Bước tới nội dung

Vật lý thiên văn hạt nhân

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia

Vật lý thiên văn hạt nhânlà một ngành vật lý liên ngành bao gồm sự hợp tác chặt chẽ giữa các nhà nghiên cứu trong các lĩnh vực khác nhau củavật lý hạt nhânvàvật lý thiên văn:đáng chú ý làcấu trúc sao;đo lường và ước tính lý thuyết về tốc độphản ứng hạt nhân;vũ trụ họcvật lý và vũ trụ học hóa học;tia gamma,thiên vănquang họcvàtia X;và mở rộng kiến thức của chúng tôi vềthời gian sốngvà khối lượng hạt nhân. Nói chung,vật lý thiên văn hạt nhânnhằmtìm hiểu nguồn gốc của cácnguyên tố hóa họcvà sự tạo ra năng lượng trong cácngôi sao.

Lịch sử[sửa|sửa mã nguồn]

Các nguyên tắc cơ bản để giải thích nguồn gốc của các nguyên tố và năng lượng tạo ra trong các ngôi sao xuất hiện trong lý thuyếttổng hợp hạt nhân,xuất hiện vào cuối những năm 1950 trong các công trình quan trọng của Burbidge, Burbidge,FowlervàHoyle,[1]và củaCameron.[2]Fowler phần lớn được cho là đã khởi xướng sự hợp tác giữa các nhà thiên văn học,nhà vật lýthiên văn và nhà vật lý hạt nhân thực nghiệm mà ngày nay chúng ta gọi làvật lý thiên văn hạt nhân(ông đã giành giải thưởng Nobel năm 1983).

Các nguyên lý cơ bản củavật lý thiên văn hạt nhânlà chỉ có cácđồng vịcủahydrovàheli(và dấu vết của lithi,beryllivàbo) có thể được hình thành trong mô hìnhBig Bangđồng nhất (xemtổng hợp hạt nhân Big Bang), trong khi tất cả các nguyên tố khác được hình thành trong các ngôi sao. Chuyển đổi khối lượng hạt nhân thành năng lượng bức xạ (theomối quan hệ năng lượng khối lượngnổi tiếngcủa Einstein) là điều cho phép các ngôi sao tỏa sáng trong hàng tỷ năm. Nhiều nhà vật lý đáng chú ý của thế kỷ 19 nhưMayer,Waterson,von HelmholtzvàLord Kelvinđã tuyên bố rằngMặt Trờitỏa năng lượng nhiệt bằng cách chuyển đổithế năng hấp dẫnthànhnhiệt năng.Theo mô hình như vậy, tuổi thọ của nó có thể được tính toán tương đối dễ dàng bằng định lý siêu vi - khoảng 19 triệu năm, không phù hợp với việc giải thích cácniên đại địa chấtvà lý thuyếttiến hóa sinh học(sau đó mới). Một back-of-the-phong bì tính toán chỉ ra rằng nếu mặt trời bao gồm toàn bộ mộtnhiên liệu hóa thạchnhưthan(một nguồn năng lượng quen thuộc với nhiều), xem xét tốc độ phát xạ năng lượng nhiệt, tuổi thọ của pin sẽ chỉ là bốn hay năm ngàn năm, thậm chí không phù hợp với hồ sơ củanền văn minh nhân loại.Mặc dù bây giờ mất uy tín, giả thuyết này cho rằng nguồn năng lượng chính của Mặt trời làlực hấp dẫnlà hợp lý trước sự ra đời củavật lý hiện đại;Bản thânphóng xạđã không đượcBecquerelphát hiện cho đến năm 1895.[3]Bên cạnh kiến thức tiên quyết vềhạt nhân nguyên tử,không thể có sự hiểu biết đúng đắn về năng lượng sao nếu không có lý thuyết về thuyết tương đối vàcơ học lượng tử.

Sau khiAstonchứng minh rằng khối lượng heli nhỏ hơn bốn lần so với proton,Eddingtonđề xuất rằng, thông qua một quá trình chưa biết trong lõi của Mặt trời, hydro được chuyển hóa thành heli, giải phóng năng lượng.[4]Hai mươi năm sau,Bethevàvon Weizsäckerđộc lập khám pháchu trình CN,[5][6]phản ứng hạt nhân được biết đến đầu tiên thực hiện chuyển đổi này. Tuy nhiên, nguồn năng lượng chính của Mặt trời hiện được hiểu làcác phản ứng chuỗi proton-proton,xảy ra ở năng lượng thấp hơn nhiều và chậm hơn nhiều so với phản ứng tổng hợp hydro xúc tác. Khoảng thời gian giữa đề xuất của Eddington và phái sinh của chu trình CN chủ yếu có thể được quy cho sự hiểu biết không đầy đủ về cấu trúc hạt nhân. Một sự hiểu biết đúng đắn về các quá trình tổng hợp hạt nhân chỉ xuất hiện khiChadwickphát hiện raneutronvào năm 1932[7]và lý thuyếtphân rã betađược phát triển. Vật lý hạt nhân đưa ra một bức tranh về nguồn năng lượng của Mặt Trời tạo ra một đời phù hợp với độ tuổi của Hệ Mặt Trời có nguồn gốc từ phong phú củachìvàuraniumđồng vị trênvẫn thạch- khoảng 4,5 tỷ năm. Khối lượng các ngôi sao như Mặt trời cho phép đốt cháy hydro lõi trêndãy chínhcủasơ đồ Hertzsprung - Russellthông qua chuỗi pp trong khoảng 9 tỷ năm. Điều này chủ yếu được xác định bởi việc sản xuấtdeutericực kỳ chậm,

1
1H
 + 1
1H
 → 2
1D
 + e+
 + ν
e		 + 042MeV

được chi phối bởilực hạt nhân yếu.

Sự phong phú của các nguyên tố hóa học trong Hệ mặt trời. Hydrogen và helium là phổ biến nhất, còn lại trong mô hình của Vụ nổ lớn.[8]Ba yếu tố tiếp theo (Li, Be, B) rất hiếm vì chúng được tổng hợp kém trong Big Bang và cả trong các ngôi sao. Hai xu hướng chung trong các yếu tố sản xuất sao còn lại là: (1) sự xen kẽ của các yếu tố tùy theo chúng có số nguyên tử chẵn hay lẻ, và (2) sự suy giảm chung, vì các yếu tố trở nên nặng hơn. Trong xu hướng này là một đỉnh cao về sự phong phú của sắt và niken, đặc biệt có thể nhìn thấy trên biểu đồ logarit bao gồm ít năng lượng hơn mười, giả sử giữa logA = 2 (A = 100) và logA = 6 (A = 1.000.000).

Tham khảo[sửa|sửa mã nguồn]

  1. ^E. M. Burbidge; G. R. Burbidge; W. A. Fowler & F. Hoyle. (1957).“Synthesis of the Elements in Stars”(PDF).Reviews of Modern Physics.29(4): 547.Bibcode:1957RvMP...29..547B.doi:10.1103/RevModPhys.29.547.
  2. ^(Bản báo cáo).|title=trống hay bị thiếu (trợ giúp)
  3. ^Henri Becquerel (1896).“Sur les radiations émises par phosphorescence”.Comptes Rendus.122:420–421.See alsoa translation by Carmen Giunta
  4. ^Eddington, A. S. (1919). “The sources of stellar energy”.The Observatory.42:371–376.Bibcode:1919Obs....42..371E.
  5. ^von Weizsäcker, C. F.(1938). “Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne II” [Element Transformation Inside Stars, II].Physikalische Zeitschrift.39:633–646.
  6. ^Bethe, H. A.(1939). “Energy Production in Stars”.Physical Review.55(5): 434–56.Bibcode:1939PhRv...55..434B.doi:10.1103/PhysRev.55.434.
  7. ^Chadwick, James (1932). “Possible Existence of a Neutron”.Nature.129(3252): 312.Bibcode:1932Natur.129Q.312C.doi:10.1038/129312a0.
  8. ^Massimo S. Stiavelli. From First Light to Reionization. John Wiley & Sons, Apr 22, 2009. Pg8.
Lấy từ “https://vi.wikipedia.org/w/index.php?title=Vật_lý_thiên_văn_hạt_nhân&oldid=69495121”