Nukleosintesis: Perbedaan antara revisi

← Revisi sebelumnya Revisi selanjutnya →

Konten dihapus Konten ditambahkan

Sebaris

Revisi per 11 Mei 2010 17.53

Nukleosintesis adalah proses penciptaan inti-inti atom baru dari nukleon-nukleon (proton dan neutron) yang sudah ada sebelumnya. Diduga bahwa nukleon-nukleon primordial sendiri terbentuk dari plasma kuark-gluon dari Big Bang (Dentuman Besar) ketika ia mendingin di bawah dua triliun Kelvin. Beberapa menit kemudian, bermula hanya dengan proton dan neutron, terbentuklah inti-inti aton sampai litium dan berilium (kedua-duanya berbilangan massa 7), tetapi hanya berjumlah relatif kecil. Kemudian proses fusi secara esensial berhenti karena suhu dan kerapatan berkurang, karena semesta terus saja mengembang. Proses nukleosintesis primordial pertama ini dapat juga disebut sebagai nukleogenesis.

Nukleosintesis unsur-unsur yang lebih berat berikutnya memerlukan ledakan bintang-bintang berat dan supernova. Ini terjadi secara teoretis karena hidrogen dan helium dari Big Bang (mungkin dipengaruhi oleh konsentrasi benda gelap), mengembun menjadi bintang-bintang perdana 500 juta tahun setelah Big Bang. Unsur-unsur yang tercipta di dalam nukleosintesis bintang terentang pada nomor atom 6 (karbon) sampai sekurang-kurangnya 98 (kalifornium), yang sudah dideteksi dari spektra dari beberapa supernova. Sintesis unsur-unsur yang lebih berat ini muncul karena dua hal, yaitu fisi nuklir (termasuk penangkapan neutron ganda lambat dan cepat) atau fisi nuklir, kadang-kadang diikuti oleh peluruhan beta.

Sebaliknya, banyak proses bintang sebenarnya cenderung pada pemecahan deuterium dan isotop-isotop berilium, litium, dan boron yang ada di dalam bintang, setelah pembentukan primordial mereka pada saat Big Bang. Kuantitas unsur-unsur yang lebih ringan ini yang hadir di alam semesta sekarang kemudian dianggap terbentuk terutama melalui miliaran tahun sinar kosmos (terutama proton berenergi tinggi) yang memediasi pecahnya unsur-unsur yang lebih berat yang ada pada debu dan gas antarbintang.

Sejarah

Proses

Empat jenis utama nukleosintesis

Nukleosintesis Big Bang

Nukleosintesis bintang

Nukleosintesis eksplosif

Spalasi sinar kosmos

Bukti empirik

Teori-teori nukleosintesis diuji dengan menghitung kelimpahan isotop dan membandingkannya dengan hasil amatan. Kelimpahan isotope biasanya dihitung dengan menghitung laju transisi antara isotop-isotop di dalam sebuah jejaring. Seringkali perhitungan ini dapat disederhanakan sebagai sebuah kendali reaksi kunci laju reaksi-reaksi lainnya.

Lihat pula

Referensi

Bacaan tingkat lanjut

E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle, Synthesis of the Elements in Stars, Reviews of Modern Physics 29 (1957) 547 (artikel di dalam Arsip Daring Jurnal Physical Review (memerlukan pendaftaran)).
F. Hoyle, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 106, 366 (1946)
F. Hoyle, Astrophys. J. Suppl. 1, 121 (1954)
D. D. Clayton, "Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis", McGraw-Hill, 1968; University of Chicago Press, 1983, ISBN 0-226-10952-6
C. E. Rolfs, W. S. Rodney, Cauldrons in the Cosmos, Univ. of Chicago Press, 1988, ISBN 0-226-72457-3.
D. D. Clayton, "Handbook of Isotopes in the Cosmos", Cambridge University Press, 2003, ISBN 0 521 823811.

@@ Baris 1: / Baris 1: @@
 '''Nukleosintesis''' adalah proses penciptaan inti-inti atom baru dari [[nukleon|nukleon-nukleon]] (proton dan neutron) yang sudah ada sebelumnya. Diduga bahwa nukleon-nukleon primordial sendiri terbentuk dari [[plasma kuark-gluon]] dari Big Bang ([[Big Bang|Dentuman Besar]]) ketika ia mendingin di bawah dua triliun [[Kelvin]]. Beberapa menit kemudian, bermula hanya dengan [[proton]] dan [[neutron]], terbentuklah inti-inti aton sampai [[litium]] dan [[berilium]] (kedua-duanya berbilangan massa 7), tetapi hanya berjumlah relatif kecil. Kemudian proses fusi secara esensial berhenti karena [[suhu]] dan [[kerapatan]] berkurang, karena semesta terus saja mengembang. Proses [[Nukleosintesis Big Bang|nukleosintesis primordial]] pertama ini dapat juga disebut sebagai '''nukleogenesis'''.
-Nukleosintesis unsur-unsur yang lebih berat berikutnya memerlukan ledakan bintang-bintang berat dan [[supernova]]. Ini terjadi secara teoretis sebagai hidrogen dan helium dari Big Bang (mungkin dipengaruhi oleh konsentrasi [[benda gelap]]), mengembun menjadi bintang-bintang perdana 500 juta tahun setelah Big Bang. Unsur-unsur yang tercipta di dalam nukleosintesis bintang terentang pada [[nomor atom]] 6 ([[karbon]]) sampai sekurang-kurangnya 98 ([[kalifornium]]), yang sudah dideteksi di dalam spektra dari supernovae. Sintesis unsur-unsur yang lebih berat ini muncul karena dua hal, yaitu [[fisi nuklir]] (termasuk penangkapan neutron ganda lambat dan cepat) atau [[fisi nuklir]], kadang-kadang diikuti oleh [[peluruhan beta]].
+Nukleosintesis unsur-unsur yang lebih berat berikutnya memerlukan ledakan bintang-bintang berat dan [[supernova]]. Ini terjadi secara teoretis karena hidrogen dan helium dari Big Bang (mungkin dipengaruhi oleh konsentrasi [[benda gelap]]), mengembun menjadi bintang-bintang perdana 500 juta tahun setelah Big Bang. Unsur-unsur yang tercipta di dalam nukleosintesis bintang terentang pada [[nomor atom]] 6 ([[karbon]]) sampai sekurang-kurangnya 98 ([[kalifornium]]), yang sudah dideteksi dari spektra dari beberapa supernova. Sintesis unsur-unsur yang lebih berat ini muncul karena dua hal, yaitu [[fisi nuklir]] (termasuk penangkapan neutron ganda lambat dan cepat) atau [[fisi nuklir]], kadang-kadang diikuti oleh [[peluruhan beta]].
-Sebaliknya, banyak proses bintang sebenarnya cenderung pada pemecahan [[deuterium]] dan isotop-isotop berilium, litium, dan [[boron]] yang ada di dalam bintang, setelah pembentukan primordial mereka pada saat Big Bang. Kuantitas unsur-unsur yang lebih ringan ini hadir di alam semesta kini kemudian dianggap terbentuk terutama melalui miliaran tahun [[sinar kosmos]] (terutama proton berenergi tinggi) yang memediasi pecahnya unsur-unsur yang lebih berat yang ada pada debu dan gas antarbintang.
+Sebaliknya, banyak proses bintang sebenarnya cenderung pada pemecahan [[deuterium]] dan isotop-isotop berilium, litium, dan [[boron]] yang ada di dalam bintang, setelah pembentukan primordial mereka pada saat Big Bang. Kuantitas unsur-unsur yang lebih ringan ini yang hadir di alam semesta sekarang kemudian dianggap terbentuk terutama melalui miliaran tahun [[sinar kosmos]] (terutama proton berenergi tinggi) yang memediasi pecahnya unsur-unsur yang lebih berat yang ada pada debu dan gas antarbintang.
 == Sejarah ==