la quale una parte significativa degli elementi chimici formati nella stella viene lanciata nello spazio interstellare. Se le stelle della prima generazione consistevano di idrogeno ed elio, le stelle delle generazioni successive contengono elementi chimici più pesanti già nella fase iniziale della nucleosintesi.

Reazioni di nucleosintesi nucleare. E. Burbidge, G. Burbidge, W. Fowler, F. Hoyle nel 1957 diedero la seguente descrizione dei principali processi di evoluzione stellare in cui avviene la formazione dei nuclei atomici.

1. Dalla combustione dell'idrogeno, come risultato di questo processo, si formano i nuclei 4He.

Combustione dell'elio. Come risultato della reazione 4 He + 4 He + 4 He → 12 C + γ Si formano 12 nuclei C.

2. processo α. Come risultato della cattura sequenziale delle particelle α, i nuclei delle particelle α 16 O, 20 Ne, 24 Mg, 28 Si, ...
3. processo elettronico. Quando la temperatura nelle stelle raggiunge i 5∙10 9 K, in condizioni di equilibrio termodinamico, si verificano un gran numero di reazioni diverse, che portano alla formazione di nuclei atomici fino a Fe e Ni. Nuclei con UN~ 60 – i nuclei atomici più fortemente legati. Pertanto, pongono fine alla catena di reazioni di fusione nucleare, accompagnate dal rilascio di energia.
4. processo s. I nuclei più pesanti del Fe si formano nelle reazioni di cattura sequenziale di neutroni. Molto spesso, un nucleo che ha catturato un neutrone risulta essere β - radioattivo. Prima che il nucleo catturi il neutrone successivo, potrebbe decadere a causa del decadimento β. Ogni decadimento β - - aumenta di uno il numero atomico dei nuclei atomici risultanti. Se l'intervallo di tempo tra le successive catture di neutroni è maggiore dei periodi di decadimento β, il processo di cattura dei neutroni è chiamato processo s (lento). Pertanto, il nucleo, a seguito della cattura dei neutroni e dei successivi decadimenti β, diventa sempre più pesante, ma allo stesso tempo non si sposta troppo dalla valle di stabilità nel diagramma N-Z.
5. processo r. Se il tasso di cattura sequenziale dei neutroni è molto maggiore del tasso di decadimento β di un nucleo atomico, riesce a catturare un gran numero di neutroni contemporaneamente. Come risultato del processo r si forma un nucleo ricco di neutroni, che è molto lontano dalla valle di stabilità. Solo allora, come risultato di una catena sequenziale di decadimenti β, si trasforma in un nucleo stabile. Si ritiene generalmente che i processi r avvengano come risultato di esplosioni di supernova.
6. Processo R. Alcuni nuclei stabili carenti di neutroni (i cosiddetti nuclei di bypass) si formano nelle reazioni di cattura protonica, nelle reazioni ( γ ,N) o nelle reazioni sotto l'influenza dei neutrini.

Sintesi di elementi transuranici. Nel Sistema Solare sono stati preservati solo quegli elementi chimici la cui vita è più lunga dell'età del Sistema Solare. Questi sono 85 elementi chimici. I restanti elementi chimici sono stati ottenuti come risultato di varie reazioni nucleari negli acceleratori o come risultato dell'irradiazione nei reattori nucleari. La sintesi dei primi elementi transuranici in condizioni di laboratorio è stata effettuata utilizzando reazioni nucleari sotto l'influenza di neutroni e particelle α accelerate. Tuttavia, in questo modo un ulteriore progresso verso elementi più pesanti si è rivelato praticamente impossibile. Per la sintesi di elementi più pesanti del mendelevio Md ( Z= 101) utilizzano reazioni nucleari con ioni più pesanti a carica multipla: carbonio, azoto, ossigeno, neon, calcio. Per accelerare gli ioni pesanti, iniziarono a essere costruiti acceleratori di ioni a carica multipla.

Premio Nobel per la fisica
1983 - W. Fowler
Per studi teorici e sperimentali dei processi nucleari importanti nella formazione degli elementi chimici nell'Universo.

Anno di apertura	Elemento chimico	Z	Reazione
1936	Np, Pu	93, 94
1945	Sono	95
1961	Cm	96
1956	Bk	97
1950	Cfr	98
1952	Es	99
1952	FM	100
1955	MD	101
1957	NO	102
1961	Lr	103
1964	Rif	104
1967-1970	Db	105
1974	Sg	106
1976	Mah	107
1984-1987	Hs	108
1982	Monte	109
1994	Ds	110
1994	Rg	111
1996	Cn	112
2004		113, 115
1998		114
2000		116
2009		117
2006		118

E. Rutherford: “Se ci sono elementi più pesanti dell’uranio, è probabile che siano radioattivi. Eccezionale sensibilità dei metodi analisi chimica, basato sulla radioattività, consentirà l'identificazione di questi elementi, anche se presenti in quantità trascurabili. Pertanto, possiamo aspettarci che il numero di elementi radioattivi in ​​tracce sia molto maggiore dei tre elementi radioattivi attualmente conosciuti. Puramente metodi chimici la ricerca sarà di scarsa utilità nella prima fase di studio di tali elementi. I fattori principali qui sono la persistenza della radiazione, le sue caratteristiche e l'esistenza o l'assenza di emanazioni o altri prodotti di decadimento."

Un elemento chimico con numero atomico massimo Z = 118 è stato sintetizzato a Dubna in collaborazione con il Livermore Laboratory statunitense. Il limite superiore dell'esistenza degli elementi chimici è associato alla loro instabilità relativa al decadimento radioattivo. Ulteriore stabilità dei nuclei atomici si osserva vicino ai numeri magici. Secondo le stime teoriche, dovrebbero esserci numeri magici doppi Z = 108, N = 162 e Z = 114, N = 184. Il tempo di dimezzamento dei nuclei con un tale numero di protoni e neutroni può essere di centinaia di migliaia di anni. Sono le cosiddette “isole di stabilità”. Il problema della formazione dei nuclei “isola di stabilità” è la difficoltà di selezionare bersagli e ioni accelerati. Gli isotopi attualmente sintetizzati degli elementi 108-112 hanno troppo pochi neutroni. Come segue dall'emivita misurata degli isotopi 108 - 112 elementi, un aumento del numero di neutroni di 6 - 10 unità (cioè l'avvicinamento all'isola di stabilità) porta ad un aumento del periodo di decadimento α di 10 4 - 10 5 volte.
Dato che il numero dei nuclei superpesanti Z > 110 ammonta a pochi, è stato necessario sviluppare un metodo per la loro identificazione. L'identificazione degli elementi chimici di nuova formazione viene effettuata attraverso catene dei loro successivi decadimenti α, il che aumenta l'affidabilità dei risultati. Questo metodo per identificare gli elementi transuranici presenta un vantaggio rispetto a tutti gli altri metodi, perché si basa sulla misurazione di brevi periodi di decadimento α. Allo stesso tempo, gli elementi chimici dell’isola di stabilità, secondo le stime teoriche, possono avere emivite superiori a mesi e anni. Per identificarli è necessario sviluppare metodi di registrazione fondamentalmente nuovi basati sull'identificazione di un unico numero di nuclei nell'arco di diversi mesi.

G. Flerov, K. Petrzhak:“Previsione della possibile esistenza di una nuova regione nel sistema periodico degli elementi da parte di D.I. Mendeleev - il campo degli elementi superpesanti (SHE) - è per la scienza del nucleo atomico una delle conseguenze più significative degli studi sperimentali e teorici del processo di fissione spontanea. La somma delle nostre conoscenze sul nucleo atomico, ottenute negli ultimi quattro decenni, rende questa previsione abbastanza affidabile e... l'importante è che non dipenda dalla scelta di una particolare variante del modello a conchiglia. La risposta alla domanda sull'esistenza di STE significherebbe, forse, la prova più critica del concetto stesso di struttura a guscio del nucleo - il modello nucleare di base, che finora ha resistito con successo a molti test per spiegare le proprietà delle cellule conosciute nuclei atomici.
Più specificatamente, la stabilità dei nuclei più pesanti è determinata principalmente dalla loro fissione spontanea, e quindi condizione necessaria per l'esistenza di tali nuclei è la presenza di barriere alla fissione. Per i nuclei dall'uranio al fermio, la componente guscio nella barriera di fissione, sebbene porti ad alcuni interessanti fenomeni fisici, non ha ancora un effetto critico sulla loro stabilità e si manifesta in sovrapposizione con la componente di gocce liquide della barriera. Nella regione SHE, la componente goccioline della barriera scompare completamente e la stabilità dei nuclei superpesanti è determinata dalla permeabilità della barriera puramente del guscio.
Allo stesso tempo, se la presenza di una barriera è sufficiente per l’esistenza fondamentale dei nuclei SHE, allora la verifica sperimentale di tale previsione richiede la conoscenza della vita media dei nuclei SHE rispetto alla fissione spontanea, poiché con qualsiasi impostazione specifica di un esperimento per cercarli è impossibile coprire l'intero intervallo di vite - da 10 10 anni fino a 10 -10 s. La scelta della tecnica sperimentale dipende in modo significativo dall'intervallo di vita in cui viene condotto lo studio.
Come già accennato, l'incertezza nel calcolo teorico del periodo di fissione spontanea T SF è troppo grande - almeno 8-10 ordini di grandezza. Questa incertezza non esclude a priori nessuna delle possibilità di ottenere o rilevare STE, e come indicazioni per la soluzione sperimentale del problema si possono scegliere sia la ricerca delle STE in natura (sulla Terra, negli oggetti di origine cosmica, composizione della radiazione cosmica, ecc.) e produzione artificiale di elementi negli acceleratori (nelle reazioni nucleari tra nuclei complessi).
È ovvio che la ricerca di SHE negli oggetti terrestri può portare al successo solo in una felice combinazione di due circostanze. Da un lato, deve esistere un meccanismo efficace di nucleosintesi che, con sufficiente probabilità, porti alla formazione di nuclei atomici STE. D'altra parte, è necessario che ci sia almeno un nuclide appartenente alla nuova regione di stabilità, che avrebbe una vita paragonabile alla vita della Terra - 4,5· 10 9 anni.
Se parliamo della presenza di STE in oggetti di origine extraterrestre - meteoriti, radiazioni cosmiche, ecc., allora tali ricerche possono portare al successo anche se la vita dei nuclei STE è significativamente inferiore a 10 10 anni: tali oggetti possono trasformarsi risulta essere significativamente più giovane dei campioni terrestri (10 7 –10 8 anni).”

"Primi tre minuti"

Apparso protoni E neutroni , sembra essere caldo e stretto. E con protone E neutrone possono iniziare reazioni termonucleari, come nelle profondità delle stelle. Ma in realtà è ancora troppo caldo e denso. Pertanto, devi aspettare un po 'e da qualche parte fin dai primi secondi di vita Universo fino ai primi minuti. C'è un famoso libro di Weinberg intitolato "Primi tre minuti" ed è dedicato a questa fase della vita Universo .

Origine dell'elemento chimico elio

Nei primi minuti iniziano a verificarsi reazioni termonucleari, perché tutto Universo simile all'interno di una stella e possono verificarsi reazioni termonucleari. iniziano a formarsi isotopi dell'idrogeno – deuterio e corrispondentemente trizio . Cominciano a formarsi quelli più pesanti elementi chimici – elio . Ma è difficile andare oltre, perché i nuclei sono stabili con il numero di particelle 5 E 8 NO. E risulta essere una spina così complicata.

Immagina di avere una stanza disseminata di pezzi Lego e di dover correre e assemblare strutture. Ma i dettagli si disperdono o la stanza si espande, cioè in qualche modo tutto si muove. È difficile per te raccogliere parti e inoltre, ad esempio, ne metti insieme due, poi ne metti insieme altri due. Ma è impossibile inserire il quinto. E quindi, in questi primi minuti di vita Universo , in sostanza, riesce solo a formarsi elio , un po litio , un po deuterio resti. Brucia semplicemente in queste reazioni, si trasforma nella stessa cosa elio .

Quindi in poche parole Universo risulta essere costituito da idrogeno E elio , dopo i primi minuti della sua vita. Inoltre assolutamente una piccola quantità di elementi leggermente più pesanti. E per così dire, è qui che si è conclusa la fase iniziale della formazione della tavola periodica. E c'è una pausa finché non compaiono le prime stelle. Le stelle risultano ancora calde e dense. Si stanno creando le condizioni per la continuazione fusione termonucleare . E le stelle trascorrono gran parte della loro vita impegnate nella sintesi elio da idrogeno . Cioè è pur sempre un gioco con i primi due elementi. Pertanto, a causa dell’esistenza delle stelle, idrogeno sta diventando più piccolo elio crescendo. Ma è importante capire che, nella maggior parte dei casi, la sostanza è quella Universo non è nelle stelle. Per lo più materia ordinaria sparsa ovunque Universo nelle nubi di gas caldo, negli ammassi di galassie, nei filamenti tra gli ammassi. E questo gas forse non si trasformerà mai in stelle, cioè in questo senso Universo rimarranno comunque prevalentemente costituiti da idrogeno E elio . Se stiamo parlando di una sostanza ordinaria, ma in questo contesto, a livello percentuale, la quantità di elementi chimici leggeri diminuisce e aumenta la quantità di elementi pesanti.

Nucleosintesi stellare

E così dopo l'era iniziale nucleosintesi , l'era della celebrità sta arrivando nucleosintesi , che continua ancora oggi. Nella stella, all'inizio idrogeno diventa elio . Se le condizioni lo consentono, e le condizioni sono temperatura e densità, avranno luogo le seguenti reazioni. Più ci muoviamo lungo la tavola periodica, più difficile è avviare queste reazioni, tanto più condizioni estreme necessario. Le condizioni si creano da sole in una stella. La stella preme su se stessa, la sua energia gravitazionale è bilanciata con la sua energia interna associata alla pressione e allo studio del gas. Di conseguenza, più pesante è la stella, più si comprime e riceve una temperatura e una densità più elevate al centro. E lì potranno andare i prossimi reazioni atomiche .

Evoluzione chimica delle stelle e delle galassie

Al Sole dopo la sintesi elio , inizierà e si formerà la reazione successiva carbonio E ossigeno . Le reazioni non andranno oltre e il Sole si trasformerà in ossigeno-carbonio Nana bianca . Ma allo stesso tempo verranno espulsi gli strati esterni del Sole, già arricchiti dalla reazione di fusione. Il sole si trasformerà in una nebulosa planetaria, gli strati esterni voleranno in pezzi. E per la maggior parte, la materia espulsa, dopo essersi mescolata con la materia del mezzo interstellare, può diventare parte della prossima generazione di stelle. Quindi le stelle hanno questo tipo di evoluzione. C'è un'evoluzione chimica galassie , ogni stella successiva che si forma, contiene, in media, sempre più elementi pesanti. Pertanto, le primissime stelle che si formarono da pure idrogeno E elio , loro, ad esempio, non potrebbero avere pianeti rocciosi. Perché non c'era niente da cui ricavarli. Era necessario affinché il ciclo evolutivo delle prime stelle si svolgesse, e ciò che è importante qui è che le stelle massicce si evolvono più velocemente.

L'origine degli elementi chimici pesanti nell'Universo

Origine dell'elemento chimico ferro

Il sole e la sua durata totale sono quasi 12 miliardi anni. E le stelle massicce vivono più volte milioni anni. Portano reazioni ghiandola , e alla fine della loro vita esplodono. Durante un'esplosione, ad eccezione del nucleo più interno, tutta la materia viene espulsa e quindi ne viene espulsa una grande quantità, naturalmente, e idrogeno , che è rimasto non trasformato negli strati esterni. Ma è importante che una grande quantità venga buttata via ossigeno , silicio , magnesio , è già abbastanza elementi chimici pesanti , leggermente al di sotto del raggiungimento ghiandola e quelli a lui legati, nichel E cobalto . Elementi molto evidenziati. Forse ricordo questa foto dei tempi della scuola: numero elemento chimico e il rilascio di energia durante le reazioni di fusione o decomposizione, e lì si ottiene tale massimo. E ferro, nichel, cobalto sono al top. Ciò significa che il decadimento elementi chimici pesanti redditizio fino a ghiandola , la sintesi dai polmoni è benefica anche per il ferro. È necessario spendere ulteriore energia. Di conseguenza, ci muoviamo dal lato dell'idrogeno, dal lato degli elementi leggeri, e la reazione di fusione termonucleare nelle stelle può raggiungere il ferro. Devono arrivare con il rilascio di energia.

Quando una stella massiccia esplode, ferro , in sostanza, non viene buttato via. Rimane nel nucleo centrale e si trasforma in stella di neutroni O buco nero . Ma vengono buttati via elementi chimici più pesanti del ferro . Il ferro viene rilasciato in altre esplosioni. Le nane bianche possono esplodere, ciò che rimane, ad esempio, del Sole. La stessa nana bianca è un oggetto molto stabile. Ma ha una massa limitante quando perde questa stabilità. Inizia la reazione di combustione termonucleare carbonio .

Esplosione di supernova

E se è una stella normale, è un oggetto molto stabile. Lo scaldi un po' al centro, reagirà, si espanderà. La temperatura al centro diminuirà e tutto si regolerà da solo. Non importa quanto viene riscaldato o raffreddato. E qui Nana bianca non posso farlo. Hai innescato la reazione, vuole espandersi, ma non può. Pertanto, la reazione termonucleare copre rapidamente l'intera nana bianca e questa esplode completamente. Si scopre Esplosione di supernova di tipo 1A e questa è un'ottima Supernova molto importante. Gli hanno permesso di aprirsi espansione accelerata dell’Universo . Ma la cosa più importante è che durante questa esplosione il nano viene completamente distrutto e lì viene sintetizzato molto ghiandola . Tutto ghiandole oh in giro, tutti i chiodi, i dadi, le asce e tutto il ferro sono dentro di noi, puoi pungerti il ​​dito e guardarlo o assaggiarlo. Questo è tutto ferro provenivano dalle nane bianche.

Origine degli elementi chimici pesanti

Ma ci sono elementi ancora più pesanti. Dove vengono sintetizzati? Per molto tempo si è creduto che il principale sito di sintesi fosse altro elementi pesanti , Questo Esplosioni di supernova associato a stelle massicce. Durante un'esplosione, cioè quando c'è molta energia extra, quando volano tutti i tipi di cose extra neutroni , è possibile realizzare reazioni energeticamente sfavorevoli. È solo che le condizioni si sono sviluppate in questo modo e in questa sostanza dispersa possono avvenire reazioni che sintetizzano abbastanza elementi chimici pesanti . E stanno davvero arrivando. Molti elementi chimici , più pesanti del ferro, si formano in questo modo.

Inoltre, anche le stelle che non esplodono, ad un certo stadio della loro evoluzione, quando si trasformano giganti rosse può sintetizzare elementi pesanti . In essi hanno luogo reazioni termonucleari, a seguito delle quali si formano alcuni neutroni liberi. Neutrone , in questo senso, è un'ottima particella, poiché non ha carica, può penetrare facilmente nel nucleo atomico. E dopo essere penetrato nel nucleo, il neutrone può quindi trasformarsi in protone . E di conseguenza l'elemento passerà alla cella successiva tavola periodica . Questo processo è piuttosto lento. È chiamato processo s , dalla parola lento. Ma è abbastanza efficace e molti elementi chimici sono sintetizzati in giganti rosse in questo modo. E in Supernovas va processo r , cioè veloce. A proposito, tutto accade davvero in brevissimo tempo.

Recentemente si è scoperto che ce n'è un altro un buon posto per r-process, non correlato a esplosione di supernova . C'è un altro fenomeno molto interessante: la fusione di due stelle di neutroni. Le stelle amano nascere in coppia e le stelle massicce nascono per lo più in coppia. 80-90% le stelle massicce nascono in sistemi binari. Come risultato dell'evoluzione, i doppi possono essere distrutti, ma alcuni raggiungono la fine. E se avessimo nel nostro sistema 2 stelle massicce, possiamo ottenere un sistema di due stelle di neutroni. Successivamente si avvicineranno l'uno all'altro a causa dell'emissione di onde gravitazionali e alla fine si fonderanno.

Immagina di prendere un oggetto di dimensioni 20 km con una massa di una massa solare e mezza, e quasi con velocità della luce , rilascialo su un altro oggetto simile. Anche secondo una formula semplice, l'energia cinetica è uguale (mv 2)/2 . Se come M diciamo che sostituisci 2 massa del Sole, come v metterne un terzo velocità della luce , puoi contare e ottenere assolutamente energia fantastica . Verrà rilasciato anche sotto forma di onde gravitazionali, apparentemente nell'installazione LIGO Stanno già assistendo a tali eventi, ma non lo sappiamo ancora. Ma allo stesso tempo, poiché gli oggetti reali si scontrano, si verifica effettivamente un'esplosione. Viene rilasciata molta energia gamma gamma , V raggi X allineare. In generale, in tutte le gamme e parte di questa energia va a sintesi degli elementi chimici .

Per molti secoli l'uomo ha studiato vari fenomeni naturali, scoprendone le leggi una dopo l'altra. Tuttavia, anche adesso ci sono molti problemi scientifici che le persone sognano da tempo di risolvere. Uno di questi problemi complessi e interessanti è l'origine degli elementi chimici che compongono tutti i corpi che ci circondano. Passo dopo passo, l'uomo ha imparato la natura degli elementi chimici, la struttura dei loro atomi, nonché la prevalenza degli elementi sulla Terra e su altri corpi cosmici.

Lo studio delle leggi delle reazioni nucleari ci consente di creare una teoria sull'origine degli elementi chimici e sulla loro prevalenza in natura. Secondo la fisica nucleare e l'astrofisica, la sintesi e la trasformazione degli elementi chimici avviene durante lo sviluppo delle stelle. La formazione dei nuclei atomici viene effettuata sia a causa di reazioni termonucleari, sia attraverso reazioni di assorbimento dei neutroni da parte dei nuclei.È ormai generalmente accettato che varie reazioni nucleari avvengano nelle stelle in tutte le fasi del loro sviluppo. L'evoluzione delle stelle è causata da due fattori opposti: la compressione gravitazionale, che porta ad una riduzione del volume della stella, e le reazioni nucleari, accompagnate dal rilascio di enormi quantità di energia.

Come mostrano i dati moderni della fisica nucleare e dell'astrofisica, la sintesi e la trasformazione degli elementi avviene in tutte le fasi dell'evoluzione delle stelle come processo naturale del loro sviluppo. Pertanto, la moderna teoria dell'origine degli elementi chimici si basa sul presupposto che siano sintetizzati in una varietà di processi nucleari in tutte le fasi dell'evoluzione stellare. Ogni stato della stella, la sua età, corrisponde a certi processi nucleari di sintesi degli elementi e ai corrispondenti Composizione chimica. Più giovane è la stella, più elementi leggeri contiene. Gli elementi più pesanti vengono sintetizzati solo durante il processo di esplosione, la morte di una stella. Nei cadaveri stellari e in altri corpi cosmici di massa e temperatura inferiori, continuano a verificarsi reazioni di trasformazione della sostanza. In queste condizioni si verificano reazioni di decadimento nucleare e vari processi di differenziazione e migrazione.

Lo studio dell'abbondanza degli elementi chimici fa luce sull'origine del sistema solare e ci permette di comprendere l'origine degli elementi chimici. Quindi, in natura c'è una nascita, trasformazione e decadimento eterni dei nuclei atomici.L'opinione attuale sull'atto una tantum dell'origine degli elementi chimici è, per lo meno, errata. In realtà, gli atomi nascono eternamente (e costantemente), muoiono eternamente (e costantemente) e la loro struttura in natura rimane invariata. "In natura non c'è priorità tra la creazione e la distruzione: una sorge, l'altra viene distrutta."

Nel complesso, in base a idee moderne, la maggior parte degli elementi chimici, ad eccezione di alcuni dei più leggeri, sono comparsi nell'Universo principalmente durante la nucleosintesi secondaria o stellare (elementi fino al ferro - come risultato della fusione termonucleare, elementi più pesanti - durante la cattura sequenziale di neutroni da parte dei nuclei atomici e successiva decadimento beta, così come in una serie di altre reazioni nucleari). Gli elementi più leggeri (idrogeno ed elio - quasi completamente, litio, berillio e boro - parzialmente) si sono formati nei primi tre minuti dopo il Big Bang (nucleosintesi primaria). Una delle principali fonti di elementi particolarmente pesanti nell'Universo dovrebbero essere, secondo i calcoli, le fusioni di stelle di neutroni, con il rilascio di quantità significative di questi elementi, che successivamente partecipano alla formazione di nuove stelle e dei loro pianeti.

NUOVI DATI

Gli scienziati russi hanno trovato prove di come appaiono gli elementi pesanti nell'Universo, da cui si sono formati i pianeti e, in definitiva, le persone. Un articolo a riguardo è stato pubblicato su una delle riviste scientifiche più prestigiose – Nature. Finora si credeva che elementi pesanti come ferro e silicio nascessero dall'esplosione delle cosiddette supernove. Questa teoria ha molte prove indirette, ma non c'erano prove dirette. In particolare, gli astrofisici sono riusciti a registrare il decadimento degli isotopi radioattivi del cobalto-56 e del ferro-56 teoricamente previsti nel resto di una delle supernove. Tuttavia, questo chiaramente non è sufficiente per confermare la teoria. Forse tutto è finito con il cobalto e il ferro. Ma come sono comparsi gli altri elementi?

La teoria indicava la direzione di ulteriori ricerche: un isotopo del titanio (titanio-44). È lui che dovrebbe nascere dopo il decadimento del cobalto e del ferro. È chiaro che gli astrofisici di tutto il mondo stanno prendendo di mira il titanio. Ma senza successo. Era difficile da comprendere e già apparivano dubbi sulla correttezza della teoria? Verna! Questa conclusione deriva dal lavoro dei fisici russi dell'Istituto di ricerca spaziale dell'Accademia russa delle scienze e di Chris Winkler, un dipendente del Centro europeo per la ricerca e la tecnologia spaziale. Utilizzando l'osservatorio orbitale internazionale di raggi gamma INTEGRAL, sono riusciti a rilevare nei raggi X la radiazione proveniente dal decadimento radioattivo del titanio-44. Che fu la prima prova diretta della formazione del titanio al momento dell'esplosione di questa supernova unica.

Ma gli scienziati non si sono fermati qui. Sono stati in grado di stimare la massa del titanio nato: circa 100 masse terrestri. Qual è il prossimo? La teoria prevede che il titanio decada in scandio, che a sua volta decade in calcio. Se gli scienziati riusciranno a registrare l'intera catena, questo sarà un argomento decisivo per dimostrare che la teoria della formazione di elementi pesanti durante le esplosioni di supernova è corretta.

Evoluzione chimica O evoluzione prebiotica- lo stadio che precede l'emergere della vita, durante il quale le sostanze organiche e prebiotiche nascono da molecole inorganiche sotto l'influenza di fattori energetici e di selezione esterni e a causa dello sviluppo di processi di auto-organizzazione caratteristici di tutti i sistemi relativamente complessi, che, senza dubbio, sono tutte le molecole contenenti carbonio.

Questi termini denotano anche la teoria dell'emergere e dello sviluppo di quelle molecole che sono di fondamentale importanza per l'emergere e lo sviluppo della materia vivente.

Tutto ciò che sappiamo sulla chimica della materia ci permette di limitare il problema dell’evoluzione chimica nell’ambito del cosiddetto “sciovinismo acqua-carbonio”, che postula che la vita nel nostro Universo sia rappresentata nell’unico opzione possibile: come “modo di esistenza dei corpi proteici”, realizzato grazie ad una combinazione unica delle proprietà di polimerizzazione del carbonio e delle proprietà depolarizzanti dell'ambiente acquoso in fase liquida, come condizioni congiuntamente necessarie e/o sufficienti(?) per l'emergenza e lo sviluppo di tutte le forme di vita a noi conosciute. Ciò implica che, almeno all’interno di una biosfera formata, può esserci un solo codice ereditario comune a tutti gli esseri viventi di un dato biota, ma resta aperta la questione se esistano altre biosfere al di fuori della Terra e se siano possibili altre varianti dell’apparato genetico. .

Non si sa nemmeno quando e dove sia iniziata l'evoluzione chimica. Qualsiasi tempistica è possibile dopo la fine del secondo ciclo di formazione stellare, avvenuta dopo la condensazione dei prodotti delle esplosioni di supernove primarie, fornendo elementi pesanti (con una massa atomica superiore a 26) nello spazio interstellare. La seconda generazione di stelle, già dotata di sistemi planetari arricchiti di elementi pesanti necessari per la realizzazione dell'evoluzione chimica, è apparsa 0,5-1,2 miliardi di anni dopo il Big Bang. Se vengono soddisfatte alcune condizioni abbastanza probabili, quasi ogni ambiente può essere adatto per avviare l’evoluzione chimica: le profondità degli oceani, l’interno dei pianeti, le loro superfici, le formazioni protoplanetarie e persino le nubi di gas interstellare, il che è confermato dalla diffusa rilevazione in spazio con metodi di astrofisica di vario tipo materia organica- aldeidi, alcoli, zuccheri e persino l'amminoacido glicina, che insieme possono fungere da materiale di partenza per l'evoluzione chimica, che ha come risultato finale l'emergere della vita.

Un mese fa, il 16 ottobre, è arrivato un messaggio dagli osservatori delle onde gravitazionali “LIGO”, “Virgo” e da una serie di altri grandi gruppi scientifici internazionali riguardo ad una scoperta estremamente significativa per l'astronomia moderna. Oltre 70 osservatori specializzati in tutte le bande dello spettro elettromagnetico e tutti e 3 gli osservatori operativi delle onde gravitazionali hanno dimostrato in dettaglio per la prima volta informazioni riguardanti la fusione di due stelle di tipo neutronico. IN questo materiale vi racconteremo cosa hanno visto esattamente gli scienziati e quali risposte alle domande sul nostro Universo sono state ottenute grazie alla nuova ricerca.

Com'è andato tutto?

Quest'anno, il 17 agosto, alle 15:41:04 ora di Mosca, il rilevatore dell'osservatorio LIGO, situato a Hanford, Washington, ha rilevato un'onda gravitazionale lunga record. Il segnale durò circa cento secondi. Si tratta di un periodo di tempo molto lungo, perché le precedenti 4 registrazioni di onde gravitazionali non sono durate più di tre secondi. In questo caso è stato attivato il programma di notifica automatica. Gli astronomi hanno controllato le informazioni, a seguito delle quali è stato rivelato che, a quanto pare, anche il 2o rilevatore LIGO, situato in Louisiana, ha catturato l'onda, ma nello stesso caso il trigger automatico non ha funzionato a causa del rumore a breve termine .

Entro 1,7 secondi più tardi del primo rilevatore, indipendentemente da esso, ha funzionato sistema automatico i telescopi Integral e Fermi, che sono osservatori cosmici di raggi gamma che osservano alcuni degli eventi a più alta energia nell'intero Universo. Gli strumenti hanno registrato un lampo luminoso e ne hanno determinato approssimativamente i dati delle coordinate. Il flash qui è durato solo 2 secondi. in contrapposizione al segnale di gravità. È interessante notare che l'Integral russo-europeo ha notato il lampo di raggi gamma, per così dire, con "visione laterale", cioè con i "cristalli protettivi" del rilevatore principale. Tuttavia, ciò non ha interferito con il processo di triangolazione del segnale.

Circa un’ora dopo, LIGO ha diffuso informazioni riguardanti i potenziali dati di coordinate per la sorgente delle onde gravitazionali. L'installazione di quest'area è stata effettuata perché il segnale è stato notato anche dal rilevatore Virgo. Il ritardo con cui i dispositivi hanno ricevuto il segnale indicava che, molto probabilmente, la sorgente era situata a sud, perché il segnale è stato captato prima da Virgo, e solo dopo, dopo che erano trascorsi 22 millisecondi, è stato registrato dal LIGO osservatorio. Inizialmente, l'area consigliata per la ricerca era fino a 28 gradi quadrati. Questa cifra equivale a centinaia di aree lunari.

Nella fase successiva, le informazioni provenienti dagli osservatori di raggi gamma e gravitazionali furono combinate in un unico insieme e iniziò la ricerca dell'esatta fonte di radiazione. I fisici iniziarono immediatamente diverse ricerche ottiche, perché sia ​​i telescopi a raggi gamma che gli osservatori gravitazionali non consentivano di trovare il punto richiesto con elevata precisione.

Una delle ricerche è stata effettuata utilizzando un sistema di telescopio robotico chiamato “MASTER”, creato presso la SAI dell'Università statale di Mosca.

È stato il telescopio cileno Meter Swope che è riuscito a trovare il bagliore richiesto tra migliaia di potenziali candidati. Lo ha fatto 11 ore dopo le onde gravitazionali. Gli astronomi hanno rilevato un nuovo punto luminoso nella galassia NGC 4993, situata nella costellazione dell'Idra. La luminosità di questo punto non era superiore alla magnitudine 17. Un tale oggetto è accessibile per l'osservazione utilizzando telescopi semiprofessionali.

Circa un'ora dopo, nonostante lo Swope, la sorgente è stata trovata da altri quattro osservatori, incluso il telescopio della rete MASTER dall'Argentina. Quindi è iniziata una campagna di osservazione globale, che ha coinvolto i telescopi dell'Osservatorio dell'Europa meridionale, dispositivi famosi come Chandra e Hubble, il radiotelescopio VLA e una serie di altri strumenti. In totale, 70 team scientifici hanno osservato lo sviluppo dell'evento. Dopo 9 giorni gli astronomi sono riusciti a ottenere un'immagine nella gamma dei raggi X e dopo 16 giorni anche nella gamma delle radiofrequenze. Dopo qualche tempo, la stella si avvicinò alla galassia, ma a settembre le osservazioni si rivelarono impossibili.

Perché è avvenuta l'esplosione?

Un'immagine così caratteristica di un'esplosione in una varietà di gamme elettromagnetiche è stata prevista e descritta molto tempo fa. Mostra la collisione di due stelle di tipo neutronico, che sono oggetti ultracompatti costituiti da materia di neutroni.

Gli scienziati affermano che la massa delle stelle di tipo neutronico raggiunge 1,1 e 1,6 masse solari, che sommate ammontano a 2,7. Per la prima volta si formarono onde gravitazionali quando la distanza tra gli oggetti raggiunse i 300 km.

Ciò che era inaspettato era la piccola distanza tra questo sistema e noi. Era pari a 130 milioni di anni luce, ma è solo 50 volte maggiore della distanza tra noi e la nebulosa di Andromeda, e anche quasi un ordine di grandezza inferiore alla distanza tra noi e i buchi neri che si sono scontrati, come LIGO e " Vergine" Questa collisione è stata anche la fonte più vicina a noi di un breve lampo di raggi gamma.

Cosa sono le stelle di tipo neutronico?

Queste stelle uniche si formano durante i cosiddetti collassi di giganti e supergiganti, avendo masse 10-25 volte maggiori della massa solare. Come descrivere la loro nascita? Inizialmente, ad un certo punto, la massa del nucleo stellare diventa superiore al limite di Chandrasekhar, pari a 1,4 masse solari. In questo momento esiste uno squilibrio tra la gravità nucleare, che attrae lo strato esterno della stella, e la pressione degli elettroni, che agisce da ostacolo al processo di compressione. La stella inizia a contrarsi, cioè a collassare. La densità e la temperatura della materia nucleare aumentano improvvisamente, i protoni iniziano a catturare gli elettroni, provocando la formazione di neutroni e allo stesso tempo vengono rilasciati neutrini. Dopo un certo tempo, il nucleo è quasi completamente costituito da una moltitudine di neutroni.

Le emissioni di energia derivanti dalle connessioni protone-elettrone portano alla rottura del guscio stellare e portano via il suo stesso materiale. Pertanto, si verifica un'esplosione di supernova. Di conseguenza, vediamo un nucleo denso con un guscio sottile e costituito da neutroni. La densità di una stella di tipo neutronico è enorme. Si trova solo attraverso la pressione dei neutroni degeneri. Raggiunge un valore di 4–6×1017 kg/m3. Una goccia di materia neutronica, pari a 0,030 millilitri, pesa più di dieci milioni di tonnellate, paragonabile a un centinaio di treni merci carichi. Allo stesso tempo, le dimensioni caratteristiche di tali stelle non sono così grandi: solo circa 10 km. in un dm. Si noti che una stella del genere può essere posizionata anche nel Terzo Anello di Trasporto di Mosca.

Oltre alla loro alta densità, le stelle di questo tipo hanno potenti campi magnetici. La loro induzione raggiunge da migliaia a trilioni di tesla, ma il campo magnetico terrestre in questo indicatore non supera 0,065 tesla. Alcune di queste stelle hanno un grande momento angolare dopo l'esplosione. È così che si formano oggetti unici come le pulsar.

Al momento, gli scienziati non sono ancora giunti ad un quadro unificato della struttura della materia neutronica. Non è stata ancora costruita un'equazione speciale per il suo stato. Allo stesso tempo, ci sono informazioni secondo cui il neutronio ha proprietà come superfluidità e superpermeabilità.

Le stelle binarie di tipo neutronico sono note dal 1974. Uno di questi sistemi fu scoperto a quel tempo dai premi Nobel Russell Hulse e Joseph Taylor. Ma tutte le stelle doppie conosciute di questo tipo si trovavano ancora nella nostra galassia, e la stabilità della loro orbita era sufficiente a impedire loro di entrare in collisione tra loro per i prossimi milioni di anni. La nuova coppia di stelle era così vicina da innescare il processo di interazione, e quindi di trasferimento di materia.

L'evento è stato chiamato kilonova. Letteralmente parlando, sembra che la luminosità del brillamento fosse circa mille volte maggiore in termini di potenza rispetto ai normali brillamenti di nuove stelle, che sono sistemi duali, dove il compagno compatto è impegnato a tirare su di sé la materia.

La raccolta completa di informazioni consente già agli scienziati di considerare questo evento come una pietra di ura-carbone per la futura astronomia delle onde gravitazionali. I risultati dell'elaborazione delle informazioni hanno gettato le basi per la stesura di circa 30 articoli su riviste popolari nell'arco di due mesi. Pertanto, 7 articoli sono stati pubblicati su Nature, 7 su Science e altri lavori sono stati pubblicati su Astrophysical Journal Letters e altre pubblicazioni scientifiche. Uno di questi articoli è stato scritto da 4.600 astronomi provenienti da collaborazioni completamente diverse. Questo numero di astronomi rappresenta oltre un terzo degli astronomi di tutto il mondo.

Siamo così arrivati ​​alle domande chiave alle quali gli scienziati sono stati in grado di dare una risposta reale in tutta serietà.

Cosa innesca i brevi lampi di raggi gamma?

I lampi di raggi gamma sono tra gli eventi a più alta energia dell’intero Universo. La potenza di una di queste raffiche raggiunge un valore tale che in pochi secondi può lanciare ambiente energia pari in quantità all’energia solare generata in decine di milioni di anni. È consuetudine separare i lampi di raggi gamma corti da quelli lunghi. Allo stesso tempo, credono che si tratti di fenomeni completamente diversi in linea di principio. Ad esempio, la fonte delle lunghe esplosioni è il collasso di stelle di massa enorme.

Secondo alcune ipotesi, la fonte di brevi lampi di raggi gamma è considerata la fusione di stelle di tipo neutronico. Ma non c'era ancora alcuna conferma diretta di queste ipotesi. Nuove osservazioni sono già una prova molto forte dell’esistenza di questo meccanismo.

Come appaiono l'oro e gli altri elementi pesanti nell'Universo?

La nucleosintesi è la fusione dei nuclei stellari nelle stelle stesse. Questo processo consente di ottenere una vasta gamma di elementi chimici. Nel caso dei nuclei leggeri le reazioni di fusione avvengono con rilascio di energia. In generale, queste reazioni sono energeticamente favorevoli. Per gli elementi la cui massa è approssimativamente uguale a quella del ferro, il guadagno in termini energetici non è più così significativo. Per questo motivo, gli elementi la cui massa supera la massa del ferro praticamente non compaiono nelle stelle. Un'eccezione sono le esplosioni di supernova. Tuttavia, non sono affatto sufficienti a spiegare la prevalenza di oro, uranio, lantanidi e altri elementi pesanti formati nell’Universo.

Vale la pena ricordare che già nel 1989 i fisici presumevano che il processo coinvolgesse la r-nucleosintesi, che avviene nelle fusioni di stelle di tipo neutronico. Puoi leggere ulteriori informazioni su queste informazioni nel blog dello specialista di astrofisica Marat Musin. Finora circa questo processo Hanno parlato solo in teoria. Ora tutto è cambiato.

Gli studi spettrali del nuovo evento indicano chiare tracce dell'emergere di elementi pesanti. Così, gli spettrometri, l'enorme telescopio VLT e il famoso Hubble hanno aiutato gli astronomi a rilevare la presenza di oro, cesio, platino e tellurio nello spazio. Ci sono anche prove dell'emergere di antimonio, xenoma e iodio. I fisici hanno fornito stime secondo cui ci sarebbe stata un'espulsione dopo la collisione. massa totale elementi leggeri e pesanti pari a 40 masse di Giove. Solo l'oro, come dicono i modelli teorici, appare così tanto che equivale a circa 10 masse della Luna.

Qual è la costante di Hubble?

La valutazione sperimentale della velocità di espansione dell'Universo può essere effettuata utilizzando speciali “candele standard”, che sono oggetti di cui è noto l'indice di luminosità assoluta. Ciò significa che il rapporto tra luminosità assoluta e luminosità visibile ci consente di trarre una conclusione sulla loro portata. La velocità di espansione a tale distanza dall'osservatore viene rilevata utilizzando uno spostamento Doppler, ad esempio le linee dell'idrogeno. Il ruolo delle “candele standard” è stato assunto, ad esempio, dalle supernove di tipo Ia, che sono “esplosioni” di nane bianche. Vale la pena aggiungere che è stato il loro campione a dimostrare il fatto dell'espansione dell'Universo.

La costante di Hubble consente di specificare una dipendenza lineare del tasso di espansione dell'Universo a questa distanza. Ciascuna delle definizioni indipendenti del suo significato consente di avere fiducia nella cosmologia attualmente accettata.

Le sorgenti di onde gravitazionali fungono anche da cosiddette “candele standard”. Sono anche chiamate “sirene” in un altro modo. La natura delle onde gravitazionali create da queste candele consente di determinare autonomamente la distanza da esse. Questo è esattamente ciò che gli astronomi hanno utilizzato in uno dei loro nuovi lavori. Il risultato è equivalente ad altre misurazioni indipendenti, vale a dire quelle basate sulla radiazione cosmica di fondo e sulle osservazioni di oggetti dotati di lente gravitazionale. La costante rimane circa 62-82 km. al secondo per megaparsec. Ciò significa che due galassie, distanti 3,2 milioni di anni luce, hanno una velocità media di decollo di 70 km/s. Nuove fusioni di stelle di tipo neutronico consentiranno di aumentare la precisione di questa stima.

Come funziona la gravità?

La teoria della relatività generale, ormai generalmente accettata, prevede accuratamente il comportamento delle onde gravitazionali. Ma la teoria quantistica della gravità non è stata ancora sviluppata. Esistono numerose ipotesi su come “funziona” la gravità. Sono presentati sotto forma di strutture teoriche con un gran numero di parametri sconosciuti. L'osservazione simultanea della radiazione elettromagnetica e delle onde gravitazionali consentirà di identificare e restringere i confini di questi parametri, nonché di scartare alcune ipotesi ritenute insostenibili.

Ad esempio, è un dato di fatto che le onde gravitazionali si sono formate in 1,7 secondi. ai raggi gamma. Ciò significa semplicemente che divergono effettivamente alla velocità della luce. Inoltre, il valore del ritardo stesso può essere utilizzato per testare il principio di equivalenza, che è alla base della relatività generale.

Come sono strutturate le stelle di tipo neutronico?

Conosciamo la struttura di tali stelle solo in schema generale, superficiale. Hanno una crosta composta da elementi pesanti e un nucleo che, come abbiamo detto sopra, è basato sui neutroni. Tuttavia, non conosciamo ancora l’equazione di stato della materia neutronica nel nucleo stesso. Ma questo è importante, perché aiuterà a capire cosa si è formato durante la collisione osservata dagli astronomi.

Possiamo applicare il concetto in relazione alle nane bianche e alle stelle di tipo neutronico massa critica. Se questa massa viene superata, c'è il rischio che inizi il processo di collasso. A seconda che la massa del nuovo corpo abbia superato o meno un livello critico, ci sono diverse opzioni per il successivo sviluppo degli eventi. Se la massa totale è troppo grande, l'oggetto collasserà improvvisamente in un buco nero. Se la massa è leggermente inferiore, c'è il rischio che si formi una stella di tipo neutronico in rapida rotazione e non in equilibrio, che col tempo collasserà anche in un buco nero. Un'alternativa da considerare qui è la formazione di una magnetar. È una stella di tipo neutronico in rapida rotazione con un enorme campo magnetico. Apparentemente la magnetar non si è formata durante la collisione e gli scienziati non sono stati in grado di rilevare la radiazione a raggi X che l'accompagna.

Vladimir Lipunov, che è a capo della rete MASTER, attualmente non dispone di informazioni sufficienti per scoprire cosa è successo a seguito della fusione. Ma gli astronomi hanno già fornito diverse teorie e intendono pubblicarle nei prossimi giorni. Probabilmente, grazie alle future fusioni di stelle, gli scienziati riusciranno a individuare la massa critica desiderata.

Valery Mitrofanov, professore presso la Facoltà di Fisica dell'Università Statale di Mosca. M.V. Lomonosov, ha affermato che nel prossimo futuro loro (gli scienziati) si aspettano di registrare onde gravitazionali da altre fonti, ad esempio, da fonti continue di radiazioni, onde stocastiche e radiazioni gravitazionali relitte, ma per tali scopi un aumento significativo della sensibilità dei rilevatori sarà richiesto. Ha inoltre osservato che ancora oggi è molto interessante la ricerca di nuove fonti inesplorate.

È stata chiarita la meccanica del movimento dei pianeti e delle stelle. Dopo che questa pietra miliare fu lasciata alle spalle, i concetti mitici sull'origine dell'energia del Sole e delle stelle non potevano più essere presi sul serio, e sembrerebbe una cosa buona, ma il cielo studiato dagli astronomi si coprì improvvisamente di punti interrogativi. Per penetrare nelle profondità delle stelle, gli scienziati avevano un solo strumento: la “perforatrice analitica” del proprio cervello, secondo le parole dell'astrofisico inglese Arthur Stanley Eddington (1882-1944).

Fu il primo ad avanzare l'idea della possibilità di “pompare” la massa stellare in energia attraverso reazioni termonucleari di fusione di elio e idrogeno (1920). Scrisse: “Le regioni interne di una stella sono una miscela di atomi, elettroni e onde eteriche (come gli scienziati chiamano onde elettromagnetiche). Dobbiamo fare appello alle ultime conquiste della fisica atomica per aiutarci a comprendere le leggi di questo caos. Abbiamo iniziato a esplorare struttura interna stelle; Ben presto ci ritrovammo ad esplorare la struttura interna dell’atomo”. E ancora: “... l'energia necessaria può essere rilasciata durante la riorganizzazione dei protoni e degli elettroni nei nuclei atomici (trasformazione degli elementi) e un'energia molto maggiore durante la loro annichilazione... L'uno o l'altro processo può essere utilizzato per produrre calore solare. ..”

Quali fasi delle biografie delle stelle può raccontare la scienza moderna?

Facciamo subito una riserva: le idee esistenti sull'origine e sullo sviluppo delle stelle, nonostante il diffuso riconoscimento, non hanno ancora acquisito i diritti di una teoria incrollabile. Molte domande difficili attendono ancora risposte. Tuttavia, queste idee sembrano delineare abbastanza correttamente i contorni dell’evoluzione stellare. L'esistenza di una stella inizia con un'enorme e fredda nube di gas, costituita principalmente da idrogeno. Sotto l'influenza della gravità, si contrae gradualmente. L'energia potenziale gravitazionale delle particelle di gas si trasforma in energia cinetica, cioè termica, di cui circa la metà viene spesa per le radiazioni. Il resto viene utilizzato per riscaldare il denso coagulo formato al centro: il nucleo. Quando la temperatura e la pressione nel nucleo aumentano così tanto da rendere possibili le reazioni termonucleari, inizia la fase più lunga dell'evoluzione di una stella: quella termonucleare. Parte dell'energia rilasciata nel suo nucleo durante la sintesi dell'elio dall'idrogeno viene trasportata nello spazio da neutrini che penetrano in tutto e la parte principale viene trasferita alla superficie della stella da γ-quanti e particelle di gas altamente ionizzato. Questo flusso di energia che fluisce dal centro resiste alla pressione degli strati esterni e impedisce un'ulteriore compressione. Questo stato di equilibrio di una stella con una massa doppia rispetto a quella del Sole dura quasi 10 miliardi di anni.

Dopo che la maggior parte dell’idrogeno nel nucleo si è esaurito, non c’è più energia sufficiente per mantenere l’equilibrio. Il “reattore termonucleare” della stella sta gradualmente passando a una nuova modalità. La stella si contrae, la pressione e la temperatura al suo centro aumentano e, a circa 100 milioni di gradi, i nuclei di elio entrano in reazione insieme ai protoni. Vengono sintetizzati elementi più pesanti: carbonio, azoto, ossigeno e dal centro della stella alla superficie, come uno dei cerchi che si disperdono nell'acqua da una pietra lanciata, si muove uno strato in cui l'idrogeno continua a bruciare.

Nel corso del tempo, anche le risorse di elio si esauriscono. La stella si contrae ancora di più, la temperatura al suo centro sale a 600 milioni di gradi. Ora le reazioni coinvolgono i nuclei con Z>2. E uno strato di elio in fiamme si sposta verso la periferia.

Passo dopo passo, la sostanza nel nucleo occupa sempre più nuove cellule nella tavola periodica e a 4 miliardi di gradi finalmente “arriva” al ferro e agli elementi ad esso vicini in termini di massa nucleare. Questi elementi hanno un difetto di massa massimo, cioè l'energia di legame nei nuclei è altissima, e rappresentano le “scorie” dei “reattori stellari termonucleari”: nessuna reazione nucleare è più in grado di estrarre energia da essi. E se è così, un ulteriore rilascio di energia dovuto alle reazioni di fusione è impossibile: il periodo termonucleare della stella è terminato. L'ulteriore corso dell'evoluzione è ancora una volta determinato dalle forze gravitazionali che comprimono la stella. Inizia la sua morte.

Il modo esatto in cui morirà una stella dipende dalla sua massa. Ad esempio, le stelle con masse superiori a due masse solari sono destinate alla fine più drammatica. Le forze gravitazionali risultano così potenti che frammenti di atomi schiacciati - elettroni e nuclei - formano, per così dire, due gas disciolti l'uno nell'altro: elettronico e nucleare. Sebbene il corso dell'evoluzione di tali stelle nelle fasi successive all'esaurimento degli elementi leggeri non possa essere considerato stabilito con precisione, tuttavia la teoria esistente è accettata dalla maggior parte degli astrofisici. Questa teoria deve il suo successo principalmente al fatto che il meccanismo proposto per la formazione degli elementi chimici e l'abbondanza prevista di elementi nell'Universo sono in buon accordo con i dati osservativi.

Quindi, la stella massiccia ha esaurito tutte le sue riserve di combustibile nucleare. Riscaldandosi costantemente fino a diversi miliardi di gradi, ha trasformato la maggior parte della sostanza in ceneri nucleari - elementi del gruppo del ferro con masse atomiche da 50 a 65 (dal vanadio allo zinco). Un'ulteriore compressione della stella porta all'interruzione della stabilità dei nuclei formati, che iniziano a collassare. I loro frammenti - particelle alfa, protoni e neutroni - reagiscono con i nuclei del gruppo del ferro e si combinano con essi. Si formano elementi più pesanti, che entrano anch'essi in reazioni, e vengono riempite le celle successive della tavola periodica. A causa di estremamente alte temperature Questi processi avvengono molto rapidamente, nell'arco di diversi millenni.

Regione “pesante” della tavola periodica

Durante la fissione dei nuclei del gruppo del ferro, così come durante la fusione dei nucleoni e dei nuclei leggeri con essi (nelle reazioni di fusione che portano al riempimento della regione “pesante” della tavola periodica), l'energia non viene rilasciata, ma, a livello al contrario, viene assorbito. Di conseguenza, la compressione della stella sta accelerando. Il gas degli elettroni non è più in grado di resistere alla pressione del gas nucleare. Inizia il collasso: in pochi secondi il nucleo della stella subisce una compressione catastrofica: il guscio della stella collassa, “esplode verso l'interno”. La densità della materia aumenta così tanto che nemmeno i neutrini riescono a sfuggire alla stella. Tuttavia, la “prigionia” di un potente flusso di neutrini, che porta via gran parte dell’energia del nucleo stellare in collasso, non dura a lungo. Prima o poi, la quantità di moto dei neutrini “bloccati” viene trasmessa al guscio e questo viene espulso, aumentando il bagliore della stella di miliardi di volte.

Gli astrofisici ritengono che questo sia il modo in cui esplodono le supernovae. Le gigantesche esplosioni che accompagnano questi eventi espellono una parte significativa della materia della stella nello spazio interstellare: fino al 90% della sua massa.

La Nebulosa del Granchio, ad esempio, è il guscio in esplosione ed espansione di una delle supernove più luminose. Il suo brillamento avvenne, come testimoniano le cronache stellari degli astronomi cinesi e giapponesi, nel 1054 e fu insolitamente luminoso: la stella fu vista anche di giorno per 23 giorni. Le misurazioni del tasso di espansione della Nebulosa del Granchio hanno mostrato che in nove secoli avrebbe potuto raggiungere le sue dimensioni attuali, cioè hanno confermato la data della sua nascita. Tuttavia, prove molto più significative della correttezza del modello presentato e delle previsioni teoriche sulla potenza del flusso di neutrini basate su di esso furono ottenute il 23 febbraio 1987. Quindi gli astrofisici registrarono un impulso di neutrini che accompagnò la nascita di una supernova nel Grande Nube di Magellano.

In essi furono trovate linee di elementi pesanti, sulla base delle quali l'astronomo tedesco Walter Baade (1893-1960) giunse alla conclusione che il Sole e la maggior parte delle stelle rappresentano almeno la seconda generazione di popolazioni stellari. Il materiale per questa seconda generazione era il gas interstellare e la polvere cosmica, in cui si trasformò il materiale delle supernove della generazione precedente disperse dalle loro esplosioni.

Potrebbero nascere nuclei di elementi superpesanti in esplosioni stellari? Molti teorici ammettono questa possibilità.

Cari visitatori!