https://camokathomelab.servebeer.com/mediawiki/index.php?action=history&feed=atom&title=%D0%9D%D1%83%D0%BA%D0%BB%D0%B5%D0%BE%D1%81%D0%B8%D0%BD%D1%82%D0%B5%D0%B7Нуклеосинтез - История изменений2026-07-17T09:37:52ZИстория изменений этой страницы в викиMediaWiki 1.45.3https://camokathomelab.servebeer.com/mediawiki/index.php?title=%D0%9D%D1%83%D0%BA%D0%BB%D0%B5%D0%BE%D1%81%D0%B8%D0%BD%D1%82%D0%B5%D0%B7&diff=19170&oldid=previmported>Alex NB OT: замена имён и значений устаревшего неподдерживаемого InternetArchiveBot формата параметров доступности ссылок (1), замена устаревших имён параметров (3)2025-07-16T10:12:20Z<p>замена имён и значений устаревшего неподдерживаемого InternetArchiveBot формата параметров доступности ссылок (1), замена устаревших имён параметров (3)</p>
<p><b>Новая страница</b></p><div>[[Файл:Elements-origin-ru.svg|thumb|285px|Таблица происхождения элементов]]<br />
{{Ядерные процессы}}<br />
{{Ядерная физика}}<br />
'''Нуклеоси́нтез''' (от {{lang-la|nucleus}} «ядро» и {{lang-grc|σύνθεσις}} «соединение, составление») — природный процесс образования [[атомное ядро|ядер]] [[химический элемент|химических элементов]] тяжелее [[водород]]а. Нуклеосинтез является причиной наблюдаемой [[Распространённость химических элементов|распространённости химических элементов]] и их [[Изотопы|изотопов]].<br />
<br />
Три главные стадии нуклеосинтеза включают в себя ''первичный нуклеосинтез'' (проходивший на начальных стадиях существования [[Вселенная|Вселенной]] в процессе [[Большой Взрыв|Большого Взрыва]]), ''звёздный нуклеосинтез'' (при спокойном горении и при взрывах [[звёзды|звёзд]]), а также нуклеосинтез под действием [[Космические лучи|космических лучей]].<br />
<br />
== Первичный нуклеосинтез ==<br />
{{Основная статья|Первичный нуклеосинтез}}<br />
<br />
В процессе первичного нуклеосинтеза образуются элементы не тяжелее [[Литий|лития]], стандартная модель [[Большой Взрыв|Большого Взрыва]] предсказывает следующее соотношение элементов: [[протий|<sup>1</sup>H]] — 75 %, [[Гелий-4|<sup>4</sup>He]] — 25 %, [[дейтерий|D (<sup>2</sup>H)]] — 3{{e|−5}}, [[гелий-3|<sup>3</sup>He]] — 2{{e|−5}}, [[Литий-7|<sup>7</sup>Li]] — 10<sup>−9</sup>, что хорошо согласуется с экспериментальными данными определения состава вещества в объектах с большим [[Космологическое красное смещение|красным смещением]] (по линиям в спектрах [[квазар]]ов)<ref>{{cite web|author=Постнов К. А.|title=Лекции по общей астрофизике для физиков|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1170612/node59.html|archive-date=2011-08-23|archive-url=https://www.webcitation.org/61A4qesXd?url=http://www.astronet.ru/db/msg/1170612/node59.html|access-date=2009-10-01|url-status=live|publisher=[[Астронет]]}}</ref>.<br />
<br />
Кратковременность процесса первичного нуклеосинтеза (несколько минут) и нестабильность ядер с [[Массовое число|массовыми числами]] 5 и 8 («щели» в спектре масс ядер) не позволяют образоваться более тяжёлым ядрам, которые возникают лишь впоследствии, в звёздном нуклеосинтезе и под действием космических лучей в реакциях скалывания.<br />
<br />
== Звёздный нуклеосинтез ==<br />
{{Основная статья|Звёздный нуклеосинтез}}<br />
Часть самых лёгких ядер, кроме первичного нуклеосинтеза, образуются в звёздах. Основным источником энергии звёзд [[Главная последовательность|главной последовательности]] является синтез гелия-4 из водорода в [[pp-цикл|протон-протонном цикле]] и (для звёзд, более тяжёлых, чем Солнце) в [[CNO-цикл]]е. В протон-протонном ({{math|''pp''}}) цикле, как промежуточные продукты, образуются дейтерий, гелий-3 и литий-7.<br />
<br />
Гелий-4 образуется также при [[горение дейтерия|горении первичного дейтерия]], которое может происходить даже в [[Коричневый карлик|коричневых карликах]], где ещё невозможен {{math|''pp''}}-процесс из-за слишком малых температуры и давления в центре.<br />
<br />
Синтез более тяжёлых ядер также происходит в звёздах. [[Углерод-12]] нарабатывается в [[Тройная гелиевая реакция|тройной гелиевой реакции]] (включая её взрывообразное проявление, известное как [[гелиевая вспышка]], в ядрах [[Красный гигант|красных гигантов]]):<br />
<br />
: <math>{}^{4}_{2}\textrm{He} + {}^{4}_{2}\textrm{He} \rightarrow {}^{8}_{4}\textrm{Be},</math><br />
<br />
: <math>{}^{8}_{4}\textrm{Be} + {}^{4}_{2}\textrm{He} \rightarrow {}^{12}_{6}\textrm{C}.</math><br />
<br />
Некоторые другие лёгкие ядра (до [[фтор]]а <sup>19</sup>F включительно) могут синтезироваться в недрах относительно маломассивных звёзд в CNO-цикле.<br />
<br />
Ядра до [[Железо|железа]] <sup>56</sup>Fe (это ядро имеет максимальную энергию связи на один нуклон) синтезируются путём слияния более лёгких ядер в недрах массивных звёзд. В зависимости от условий, здесь задействованы такие процессы, как [[горение углерода]] (включая [[Углеродная детонация|взрывообразное]]), [[горение кислорода|кислорода]], [[горение неона|неона]], [[горение кремния|кремния]], захват ядрами [[альфа-частица|альфа-частиц]] ([[альфа-процесс]]).<br />
<br />
Синтез тяжёлых и сверхтяжёлых ядер идёт путём медленного или быстрого [[нейтронный захват|нейтронного захвата]] (см. [[s-процесс]], [[r-процесс]]), вероятно в предсверхновых и при взрывах [[Сверхновая|сверхновых]]. Образование нейтронодефицитных тяжёлых ядер идёт через [[p-процесс]] и [[rp-процесс]] (медленный и быстрый захват протонов). Захваты нейтронов и протонов сопровождаются соответственно [[Бета-распад|{{math|β<sup>−</sup>}}- и {{math|β<sup>+</sup>}}-распадами]] образовавшихся ядер.<br />
<br />
Экспериментальным подтверждением факта звёздного нуклеосинтеза служит низкое содержание тяжёлых элементов в старых звёздах, возникших на ранних стадиях эволюции Вселенной из материи, которая образовалась в ходе первичного нуклеосинтеза и химический состав которой не изменён звёздным нуклеосинтезом.<br />
<br />
=== Взрывной нуклеосинтез ===<br />
{{Основная статья|Взрывной нуклеосинтез}}<br />
Происходит при вспышках сверхновых и других быстропротекающих процессах, связанных с потерей звездой гидростатического равновесия. Частично ответствен за образование элементов от углерода до железа и некоторой части более тяжёлых<ref>{{Книга:Физическая энциклопедия|автор=Хохлов А. М.|статья=Взрывной нуклеосинтез|том=1|стр=270—271|url=http://www.femto.com.ua/articles/part_1/0474.html}}</ref>.<br />
<br />
== Нуклеосинтез в космических лучах ==<br />
За счёт реакций скалывания в космических лучах из ядер углерода, азота и кислорода возникают более лёгкие ядра, «обойдённые» процессами первичного и звёздного нуклеосинтеза, в частности литий-6, бериллий-9, бор-10 и бор-11.<br />
<br />
== См. также ==<br />
* [[Распространённость химических элементов]]<br />
<br />
== Примечания ==<br />
{{примечания}}<br />
<br />
== Литература ==<br />
* {{Книга:Физическая энциклопедия|автор=Чечев В. П., Крамаровский Я. М.|статья=Нуклеосинтез|том=3|стр=363—366|url=http://www.femto.com.ua/articles/part_2/2525.html}}<br />
* ''Ишханов Б. C., Капитонов И. М., Тутынь И. М.'' [http://nuclphys.sinp.msu.ru/nuclsynt/ Нуклеосинтез во Вселенной] {{Wayback|url=http://nuclphys.sinp.msu.ru/nuclsynt/ |date=20121227143911 }} — М.: Изд-во Московского университета.— 1998.<br />
* {{книга |год=1983 |заглавие=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis |ссылка=https://archive.org/details/principlesofstel0000clay |издание=Reprint |издательство=[[University of Chicago Press]] |место=Chicago, USA |isbn=978-0-226-10952-7 |язык=en |автор=Clayton, D. D.}}<br />
* {{книга |год=2003 |заглавие=Handbook of Isotopes in the Cosmos |ссылка=https://archive.org/details/handbookofisotop0000clay |издательство=[[Издательство Кембриджского университета|Cambridge University Press]] |место=Cambridge, UK |isbn=978-0-521-82381-4 |автор=Clayton, D. D.}}<br />
* {{книга |год=2005 |заглавие=Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics |издательство=[[University of Chicago Press]] |место=Chicago, USA |isbn=978-0-226-72457-7 |язык=en |автор=Rolfs, C. E.; Rodney, W. S.}}<br />
* {{книга |год=2007 |заглавие=Nuclear Physics of Stars |ссылка=https://archive.org/details/nuclearphysicsof0000ilia |издательство=[[Wiley-VCH]] |место=Weinheim, Germany |isbn=978-3-527-40602-9 |автор=Iliadis, C.}}<br />
<br />
== Ссылки ==<br />
{{Навигация<br />
|Викисловарь = нуклеосинтез<br />
}}<br />
* {{статья |заглавие=The Synthesis of the Elements from Hydrogen |издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |том=106 |номер=5 |страницы=343—383 |bibcode=1946MNRAS.106..343H |doi=10.1093/mnras/106.5.343 |автор=Hoyle, F. |год=1946 |язык=en |издательство=[[Oxford University Press]] }}<br />
* {{статья |заглавие=On Nuclear Reactions Occurring in Very Hot STARS. I. The Synthesis of Elements from Carbon to Nickel |ссылка=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1954-01_119_1/page/121 |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=1 |страницы=121 |bibcode=1954ApJS....1..121H |doi=10.1086/190005 |язык=en |тип=journal |автор=Hoyle, F. |год=1954 |издательство=[[IOP Publishing]] }}<br />
* {{статья |заглавие=Synthesis of the Elements in Stars |издание=[[Reviews of Modern Physics]] |том=29 |номер=4 |страницы=547—650 |bibcode=1957RvMP...29..547B |doi=10.1103/RevModPhys.29.547 |автор=Burbidge, E. M.; Burbidge, G. R.; Fowler, W. A.; Hoyle, F. |год=1957 |язык=en}}<br />
* {{статья |заглавие=The Production of the Elements Li, Be, B by Galactic Cosmic Rays in Space and Its Relation with Stellar Observations |издание=[[Astronomy and Astrophysics]] |том=15 |страницы=337—359 |bibcode=1971A&A....15..337M |язык=en |тип=journal |автор=Meneguzzi, M.; Audouze, J.; Reeves, H. |год=1971}}<br />
<br />
{{ВС}}<br />
{{Хронология Вселенной}}<br />
<br />
{{Космология}}<br />
<br />
[[Категория:Астрофизика]]<br />
[[Категория:Термоядерные реакции]]<br />
[[Категория:Ядерная физика]]<br />
[[Категория:Нуклеосинтез| ]]</div>imported>Alex NB OT