10. Termonukleární reakce probíhající ve vesmíru · exoergické reakce mezi lehkými jádry probíhající za vysokých teplot (³ 10^7 K) · vznikají jádra těžší s vyšší střední vazebnou energií · hmota se nachází ve stavu plazmatu (volná atomová jádra a volné elektrony) · kinetická energie částic je natolik velká, že stačí k překonání potenciálové bariéry a k reakci jader při vzájemných srážkách Nukleogeneze ve vesmíru A) „Velký třesk“ · došlo k němu cca před 10 – 15 miliardami let · hmota a energie vesmíru byla soustředěna v jednom místě o obrovské hustotě · hmota sestávala z protonů, neutronů, elektronů, pozitronů různých typů neutrin a fotonů · mezi těmito částicemi převládaly slabé interakce ad 1) n + n « p + e^- ad 2) n + e^+ « p + antineutrino ad 3) n « p + e^- + antineutrino · jádra se ihned rozpadala účinkem vysoce energetických fotonů · poměr mezi počty fotonů a baryonů …10^9, tento stav trval zlomek sekundy · nastala exploze a s následnou expanzí hmoty do vesmíru · hmota se začala ochlazovat, rychlost slabých interakcí se zmenšovala, až byla menší než rychlost rozpínání vesmíru · neutrina přestala být v rovnováze s ostatními částicemi od okamžiku, kdy teplota klesla na cca 10^10 K, se neutrina volně šířila prostorem a neúčastnila se interakcí (tj. omezily se slabé interakce, zvláště pak ad 3) · dochází k anihilaci elektronů a pozitronů · zůstalo jen tolik elektronů, kolik jich bylo potřeba k neutralizaci náboje protonů · n : p = 1 : 7 Þ proces ad 3) se stal nevratným a poměr mezi počtem neutronů a protonů se ustálil B) Primordiální nukleosyntéza q nastává několik minut po velkém třesku (T ~ 10^9 K) q n + p ® ^2H + g začíná se tvořit deuterium ^2H(p,g)^3He ^3H(d,n)^4He ^2H(n,g)^3H ^3He(d,p)^4He ^2H(d,p)^3H ^3He(^3He,2p)^4He ^2H(d,n)^3He q následují další jaderné reakce q vznik těžších jader nebyl možný, neboť i nadále klesá teplota (T ~ 10^8 K) a klesá hustota hmoty q další expanze vesmíru vede ke vzniku vesmírného plynu (T ~ 10 K, hustota cca 10^-13 g/cm^-3) q tento vesmírný plyn (převážně ^4He a protony, málo deuteria a tritia) zaplňuje vesmír q v místech, kde se fluktuací zvětšuje hustota hmoty se po cca 10^7 – 10^9 let začíná hmota gravitací koncentrovat Þ zárodky galaxií a hvězd q při gravitačním smršťování se začíná hmota zahřívat (T ~ 10^7 K, hustota cca 100 g/cm^3) – další stadium nukleogeneze C) Vznik hvězd první generace q spalování vodíku na helium probíhá v cyklech, uvolňuje se přitom velké množství energie, které brání dalšímu gravitačnímu smršťování q proton-protonový cyklus ppI p(p,e^+n)d(p,g)^3He(^3He,2p)^4He 26,2 MeV q proton-protonový cyklus ppII p(p,e^+n)d(p,g)^3He(^4He,g)^7Be(e^-,n)^7Li(p,^4He)^4He q spalování helia Ø při dalším smršťování hvězdy roste teplota a hustota hmoty Ø při teplotě 1,5.10^8 K se začíná spalovat helium ^4He + ^4He ® ^8Be (velmi nestálé jádro 10^-16s) ^8Be + ^4He ® ^12C ^12C + ^4He ® ^16O + g q spalování vodíku v CNO cyklu Ø je umožněno existencí izotopů uhlíku a kyslíku Ø probíhá i v současnosti např. na Slunci cyklus zastoupení (%) ppI 85 ppII 14 CNO 1,5 q vznik těžších nuklidů Ø nukleosyntéza probíhá v nitru hvězd, které jsou 8-30x větší než Slunce: spalování uhlíku při teplotách 0,5-1,0.10^9 K ^12C + ^12C ® ^23Na + p ^20Ne + a ^24Mg + g spalování neonu při teplotách 1,0-1,50.10^9 K ^20Ne(g,a)^16O ^20Ne(a,g)^24Mg spalování kyslíku při teplotách >1,50.10^9 K ^16O + ^16O ® ^31P + p ^31S + n ^28Si + a spalování křemíku při teplotách ~ 3.10^9 K ^28Si + g ® ^27Al + p ^27Si + n ^24Mg + a