Production of "heavy" elements (ato

Production of "heavy" elements (atomic number greater than five)[edit]
Main article: nucleosynthesis
According to the theory, as the Universe cooled after the Big Bang it eventually became possible for common subatomic particles as we know them (neutrons, protons and electrons) to exist. The most common particles created in the Big Bang which are still easily observable to us today were protons and electrons (in equal numbers). The protons would eventually form hydrogen atoms. Almost all the neutrons created in the Big Bang were absorbed into helium-4 in the first three minutes after the Big Bang, and this helium accounts for most of the helium in the universe today (see Big Bang nucleosynthesis).

Some relatively small quantities of elements beyond helium (lithium, beryllium, and perhaps some boron) were created in the Big Bang, as the protons and neutrons collided with each other, but all of the "heavier elements" (carbon, element number 6, and elements of greater atomic number) that we see today, were created inside stars during a series of fusion stages, such as the proton-proton chain, the CNO cycle and the triple-alpha process. Progressively heavier elements are created during the evolution of a star.

Since the binding energy per nucleon peaks around iron (56 nucleons), energy is only released in fusion processes involving smaller atoms than that. Since the creation of heavier nuclei by fusion requires energy, nature resorts to the process of neutron capture. Neutrons (due to their lack of charge) are readily absorbed by a nucleus. The heavy elements are created by either a slow neutron capture process (the so-called s process) or the rapid, or r process. The s process occurs in thermally pulsing stars (called AGB, or asymptotic giant branch stars) and takes hundreds to thousands of years to reach the heaviest elements of lead and bismuth. The r process is thought to occur in supernova explosions which provide the necessary conditions of high temperature, high neutron flux and ejected matter. These stellar conditions make the successive neutron captures very fast, involving very neutron-rich species which then beta-decay to heavier elements, especially at the so-called waiting points that correspond to more stable nuclides with closed neutron shells (magic numbers).

ผลลัพธ์ (ไทย) 1:

Production of "heavy" elements (atomic number greater than five)[edit]Main article: nucleosynthesisAccording to the theory, as the Universe cooled after the Big Bang it eventually became possible for common subatomic particles as we know them (neutrons, protons and electrons) to exist. The most common particles created in the Big Bang which are still easily observable to us today were protons and electrons (in equal numbers). The protons would eventually form hydrogen atoms. Almost all the neutrons created in the Big Bang were absorbed into helium-4 in the first three minutes after the Big Bang, and this helium accounts for most of the helium in the universe today (see Big Bang nucleosynthesis).Some relatively small quantities of elements beyond helium (lithium, beryllium, and perhaps some boron) were created in the Big Bang, as the protons and neutrons collided with each other, but all of the "heavier elements" (carbon, element number 6, and elements of greater atomic number) that we see today, were created inside stars during a series of fusion stages, such as the proton-proton chain, the CNO cycle and the triple-alpha process. Progressively heavier elements are created during the evolution of a star.ตั้งแต่พลังงานยึดเหนี่ยวต่อนิวคลีออนยอดรอบเหล็ก (56 วคลี), พลังงานเท่านั้นออกในกระบวนการหลอมรวมที่เกี่ยวข้องกับอะตอมที่มีขนาดเล็กกว่า ตั้งแต่การสร้างแอลฟาหนักโดยฟิวชั่นต้องใช้พลังงาน ธรรมชาติรีสอร์ทกับการจับนิวตรอน นิวตรอน (เนื่องจากขาดประจุ) จะถูกดูดซึมได้อย่างง่ายดาย โดยนิวเคลียส หนักองค์ประกอบถูกสร้าง โดยการจับนิวตรอนช้า (s เรียกว่ากระบวนการ) หรืออย่างรวดเร็ว หรือกระบวนการ r กระบวนการ s เกิดขึ้นเต้นอย่างดาว (เรียกว่าข้อตกลงทั้งหมด หรือดาวยักษ์สาขา asymptotic) และใช้เวลาหลายร้อยหลายพันของปีถึงธาตุหนักของตะกั่วและบิสมัท กระบวนการวิจัยเป็นความคิดที่เกิดขึ้นในการระเบิดมหานวดาราที่ให้เงื่อนไขจำเป็นอุณหภูมิสูง สูงนิวตรอนฟลักซ์และออกเรื่องนี้ ทำให้เงื่อนไขดาวฤกษ์เหล่านี้จับนิวตรอนต่อเนื่องอย่างรวดเร็ว เกี่ยวข้องกับสายพันธุ์อุดมด้วยนิวตรอนมากซึ่งสลายตัวเบต้าแล้วกับองค์ประกอบของหนัก โดยเฉพาะอย่างยิ่งที่จุดรอเรียกที่สอดคล้องกับ nuclides มั่นคงขึ้นกับปิดหอยนิวตรอน (ตัวเลขมหัศจรรย์)

ผลลัพธ์ (ไทย) 2:

การผลิตขององค์ประกอบ "หนัก" (เลขอะตอมมากกว่าห้า) [แก้ไข]
บทความหลัก: nucleosynthesis
ตามทฤษฎีที่เป็นจักรวาลเย็นหลังจากบิ๊กแบงในที่สุดก็กลายเป็นไปได้สำหรับอนุภาคที่พบบ่อยที่เรารู้ว่าพวกเขา (นิวตรอนโปรตอนและ อิเล็กตรอน) จะมีชีวิตอยู่ อนุภาคที่พบมากที่สุดสร้างขึ้นในบิ๊กแบงซึ่งยังคงสังเกตได้อย่างง่ายดายเพื่อเราวันนี้เป็นโปรตอนและอิเล็กตรอน (ในจำนวนที่เท่ากัน) โปรตอนในที่สุดก็จะสร้างอะตอมไฮโดรเจน เกือบทั้งหมดนิวตรอนที่สร้างขึ้นในบิ๊กแบงถูกดูดซึมเข้าสู่ฮีเลียม-4 ในสามนาทีแรกหลังจากบิ๊กแบงและบัญชีฮีเลียมสำหรับส่วนมากของฮีเลียมในจักรวาลในวันนี้ (ดู nucleosynthesis บิ๊กแบง). บางปริมาณที่ค่อนข้างเล็กของ องค์ประกอบเกินฮีเลียม (ลิเธียมเบริลเลียมและบางทีอาจจะโบรอนบางคน) ถูกสร้างขึ้นในบิ๊กแบงเป็นโปรตอนและนิวตรอนชนกับแต่ละอื่น ๆ แต่ทั้งหมดของ "ธาตุที่หนักกว่า" (คาร์บอนจำนวนองค์ประกอบ 6 และองค์ประกอบของอะตอมมากขึ้น จำนวน) ที่เราเห็นในวันนี้ถูกสร้างขึ้นภายในดาวระหว่างชุดของขั้นตอนฟิวชั่นเช่นห่วงโซ่โปรตอนโปรตอนวงจร CNO และขั้นตอนสามอัลฟา มีความก้าวหน้าธาตุที่หนักกว่าจะถูกสร้างขึ้นในช่วงวิวัฒนาการของดาว. ตั้งแต่ปกพลังงานต่อยอด nucleon รอบเหล็ก (56 นิวคลีออ), พลังงานจะถูกปล่อยออกเฉพาะในกระบวนการฟิวชั่นที่เกี่ยวข้องกับอะตอมขนาดเล็กกว่า ตั้งแต่การสร้างของนิวเคลียสหนักโดยฟิวชั่นต้องใช้พลังงาน, รีสอร์ทธรรมชาติถึงกระบวนการของการจับนิวตรอน นิวตรอน (เพราะพวกเขาขาดค่าใช้จ่าย) จะถูกดูดซึมได้อย่างง่ายดายโดยนิวเคลียส องค์ประกอบหนักจะถูกสร้างขึ้นโดยทั้งกระบวนการที่ช้าจับนิวตรอน (กระบวนการที่เรียกว่า s) หรืออย่างรวดเร็วหรือกระบวนการ R กระบวนการของความร้อนที่เกิดขึ้นในการเต้นดาว (เรียกว่า AGB หรือ asymptotic ยักษ์ดาวสาขา) และใช้เวลาหลายร้อยหลายพันปีถึงองค์ประกอบหนักตะกั่วและบิสมัท กระบวนการ R เป็นความคิดที่เกิดขึ้นในการระเบิดซูเปอร์โนวาที่ให้เงื่อนไขที่จำเป็นของอุณหภูมิสูงไหลนิวตรอนสูงและพุ่งออกมาว่า เงื่อนไขเหล่านี้เป็นตัวเอกทำให้นิวตรอนต่อเนื่องจับได้อย่างรวดเร็วมากที่เกี่ยวข้องกับสายพันธุ์มากนิวตรอนที่อุดมไปด้วยซึ่งจากนั้นเบต้าสลายธาตุที่หนักโดยเฉพาะที่เรียกว่าจุดรอที่ตรงไอโซโทปที่จะมีเสถียรภาพมากขึ้นด้วยเปลือกหอยปิดนิวตรอน (หมายเลขมายากล)

ผลลัพธ์ (ไทย) 3:

การผลิตของ " หนัก " ธาตุเลขอะตอมมากกว่าห้า ) [ แก้ไข ]บทความหลัก : การสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์ตามทฤษฎี เป็นจักรวาลเย็นหลังจากบิ๊กแบง มันกลายเป็นไปได้สำหรับอนุภาคทั่วไปที่เรารู้จักพวกเขา ( นิวตรอน โปรตอน และอิเล็กตรอน ) อยู่ ส่วนใหญ่อนุภาคที่สร้างขึ้นในบิ๊กแบงซึ่งยังสามารถสังเกตได้ถึงเราวันนี้มีโปรตอนและอิเล็กตรอน ( ตัวเลขเท่ากัน ) โปรตอนในที่สุดจะรูปแบบไฮโดรเจนอะตอม เกือบทั้งหมดที่สร้างขึ้นในบิ๊กแบงนิวตรอนถูกดูดซึมเข้าไปใน helium-4 ในครั้งแรกสามนาทีหลังจากบิกแบง และฮีเลียมบัญชีสำหรับส่วนมากของฮีเลียมในวันนี้จักรวาล ( ดูบิกแบงนิวคลีโอซินทีสิส )มีปริมาณที่ค่อนข้างเล็กขององค์ประกอบนอกเหนือจากฮีเลียม ( ลิเทียมเบริลเลียม และบางทีบางโบรอน ) ถูกสร้างขึ้นในบางใหญ่ โปรตอนและนิวตรอนชนกับแต่ละอื่น ๆ แต่ทั้งหมดของธาตุ " หนัก " ( คาร์บอน , ธาตุหมายเลข 6 , และองค์ประกอบส่วนใหญ่ของอะตอม ) ที่เราเห็นวันนี้ ถูกสร้างขึ้น ภายในดาวในชุดของขั้นตอน ฟิวชั่น เช่น โปรตอน โปรตอน โซ่ , CNO วงจรและกระบวนการเป็นสามเท่า องค์ประกอบความก้าวหน้าหนักถูกสร้างขึ้นในระหว่างการวิวัฒนาการของดาวเนื่องจากพลังงานยึดเหนี่ยวต่อนิวคลีออนรอบยอดเหล็ก ( 56 นินจุตสุ ) , พลังงานเป็นเพียง ออก ในกระบวนการที่เกี่ยวข้องกับฟิวชั่นอะตอมที่มีขนาดเล็กกว่านั้น ตั้งแต่การสร้างของนิวเคลียสหนักโดยการต้องใช้พลังงานธรรมชาติรีสอร์ทกับกระบวนการจับยึดนิวตรอน . นิวตรอน ( เนื่องจากการขาดของพวกเขาค่าใช้จ่าย ) จะดูดซึมได้อย่างง่ายดายโดยนิวเคลียส องค์ประกอบที่หนักขึ้น โดยค่อยๆ จับยึดนิวตรอน กระบวนการที่เรียกว่า กระบวนการ ) หรืออย่างรวดเร็ว , หรือ R ในกระบวนการ S : กระบวนการเกิดขึ้นในการให้ดาว ( เรียกว่า AGB หรือสาขาดาวยักษ์เฉลี่ย ) และใช้เวลาหลายร้อยหลายพันของปีถึงองค์ประกอบที่หนักที่สุดของตะกั่วและธาตุบิสมัท R กระบวนการคิดเกิดขึ้นในการระเบิดซูเปอร์โนวาซึ่งมีเงื่อนไขที่จำเป็นของอุณหภูมิสูง , ฟลักซ์นิวตรอนสูง แต่เรื่อง เงื่อนไขเหล่านี้ทำให้ดาวฤกษ์นิวตรอนต่อเนื่องได้อย่างรวดเร็วมาก เกี่ยวข้องกับ ชนิดที่อุดมไปด้วยมากนิวตรอนซึ่งการสลายให้อนุภาคบีตากับธาตุที่หนัก โดยเฉพาะที่เรียกว่ารอจุดที่สอดคล้องกับธาตุที่มีนิวตรอนกับปิดหอย ( หมายเลขมายากล )