太阳的核合成与短寿命同位素

核合成与短寿命同位素 1 核合成与短寿命同位素 除了氢和氦以外，元素主要是由恒星核合成而成的。如果一个检查在，七个相当引人注目的特点突出。 太阳和太阳星云中元素的估计丰度跨越了13个数量级的巨大范围。由于这个原因，它们最容易通过在对数刻度上作图来比较，这样的原子数为106。 氢和氦是迄今为止太阳中最丰富的元素，就像它们在宇宙的其他地方一样。这两种元素是在大爆炸中形成的。 重元素的丰度通常随着原子序数的增加而降低。这是因为大多数元素本身是由较轻的元素通过恒星核合成形成的。 在周期表中，铁的含量大约是其的1000倍，因为结合能的峰值在核合成过程中提供了增强的稳定性。 与其他轻元素相比，锂、铍和硼的含量都相对较低，因为它们在恒星内部是不稳定的。 锯齿形变化叠加在总体趋势上，反映了偶数同位素与奇数同位素相对较高的稳定性。 周期表中的所有元素都存在于太阳系中，除了那些没有长寿命或稳定同位素的元素，即锝、镨和反铀元素。 那些比铁轻的元素可以通过聚变来制造，因为结合两个核来制造更重的核素的过程释放能量。这会产生恒星中的能量，当压力超过临界阈值（即当恒星达到一定质量时）就会被激活。较大的恒星对其核心施加更大的压力，从而使聚变再作用更快地进行。当一颗恒星将其中心的所有氢转化为氦时，如果它很小，它要么就灭绝，要么就进入下一个核聚变循环，例如，如果它足够大来驱动这一反应，就将氦转化为碳。锂、核合成与短寿命同位素 2 铍和硼在恒星内部的温度和压力下不稳定，因此中丰度下降。它们是由较重的元素通过在恒星外部的辐射发生层裂反应而形成的。 几乎所有比铁重的核素都必须通过中子辐照来制造，因为它们通过聚变合成会消耗能量。中子的加入一直持续到一个不稳定的同位素形成；它将衰变为另一个元素的同位素，然后接收更多的中子，直到另一个不稳定的核素形成等等。这些是过程同位素（由中子的缓慢爆发产生）。然而，由于没有质量合适的稳定同位素，这些同位素中的一些不能简单地通过向稳定核素中添加中子来制备。这种核素是由非常高的中子产生的，这样中子辐照产生的不稳定核素在衰变之前就接收到额外的中子，从而使间隙跃升到非常重的核素。这些是过程同位素在我们银河系的历史上，大多数比氢和氦重的太阳系核素是在恒星中产生的。图中显示了稳定的核素、半衰期很长的核素（如用于确定地质事件年龄和太阳系本身的铀238）和半衰期短于108年的核素之间的区别，假设所有这些核素都是在银河系历史上以恒定速率产生的。这些短命的核素衰变得非常快，在它们被并入太阳星云之后，立即提供了对事件时间尺度（包括行星形成）的重要见解。 在超新星爆炸中会产生非常高的中子。,太阳和太阳系的组成代表了在太阳内布拉坍缩之前银河系这一部分恒星过程的累积历史。不知道这些过程有多稳定。然而，陨石中某些元素的同位素提供了证据，表明恒星核合成仍在太阳星云崩塌之前进行。事实上，太阳系的形成可能是由一颗大质量恒星爆炸时喷出的物质引发的，这些物质在太阳星云中注入了新合成的核素。 球粒陨石显示，它们曾经含有短寿命的放射性同位素，可能在太阳系形成前不久在恒星中产生。正如已经指出的，大多数稳定同位素在地球、月球、火星和不同陨石群中的比例是相同的，这就证明了太阳系中的物质在早期是完全混合的。然而，一些同位素如26是球粒陨石显示，核合成与短寿命同位素 3 它们曾经含有短寿命的放射性同位素，可能在太阳系形成前不久在恒星中产生。正如已经指出的，大多数稳定同位素在地球、月球、火星和不同陨石群中的比例是相同的，这就证明了太阳系中的物质在早期是完全混合的。然而，少数同位素如26在球粒陨石中分布不均匀。在大多数情况下，这些同位素是短命同位素的子产物。换句话说，过量的26来自于26的放射性衰变。26铝的每一个原子衰变为26毫克的子原子。 其中是太阳系的初始比值，=2/半衰期是衰减常数（或单位时间内的衰减概率），是太阳系开始以来经过的时间。用这种方法和（26/27）的为～6×105（表1），可以证明后许多球粒形成于13。 在过去的40年里，科学家们发现了太阳系早期存在着十几种短命同位素的证据。表1列出了这些同位素。其他同位素如36和205也可能存在，但它们的初始丰度目前还不确定。 根据这些短寿命同位素在太阳星云中的起源，它们可以分为三种类型： 太阳和其星团中的其他恒星继承了它们的母分子云的同位素混合物，这些同位素随着时间的推移从一系列恒星源中积累起来。 一些短命同位素可能是从附近至少一颗恒星（可能是超新星）注入太阳的分子云核心或太阳星云。 当物质受到来自太阳的高能粒子的轰击时，可能在太阳内布拉最深处也产生了一些短命同位素。 确定某一同位素的起源和产生的时间常常是个难题。半衰期小于106年的同位素必须来自靠近太阳星云的来源才能存活下来，而半衰期较长的同位素可能来自更远的地方。太阳星云中的辐射可能产生了多种光同位素，但本地生产与外部来源的相对重要性仍不清楚。星云中的形成似乎是10最有希望的来源。然而，如果所有的26都是这样形成的，那么其他一些同位素，特别是41，可能比它们实际的含量要丰富是。事实上，核合成与短寿命同位素 4 越来越多的证据表明，许多短命同位素在太阳系中分布相当均匀，如果它们形成于靠近太阳的局部区域，这一点很难解释。一些较重的短命同位素是。事实上，越来越多的证据表明，许多短命同位素在太阳系中分布相当均匀，如果它们形成于靠近太阳的局部区域，这一点很难解释。 早期太阳系中存在的一些较重的短命同位素（如107，129）只能在大质量恒星中大量产生。例如，一个大的中子需要产生129，而这是在一个大质量恒星经历型超新星爆炸的巨大能量死亡过程中实现的。表1中的许多同位素比率相似，半衰期为07×106至30×106年的同位素在106104之间。如果所有这些同位素都是在太阳系开始之前以大致相似的比例合成的，这是意料之中的。其中许多同位素的初始丰度与恒星形成的丰度相似。然而，恒星的模型并不能预测曾经存在的53和182的数量。事实上，182（半衰期=9×106年）需要一个大得多的恒星的超新星爆炸所产生的那种中子的。在太阳系早期，有可能是一种以上的核合成过程产生了短命同位素。目前看来，可能是附近的超新星参与了其中，因为60的丰度太高，半衰期相当短，无法用其他来源来解释。一些可能存在的同位素尚未发现，包括126和247，半衰期分别为03和16。这两种同位素都是过程同位素，如果附近发生超新星，它们本应存在于早期太阳系中。247未被探测到这一事实对超新星源形成了强烈的制约。模拟这些过程是复杂的，但似乎25个太阳质量恒星的超新星爆炸可以解释许多短命同位素的正确相对丰度，包括182，前提是大约5个太阳质量的物质以超新星残骸或黑洞的形式留下。 超新星能量充足，它们可以撕裂分子云核心，而不是导致其崩塌。速度至少为20451的冲击波能够触发崩塌，但如果速度超过～1001，分子云核心将被粉碎。如果超新星离我们很远的话，冲击波到达分子云核心时就会减速。然而，这颗超新星离我们的距离不可能超过几十秒；否则，41（半衰期仅为0104×106年）在到达太阳星云之前就会衰变。中核合成与短寿命同位素 5 41的存在可能对短寿命同位素的核合成和它们并入太阳系之间的时间提供了最好的限制。要做到这一点，就必须确定产生这些同位素的特定恒星源，以便计算出41的初始量。 尘埃颗粒是原计划行星盘的一个相对较小的组成部分，但它们代表了像地球这样的岩石行星的形成起点，也可能是像木星这样富含气体的行星的形成起点。这些颗粒很小，直径通常小于或等于1。在微重力环境中，静电力控制着这些颗粒之间的相互作用。粒子碰撞过程中的电荷转移会导致粒子偶极子的形成，这些偶极子彼此对齐，形成高达数厘米的聚集体。新沉积的霜冻表面使谷物变得更粘，并增加了在随后的碰撞中谷物聚集在一起的能力。 实验室实验表明，颗粒间的低速碰撞往往会导致粘着，而更快的碰撞通常会导致颗粒反弹。形状不规则的微米级颗粒经常以每秒数十米的碰撞速度相互粘着。当一些冲击能量进入压实状态时，毛茸茸的栅极比致密固体更容易粘住。然而，球粒陨石的主要成分是致密的球粒，因此进一步的致密化对其母体的形成不能起到很大的作用。一般来说，粘着力与物体的表面积成比例，而碰撞能与质量和体积成比例。结果，随着总量的增加，增长变得更加困难，而分手的可能性也更大。有可能太阳星云早期的增长主要是由于大天体扫过小天体造成的。最近的实验证实了这一观点，这些实验发现，如果小的尘埃聚集体以大约10米/秒的速度碰撞，它们往往会将自己嵌入较大的尘埃聚集体中。 实验室实验表明，颗粒间的低速碰撞往往会导致粘着，而更快的碰撞通常会导致颗粒反弹。形状不规则的微米级颗粒经常以每秒数十米的碰撞速度相互粘着。当一些冲击能量进入压实状态时，毛茸茸的栅极比致密固体更容易粘住。然而，球粒陨石的主要成分是致密的球粒，因此进一步的致密化对其母体的形成不能起到很大的作用。一般来说，粘着力与物体的表面积成比例，而碰撞能与质量和体积成比例。结果，随着核合成与短寿命同位素 6 总量的增加，增长变得更加困难，而分手的可能性也更大。有可能太阳星云早期的增长主要是由于大天体扫过小天体造成的。最近的实验证实了这一观点，这些实验发现，如果小的尘埃聚集体以大约10米/秒的速度碰撞，它们往往会将自己嵌入较大的尘埃聚集体中。 尘埃颗粒、颗粒聚集体和球粒将与如此大的星云中气体的运动紧密耦合。最小的粒子主要受与单个气体分子的布朗运动碰撞的影响，从而导致粒子相互运动，导致碰撞。由于太阳引力场的垂直分量，粒子也缓慢地向圆盘的中平面沉降。沉降受到气体阻力的阻碍，因此每个颗粒都以其最终速度下落。其中和是粒子的半径和密度，是气体密度，是离太阳的轨道距离，是圆盘中平面以上的高度，是气体中的声速。这里，是一个在圆形轨道上运动的固体的速度，称为开普勒速度。 其中是太阳的质量。大颗粒比小颗粒下降得快，在移动过程中扫过材料，使其垂直速度进一步增加。计算表明，如果这些是唯一可行的方法，微米级粒子将在103104个轨道周期内长大并到达中平面。 如果气体是湍流的，由于气体的阻力，粒子会与湍流涡旋耦合。给定大小的粒子与旋涡的耦合最为强烈，旋涡的翻转（旋转）时间与粒子的停止时间相似，米大小的粒子将与最大的漩涡耦合，其翻转时间可与轨道相媲美。在强湍流星云中，米大小的粒子将彼此碰撞，并在高速下与较小的粒子碰撞，通常为每秒数十米。 星云中的气压通常随着太阳的距离而降低。这意味着气体绕太阳运行的速度比在开普勒湖运动的固体要慢。因此，大的固体会经历高达100米/秒的逆风。由此产生的气体阻力将有角的金属从固体中移除，导致它们向太阳发生径向漂移。带有的小颗粒以终速缓慢漂移。含的超大型物体只受气体阻力的影响较小，且漂移缓慢。具有的米大小物体的漂移率最高（见6），这些物体以几百年一遇的速率向内漂移。快速的向内漂移意味着这些天体与较小的粒子高速碰撞。快速漂移也意味着米大小的天