V této úvodní kapitole se pokusíme nastínit některé metodologické aspekty stavby fyziky a jejího začlenění do kontextu ostatní přírodovědy a vědeckého poznání vůbec. Tyto metodologické poznámky mohou být zajímavé např. pro studenty a zájemce nefyzikálních profesí, kteří si chtějí udělat ucelený obraz o fyzikálních aspektech zkoumání přírody.
.
Termonukleární reakce slučování atomových jader vysokých teplot, přičemž lehčích jader
vznikají jádra těžší (§1. teplota nitru některých
zhušťujících oblaků dosáhla cca 107 stupňů, kinetická energie jader začala překonávat odpudivé
elektrické síly mezi kladně nabitými jádry došlo zapálení termonukleárních reakcí.. chrom, .: Původní názor zakladatele teorie horkého raného vesmíru G. Éra látky
- při poklesu teploty pod asi 3000oK energie fotonů sníží natolik, již nejsou schopny ionizovat
atomy vodíku hélia, takže může může nerušeně proběhnout vazba elektronů protony a-
částicemi vzniká plynný vodík hélium, který již pro stávající elektromagnetické záření průzračný. vápník, .
4.. nakonec železo.,
hořčík, .
Po většinu života hvězdy probíhá termojaderné slučování vodíku hélium, které energeticky
nejvydatnější. teplota poklesla pod cca 3000oK, udržely již atomy vodílu hélia
své elektrony vznikl plynný vodík hélium, nastoupila éra látky trvající dosud.. ..htm (54 58) [15...cz/JadRadFyzika...... Tato situace trvala zhruba 300 000 let celou éru záření, kdy vesmír
expandoval teplota snižovala. Éra záření
- anihilaci většiny pozitronů elektrony vlády vesmíru asi 300000 let ujímá
elektromagnetické záření, které zpočátku natolik vysokoenergetické, neumožňuje vznik atomů -
elektrony jsou okamžitě zářením vyráženy.) při vyšších teplotách i
kyslíku (16O 16O 24Si+ resp.. Jádra křemíku dalších prvků v
horké termonukleární plasmě zachycují neutrony, protony α-částice, čímž vznikají další těžší
prvky. Tam gravitační smršťování zhušťování plynů
pokračovalo, přičemž rostl tlak teplota (adiabatické stlačování). Množstvím podobných jaderných reakcí vzniká kromě uhlíku postupně kyslík, dusík, . Obaka plynu byla
velice řídká, ale měla nehomogenní strukturu.křemík, .
3.
Pozn. Další nukleosyntéza mohla pokračovat 100 milionů let, vzniku prvních hvězd, v
jejichž nitrech dostatečná hustota tomu, aby hélium slučovalo uhlík atd.: tomu, aby hvězda mohla syntetizovat těžší prvky, musí mít dostatečnou hmotnost, aby gravitace vyvolala v
http://astronuklfyzika.10., jak nastíněno
níže.
Když zrekapitulujeme, skončení leptonové éry veškerá látka vesmíru skládala pouze z
vodíku (75%) hélia (25%). Vysoká teplota potřeba tomu, aby kladně nabitá jádra svou kinetickou energií
překonala elektrické (Coulombovské) odpudivé síly mohla vzájemně přiblížit vzdálenost ≈10-
13cm, kde díky přitažlivým silným interakcím mohou obě jádra splynout sloučit uvolnění
značně velké vazbové energie..Gamova, všechny prvky Mendělejevovy
periodické tabulky byly "uvařeny" nejranějším vesmíru, ukázal jako mylný. Vojtěch Ullmann: Jaderná radiační fyzika
dvoučásticových interakcí pα, nα, nepokračuje též proto, neexistují stabilní jádra 8
nukleony).2008 12:13:17]
.. Při velkém třesku leptonové éře)
vznikly pouze nejlehčí prvky vodík hélium, ostatní těžší prvky byly (nukleárně) syntetizovány hvězdách. Místní zhuštěniny vlastní gravitací začaly smršťovat,
čímž vznikly zárodky kup galaxií galaxií. Éra látky trvá
dosud, teplota elektromagnetického záření poklesla tehdejších 3000oK dnešních 2,7oK -
pozorujeme jako mikrovlnné reliktní záření. spotřebování vodíku nitru hvězdy nějakou dobu převáží gravitace, hvězda se
dále smrští tlak teplota stoupne natolik, jádra hélia začnou slučovat uhlík (4He 4He 8Be
+ ,8Be 4He 12C reakce 3α(=4He 12C+γ vyčerpání hélia nastává další smršťování nitra hvězdy
a stále rostoucích teplot nastupují další termonukleární reakce doprovázené spalováním uhlíku (např., .
Pozn.RNDr. 31P resp.3).. Tato uvolněná energie pak zdrojem světla tepla hvězdy a
další smršťování zastaví gravitační síly jsou vyváženy tlakem záření tepelným pohybem
ionizovaného plynu důsledku uvolňované jaderné energie..
Dochází tak oddělení záření látky, látka stává hlavním činitelem vývoje vesmíru.
12C 16O 16O 20Ne 20Ne 24Mg 12C 12C 24Mg, etc . 32S γ)
