10. Reakce probíhající ve vesmíru
Nukleogeneze ve vesmíru
„Velký třesk“
·došlo k němu cca před 10 – 15 miliardami let (“13,7“ mld let)
·hmota a energie vesmíru byla soustředěna v jednom místě o obrovské hustotě,  1096 g cm-3
·hmota sestávala z protonů, neutronů, elektronů, pozitronů různých typů neutrin a fotonů
·mezi těmito částicemi převládaly slabé interakce
n +       p + e-
n + e+    p + antineutrino
n    p + e- + antineutrino
1
[USEMAP]

Průběh:
1.jádra se ihned rozpadala účinkem vysoce energetických fotonů
2.
2. poměr mezi počty fotonů a baryonů …109, tento stav trval zlomek sekundy
3.
3. nastala exploze a s následnou expanzí hmoty do vesmíru
4.
4. hmota se začala ochlazovat, rychlost slabých interakcí se zmenšovala, až byla menší než rychlost
rozpínání vesmíru
5.
5. neutrina přestala být v rovnováze s ostatními částicemi od okamžiku, kdy teplota klesla na cca
1010 K, se neutrina volně šířila prostorem a neúčastnila se interakcí (tj. omezily se slabé
interakce, zvláště pak ad 3)
6.
6. dochází k anihilaci elektronů a pozitronů
7.
7. zůstalo jen tolik elektronů, kolik jich bylo potřeba k neutralizaci náboje protonů
      proces ad 3) se stal nevratným a poměr mezi počtem neutronů a protonů se ustálil na hodnotě
n : p = 1 : 7
2
[USEMAP]

Primordiální nukleosyntéza
·nastává několik minut po velkém třesku (T ~ 109 K)
·
·začíná se tvořit deuterium
·následují další jaderné reakce
·vznik těžších jader nebyl možný, neboť i nadále klesá teplota (T ~ 108 K) a klesá hustota  hmoty
·
·další expanze vesmíru vede ke vzniku vesmírného plynu
·(T ~ 10 K, hustota cca 10-13 g/cm-3)
·
·tento vesmírný plyn (převážně 4He a protony, málo deuteria a tritia) zaplňuje vesmír
·
·v místech, kde se fluktuací zvětšuje hustota hmoty se po cca 107 – 109 let začíná hmota  gravitací
koncentrovat  zárodky galaxií a hvězd
·
·při gravitačním smršťování se začíná hmota zahřívat (T ~ 107 K, hustota cca
100 g cm-3) –  další stadium nukleogeneze
H(p,)3He
3H(d,n)4He
2H(n,)3H
3He(d,p)4He
2H(d,p)3H
3He(3He,2p)4He
2H(d,n)3He
n + p  2H + 
3
[USEMAP]
[USEMAP]

ppII
spalování vodíku na helium probíhá v cyklech, uvolňuje se přitom velké množství energie, které
brání dalšímu gravitačnímu smršťování
·proton-protonový cyklus ppI
·proton-protonový cyklus
·spalování helia
·
·při dalším smršťování hvězdy roste teplota a hustota hmoty
·při teplotě 1,5.108 K se začíná spalovat helium
p(p,e+)d(p,)3He(3He,2p)4He 26,2 MeV
p(p,e+)d(p,)3He(4He,)7Be(e-,)7Li(p,4He)4He
4He + 4He  8Be (velmi nestálé jádro 10-16s)
8Be + 4He  12C
4He  16O + 
4
[USEMAP]
Vznik hvězd první generace
12C +

·spalování vodíku v CNO cyklu
·
·je umožněno existencí izotopů uhlíku a kyslíku
·probíhá i v současnosti např. na Slunci
cyklus
zastoupení (%)
ppI
85
ppII
14
CNO
1,5
5
[USEMAP]

nukleosyntéza probíhá v nitru hvězd, které jsou 8-30x větší než Slunce:
spalování kyslíku při teplotách >1,50.109 K
spalování křemíku při teplotách ~ 3.109 K
20Ne(,)16O
20Ne(,)24Mg
16O + 16O
 31P  + p
31S  + n
28Si  + 
28Si  +        27Al  + p
27Si  + n
24Mg + 
·exoergické reakce mezi lehkými jádry probíhající za vysokých teplot ( 107 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 reakcím
jader při vzájemných srážkách
12C + 12C 
23Na  + p
20Ne  + 
24Mg  + 
spalování neonu při teplotách 1,0-1,50.109 K
spalování uhlíku při teplotách 0,5-1,0.109 K
6
Vznik těžších nuklidů
[USEMAP]
[USEMAP]