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Ich habe Websites gesehen, die die Verhältnisse der 10 häufigsten Elemente zeigen, aber sie vergleichen sie nach relativer Masse. Ich denke, es ist interessanter, die relativen Häufigkeiten von Atomkernen zu kennen, denn das ist es, was Sie wissen müssen, um zu verstehen, warum das Universum die chemische Zusammensetzung hat, die es hat. Was sind die 10 am häufigsten vorkommenden Elemente im Universum nach Anzahl der Atomkerne?
In Ordnung, also habe ich die erste Liste auf Wikipedia genommen, die die 10 häufigsten Elemente nach Masse in Teilen pro Million auflistet, und tat, was Rob empfohlen hatte, und hier ist, was ich bekam.
https://en.wikipedia.org/wiki/Abundance_of_the_chemical_elements#Abundance_of_elements_in_the_Universe
Wasserstoff - 739000amu(H)/1amu(H)=739000 H-Atome
Helium - 240000amu(He)/4amu(He)=60000 He-Atome
Sauerstoff - 10400amu(O)/16amu(O)=650 O-Atome
Kohlenstoff - 4600amu(C)/12amu(C)=383 C-Atome
Neon - 1340amu(Ne)/20,1amu(Ne)=66 Ne-Atome
Eisen - 1090amu(Fe)/55.845amu(Fe)=19.5 Fe-Atome
Stickstoff - 960amu(N)/14amu(N)=68,5 N-Atome
Silizium - 650amu(Si)/28.1amu(Si)=23 Si-Atome
Magnesium, - 580amu(Mg)/24,3amu(Mg)=24 Mg-Atome
Schwefel - 440amu(S)/32.1amu(S)=13.7 S-Atome
Daher sind die 10 häufigsten Elemente im Universum nach Atomen mit den relativen Verhältnissen zwischen ihnen;
1.Wasserstoff (739000) 2.Helium (60000) 3.Sauerstoff (650) 4.Kohlenstoff (383) 5.Stickstoff (68,5) 6.Neon (66) 7.Magnesium (24) 8.Silizium (23) 9. Eisen (19.5) 10.Schwefel (13.7)
Wenn jemand einen Fehler sieht, den ich bei meinen Überlegungen oder Berechnungen gemacht habe, dann weisen Sie ihn bitte darauf hin.
Was sind die 10 häufigsten Elemente im Universum nach Anzahl der Atomkerne? - Astronomie
Am Ende dieses Abschnitts können Sie:
- Definiere kosmische Strahlung und beschreibe ihre Zusammensetzung
- Erklären Sie, warum es schwierig ist, den Ursprung der kosmischen Strahlung und die derzeit führenden Hypothesen darüber zu untersuchen, woher sie kommen könnten
Neben Gas und Staub findet sich im interstellaren Raum eine dritte Klasse von Teilchen, die sich durch ihre hohen Geschwindigkeiten auszeichnet. Kosmische Strahlung wurden 1911 von dem österreichischen Physiker Victor Hess entdeckt, der einfache Instrumente an Bord von Ballons flog und zeigte, dass Hochgeschwindigkeitsteilchen aus dem Weltraum auf die Erde gelangen (Abbildung 1). Der Begriff “kosmischer Strahl” ist irreführend und impliziert, dass er wie ein Lichtstrahl sein könnte, aber wir bleiben bei dem Namen. Sie sind definitiv Teilchen und haben fast die gleiche Zusammensetzung wie gewöhnliches interstellares Gas. Ihr Verhalten unterscheidet sich jedoch radikal von dem bisher besprochenen Gas.
Abbildung 1. Victor Hess (1883–1964): Der Pionier der kosmischen Strahlung, Victor Hess, kehrt von einer Ballonfahrt im Jahr 1912 zurück, die eine Höhe von 5,3 Kilometern erreichte. Bei solchen Ballonfahrten entdeckte Hess die kosmische Strahlung.
Inhalt
Es wird vermutet, dass die Urnukleonen selbst während des Urknalls aus dem Quark-Gluon-Plasma gebildet wurden, als es auf unter zwei Billionen Grad abkühlte. Wenige Minuten später bildeten sich, ausgehend von nur Protonen und Neutronen, Kerne bis hin zu Lithium und Beryllium (beide mit Massenzahl 7), aber kaum andere Elemente. Zu dieser Zeit könnte etwas Bor gebildet worden sein, aber der Prozess stoppte, bevor signifikanter Kohlenstoff gebildet werden konnte, da dieses Element ein viel höheres Produkt aus Heliumdichte und Zeit erfordert, als es in der kurzen Nukleosyntheseperiode des Urknalls vorhanden war. Dieser Fusionsprozess wurde im Wesentlichen nach etwa 20 Minuten aufgrund von Temperatur- und Dichteabfällen im Zuge der weiteren Expansion des Universums beendet. Dieser erste Prozess, die Urknall-Nukleosynthese, war die erste Art der Nukleogenese, die im Universum auftrat und die sogenannten Urelemente hervorbrachte.
Ein im frühen Universum gebildeter Stern erzeugt schwerere Elemente, indem er seine leichteren Kerne – Wasserstoff, Helium, Lithium, Beryllium und Bor – kombiniert, die in der ursprünglichen Zusammensetzung des interstellaren Mediums und damit des Sterns gefunden wurden. Interstellares Gas enthält daher abnehmende Häufigkeiten dieser leichten Elemente, die nur aufgrund ihrer Nukleosynthese während des Urknalls vorhanden sind, sowie kosmischer Strahlungsspallation. Es wird daher angenommen, dass diese leichteren Elemente im gegenwärtigen Universum durch Milliarden von Jahren des durch kosmische Strahlung (meist hochenergetische Protonen) vermittelten Aufbrechens schwererer Elemente in interstellarem Gas und Staub entstanden sind. Zu den Fragmenten dieser kosmischen Strahlenkollisionen gehören Helium-3 und die stabilen Isotope der leichten Elemente Lithium, Beryllium und Bor. Kohlenstoff wurde nicht im Urknall hergestellt, sondern später in größeren Sternen über das Triple-Alpha-Verfahren hergestellt.
Die anschließende Nukleosynthese schwererer Elemente (Z ≥ 6, Kohlenstoff und schwerere Elemente) erfordert die extremen Temperaturen und Drücke, die in Sternen und Supernovae vorkommen. Diese Prozesse begannen damit, dass Wasserstoff und Helium aus dem Urknall nach etwa 500 Millionen Jahren zu den ersten Sternen kollabierten. Seit dieser Zeit findet in Galaxien kontinuierlich Sternentstehung statt. Die gesamte Vielfalt der im heutigen Universum vorkommenden Elemente und Isotope wurde durch Urknall-Nukleosynthese, stellare Nukleosynthese, Supernova-Nukleosynthese und durch Nukleosynthese bei exotischen Ereignissen wie Neutronenstern-Kollisionen erzeugt. Auf der Erde hat das Mischen und Verdampfen diese Zusammensetzung in die sogenannte natürliche terrestrische Zusammensetzung verändert. Die schwereren Elemente, die nach dem Urknall produziert wurden, reichen in Ordnungszahlen von Z = 6 (Kohlenstoff) zu Z = 94 (Plutonium). Die Synthese dieser Elemente erfolgte durch Kernreaktionen mit starken und schwachen Wechselwirkungen zwischen Kernen und wird als Kernfusion bezeichnet (einschließlich sowohl des schnellen als auch des langsamen Einfangens mehrerer Neutronen) und umfasst auch Kernspaltung und radioaktive Zerfälle wie den Beta-Zerfall. Die Stabilität von Atomkernen unterschiedlicher Größe und Zusammensetzung (d. h. Neutronen- und Protonenzahl) spielt eine wichtige Rolle bei den möglichen Reaktionen zwischen Kernen. Die kosmische Nukleosynthese wird daher von Forschern der Astrophysik und der Kernphysik ("nukleare Astrophysik") untersucht.
Die ersten Ideen zur Nukleosynthese waren einfach, dass die chemischen Elemente am Anfang des Universums entstanden sind, aber dafür konnte kein rationales physikalisches Szenario identifiziert werden. Allmählich wurde klar, dass Wasserstoff und Helium viel häufiger vorkommen als alle anderen Elemente. Der Rest macht weniger als 2% der Masse des Sonnensystems und auch anderer Sternensysteme aus. Gleichzeitig war klar, dass Sauerstoff und Kohlenstoff die beiden am häufigsten vorkommenden Elemente sind und dass ein allgemeiner Trend zu einer hohen Häufigkeit der leichten Elemente, insbesondere derjenigen mit Isotopen, die aus ganzzahligen Helium-4-Kernen (alpha Nuklide).
Arthur Stanley Eddington schlug 1920 erstmals vor, dass Sterne ihre Energie durch die Fusion von Wasserstoff zu Helium gewinnen und stellte die Möglichkeit in Betracht, dass sich auch die schwereren Elemente in Sternen bilden könnten. [1] [2] Diese Idee wurde nicht allgemein akzeptiert, da der nukleare Mechanismus nicht verstanden wurde. In den Jahren unmittelbar vor dem Zweiten Weltkrieg hat Hans Bethe erstmals die nuklearen Mechanismen aufgeklärt, durch die Wasserstoff zu Helium verschmolzen wird.
Fred Hoyles ursprüngliche Arbeit über die Nukleosynthese schwererer Elemente in Sternen entstand kurz nach dem Zweiten Weltkrieg. [3] Seine Arbeit erklärte die Herstellung aller schwereren Elemente, ausgehend von Wasserstoff. Hoyle schlug vor, dass Wasserstoff im Universum kontinuierlich aus Vakuum und Energie erzeugt wird, ohne dass ein universeller Anfang erforderlich ist.
Hoyles Arbeit erklärte, wie die Häufigkeit der Elemente mit der Zeit zunahm, als die Galaxie alterte. In der Folge wurde Hoyles Bild in den 1960er Jahren durch Beiträge von William A. Fowler, Alastair G. W. Cameron und Donald D. Clayton erweitert, gefolgt von vielen anderen. Die bahnbrechende Übersichtsarbeit von 1957 von EM Burbidge, GR Burbidge, Fowler und Hoyle [4] ist eine bekannte Zusammenfassung des Standes des Feldes von 1957. Diese Arbeit definierte neue Prozesse für die Umwandlung eines schweren Kerns in andere innerhalb von Sternen, Prozesse, die von Astronomen dokumentiert werden konnten.
Der Urknall selbst wurde 1931, lange vor dieser Zeit, von Georges Lemaître, einem belgischen Physiker, vorgeschlagen, der darauf hinwies, dass die offensichtliche Expansion des Universums in der Zeit erfordert, dass das Universum, wenn es sich zeitlich rückwärts zusammenzieht, dies auch weiterhin tun würde bis es sich nicht mehr zusammenziehen konnte. Dies würde die gesamte Masse des Universums an einem einzigen Punkt, einem "Uratom", in einen Zustand bringen, vor dem Zeit und Raum nicht existierten. Hoyle wird zugeschrieben, den Begriff "Urknall" während einer BBC-Radiosendung von 1949 geprägt zu haben und sagte, dass Lemaîtres Theorie "auf der Hypothese beruhte, dass die gesamte Materie im Universum in einem Urknall zu einem bestimmten Zeitpunkt in der fernen Vergangenheit erschaffen wurde. " Es wird allgemein berichtet, dass Hoyle dies abwertend beabsichtigte, aber Hoyle bestritt dies ausdrücklich und sagte, es sei nur ein markantes Bild, das den Unterschied zwischen den beiden Modellen hervorheben soll. Lemaîtres Modell wurde benötigt, um die Existenz von Deuterium und Nukliden zwischen Helium und Kohlenstoff sowie die grundsätzlich hohe Menge an Helium nicht nur in Sternen, sondern auch im interstellaren Raum zu erklären. Zufällig wären sowohl Lemaîtres als auch Hoyles Modelle der Nukleosynthese erforderlich, um die elementaren Häufigkeiten im Universum zu erklären.
Ziel der Nukleosynthesetheorie ist es, die sehr unterschiedlichen Häufigkeiten der chemischen Elemente und ihrer verschiedenen Isotope aus der Perspektive natürlicher Prozesse zu erklären. Der primäre Stimulus für die Entwicklung dieser Theorie war die Form einer Auftragung der Häufigkeiten gegen die Ordnungszahl der Elemente. Diese Häufigkeiten haben, wenn sie in einem Diagramm als Funktion der Ordnungszahl aufgetragen werden, eine gezackte Sägezahnstruktur, die um Faktoren bis zu zehn Millionen variiert. Ein sehr einflussreicher Impuls für die Nukleosyntheseforschung war eine von Hans Suess und Harold Urey erstellte Häufigkeitstabelle, die auf den unfraktionierten Häufigkeiten der nichtflüchtigen Elemente in nicht entwickelten Meteoriten basiert. [5] Ein solches Diagramm der Häufigkeiten ist unten auf einer logarithmischen Skala dargestellt, wobei die dramatisch gezackte Struktur durch die vielen Zehnerpotenzen, die in der vertikalen Skala dieses Diagramms aufgespannt sind, visuell unterdrückt wird.
Es gibt eine Reihe von astrophysikalischen Prozessen, von denen angenommen wird, dass sie für die Nukleosynthese verantwortlich sind. Die meisten davon treten in Sternen auf, und die Kette dieser Kernfusionsprozesse ist als Wasserstoffverbrennung (über die Proton-Proton-Kette oder den CNO-Zyklus), Heliumverbrennung, Kohlenstoffverbrennung, Neonverbrennung, Sauerstoffverbrennung und Siliziumverbrennung bekannt. Diese Prozesse können Elemente bis einschließlich Eisen und Nickel erzeugen. Dies ist der Bereich der Nukleosynthese, in dem die Isotope mit der höchsten Bindungsenergie pro Nukleon entstehen. Schwerere Elemente können in Sternen durch einen Neutroneneinfangprozess, der als s-Prozess bekannt ist, oder in explosiven Umgebungen wie Supernovae und Neutronensternverschmelzungen durch eine Reihe anderer Prozesse zusammengebaut werden. Einige dieser anderen umfassen den r-Prozess, der schnelle Neutroneneinfänge beinhaltet, den rp-Prozess und den p-Prozess (manchmal auch als Gamma-Prozess bekannt), der zur Photodesintegration vorhandener Kerne führt.
Urknall-Nukleosynthese Bearbeiten
Die Urknall-Nukleosynthese [7] fand innerhalb der ersten drei Minuten nach Beginn des Universums statt und ist für einen Großteil der Häufigkeit von 1 H (Protium), 2 H (D, Deuterium), 3 He (Helium-3) und, verantwortlich 4 Er (Helium-4). Obwohl 4 He weiterhin durch Sternfusion und Alpha-Zerfälle produziert wird und Spuren von 1 H weiterhin durch Spallation und bestimmte Arten von radioaktivem Zerfall produziert werden, wird angenommen, dass die meisten Isotope im Universum in den Urknall. Die Kerne dieser Elemente, zusammen mit 7 Li und 7 Be, gelten als zwischen 100 und 300 Sekunden nach dem Urknall gebildet, als das ursprüngliche Quark-Gluon-Plasma zu Protonen und Neutronen ausfror. Aufgrund der sehr kurzen Zeit, in der die Nukleosynthese stattfand, bevor sie durch Expansion und Abkühlung gestoppt wurde (ca. 20 Minuten), konnten keine Elemente gebildet werden, die schwerer als Beryllium (oder möglicherweise Bor) waren. Die während dieser Zeit gebildeten Elemente befanden sich im Plasmazustand und kühlten erst viel später in den Zustand neutraler Atome ab. [ Zitat benötigt ]
Stellare Nukleosynthese Bearbeiten
Die stellare Nukleosynthese ist der Kernprozess, bei dem neue Kerne produziert werden. Es tritt in Sternen während der Sternentwicklung auf. Es ist für die galaktischen Häufigkeiten der Elemente von Kohlenstoff bis Eisen verantwortlich. Sterne sind thermonukleare Öfen, in denen H und He durch immer höhere Temperaturen zu schwereren Kernen verschmolzen werden, wenn sich die Zusammensetzung des Kerns verändert. [8] Von besonderer Bedeutung ist Kohlenstoff, da seine Bildung aus He ein Flaschenhals im gesamten Prozess ist. Kohlenstoff wird in allen Sternen durch den Triple-Alpha-Prozess produziert. Kohlenstoff ist auch das Hauptelement, das die Freisetzung freier Neutronen in Sternen verursacht, was zum s-Prozess führt, bei dem die langsame Absorption von Neutronen Eisen in Elemente umwandelt, die schwerer als Eisen und Nickel sind. [9] [10]
Die Produkte der stellaren Nukleosynthese werden im Allgemeinen durch Massenverlustepisoden und die stellaren Winde massearmer Sterne in das interstellare Gas dispergiert. Die Massenverlustereignisse können heute in der Phase der planetarischen Nebel der massearmen Sternenentwicklung und dem explosiven Ende von Sternen, Supernovae genannt, von Sternen mit mehr als der achtfachen Sonnenmasse beobachtet werden.
Der erste direkte Beweis dafür, dass die Nukleosynthese in Sternen stattfindet, war die astronomische Beobachtung, dass sich interstellares Gas im Laufe der Zeit mit schweren Elementen angereichert hat. Infolgedessen bildeten sich spät in der Galaxie daraus entstandene Sterne mit viel höheren anfänglichen Häufigkeiten schwerer Elemente als diejenigen, die sich zuvor gebildet hatten. Der Nachweis von Technetium in der Atmosphäre eines Roten Riesensterns im Jahr 1952 [11] durch Spektroskopie lieferte den ersten Nachweis einer Kernaktivität innerhalb von Sternen. Da Technetium radioaktiv ist, mit einer Halbwertszeit, die viel kürzer ist als das Alter des Sterns, muss seine Häufigkeit seine jüngste Entstehung innerhalb dieses Sterns widerspiegeln. Ein ebenso überzeugender Beweis für den stellaren Ursprung schwerer Elemente ist der große Überfluss an spezifischen stabilen Elementen, die in stellaren Atmosphären asymptotischer Riesenzweigsterne gefunden werden. Die Beobachtung von Barium-Häufigkeiten, die etwa 20- bis 50-mal größer sind als bei nicht entwickelten Sternen, ist ein Beweis für das Funktionieren des s-Prozesses innerhalb solcher Sterne. Viele moderne Beweise für die stellare Nukleosynthese liefern die Isotopenzusammensetzungen von Sternenstaub, festen Körnern, die aus den Gasen einzelner Sterne kondensiert und aus Meteoriten gewonnen wurden. Sternenstaub ist ein Bestandteil des kosmischen Staubs und wird häufig als präsolare Körner bezeichnet. Die gemessenen Isotopenzusammensetzungen in Sternenstaubkörnern zeigen viele Aspekte der Nukleosynthese innerhalb der Sterne, aus denen die Körner während der Massenverlust-Episoden des späten Lebens des Sterns kondensiert sind. [12]
Explosive Nukleosynthese Bearbeiten
Die Supernova-Nukleosynthese tritt in der energetischen Umgebung von Supernovae auf, in denen die Elemente zwischen Silizium und Nickel in einem Quasigleichgewicht [13] synthetisiert werden, das während der schnellen Fusion entsteht, die sich durch reziproke ausgeglichene Kernreaktionen an 28 Si anlagert. Quasiegleichgewicht kann man sich vorstellen als fast gleichgewicht abgesehen von einer hohen Häufigkeit der 28 Si-Kerne in der fieberhaft brennenden Mischung. Dieses Konzept [10] war die wichtigste Entdeckung in der Nukleosynthesetheorie der Elemente mittlerer Masse seit Hoyles Veröffentlichung von 1954, da es ein übergreifendes Verständnis der reichlich vorhandenen und chemisch wichtigen Elemente zwischen Silizium (EIN = 28) und Nickel (EIN = 60). Es ersetzte den falschen, obwohl viel zitierten Alpha-Prozess des B 2 FH-Papiers, der versehentlich Hoyles Theorie von 1954 verschleierte. [14] Weitere Nukleosyntheseprozesse können auftreten, insbesondere der im B 2 FH-Artikel beschriebene und erstmals von Seeger, Fowler und Clayton [15] berechnete r-Prozess (schneller Prozess), bei dem die neutronenreichsten Isotope schwerer of als Nickel werden durch schnelle Absorption freier Neutronen erzeugt. Die Erzeugung freier Neutronen durch Elektroneneinfang während der schnellen Kompression des Supernova-Kerns zusammen mit der Montage einiger neutronenreicher Saatkerne macht den r-Prozess a Primärprozess, und eine, die sogar in einem Stern aus reinem H und He auftreten kann. Dies steht im Gegensatz zur B 2 FH-Bezeichnung des Verfahrens als a Sekundärprozess. Dieses vielversprechende Szenario, obwohl im Allgemeinen von Supernova-Experten unterstützt, muss noch eine zufriedenstellende Berechnung der Häufigkeiten von r-Prozessen erreichen. Der primäre r-Prozess wurde von Astronomen bestätigt, die alte Sterne beobachtet hatten, die geboren wurden, als die galaktische Metallizität noch klein war, die jedoch ihre Ergänzung von r-Prozess-Kernen enthalten, wodurch gezeigt wurde, dass die Metallizität ein Produkt eines internen Prozesses ist. Der r-Prozess ist für unsere natürliche Kohorte radioaktiver Elemente wie Uran und Thorium sowie für die neutronenreichsten Isotope jedes schweren Elements verantwortlich.
Der rp-Prozess (schnelles Proton) beinhaltet die schnelle Absorption von freien Protonen sowie Neutronen, aber seine Rolle und seine Existenz sind weniger sicher.
Die explosive Nukleosynthese erfolgt zu schnell, als dass der radioaktive Zerfall die Neutronenzahl verringern könnte, so dass viele reichlich vorhandene Isotope mit gleicher und gerader Zahl von Protonen und Neutronen durch den Silizium-Quasigleichgewichtsprozess synthetisiert werden. [13] Während dieses Prozesses verschmilzt das Verbrennen von Sauerstoff und Silizium Kerne, die selbst die gleiche Anzahl von Protonen und Neutronen haben, um Nuklide zu erzeugen, die aus ganzen Heliumkernen bestehen, bis zu 15 (entsprechend 60 Ni). Solche Mehrfach-Alpha-Teilchen-Nuklide sind bis 40 Ca (bestehend aus 10 Heliumkernen) absolut stabil, schwerere Kerne mit gleicher und gerader Anzahl von Protonen und Neutronen sind jedoch fest gebunden, aber instabil. Das Quasi-Gleichgewicht erzeugt die radioaktiven Isobaren 44 Ti, 48 Cr, 52 Fe und 56 Ni, die (außer 44 Ti) im Überfluss erzeugt werden, aber nach der Explosion zerfallen und das stabilste Isotop des entsprechenden Elements bei gleichem Atomgewicht hinterlassen . Die am häufigsten vorkommenden und am häufigsten vorkommenden Isotope der auf diese Weise hergestellten Elemente sind 48 Ti, 52 Cr und 56 Fe. Diese Zerfälle werden von der Emission von Gammastrahlen (Strahlung des Kerns) begleitet, deren spektroskopische Linien verwendet werden können, um das durch den Zerfall entstandene Isotop zu identifizieren. Der Nachweis dieser Emissionslinien war ein wichtiges frühes Produkt der Gammastrahlen-Astronomie. [16]
Der überzeugendste Beweis für die explosive Nukleosynthese in Supernovae fand 1987 statt, als diese Gammastrahlenlinien entdeckt wurden, die aus der Supernova 1987A hervorgehen. Gammastrahlenlinien, die 56 Co- und 57 Co-Kerne identifizierten, deren Halbwertszeiten ihr Alter auf etwa ein Jahr begrenzen, bewiesen, dass ihre radioaktiven Kobalt-Eltern sie geschaffen haben. Diese nukleare astronomische Beobachtung wurde 1969 [16] vorhergesagt, um die explosive Nukleosynthese der Elemente zu bestätigen, und diese Vorhersage spielte eine wichtige Rolle bei der Planung des Compton Gamma-Ray-Observatoriums der NASA.
Andere Beweise für eine explosive Nukleosynthese finden sich in den Sternenstaubkörnern, die im Inneren von Supernovae kondensierten, während sie sich ausdehnten und abkühlten. Sternenstaubkörner sind ein Bestandteil des kosmischen Staubs. Insbesondere radioaktives 44 Ti wurde als sehr häufig in Supernova-Sternenstaubkörnern gemessen, als sie während der Supernova-Expansion kondensierten. [12] Dies bestätigte 1975 eine Vorhersage der Identifizierung von Supernova-Sternenstaub (SUNOCONs), die Teil des Pantheons der präsolaren Körner wurde. Andere ungewöhnliche Isotopenverhältnisse innerhalb dieser Körner offenbaren viele spezifische Aspekte der explosiven Nukleosynthese.
Neutronenstern-Kollision Bearbeiten
Neutronenstern-Kollisionen gelten heute als die Hauptquelle von r-Prozesselementen. [17] Da Kollisionen dieser Art definitionsgemäß neutronenreich sind, wurde vermutet, dass sie eine Quelle solcher Elemente sind, aber definitive Beweise waren schwer zu erhalten. Im Jahr 2017 ergaben sich starke Beweise, als LIGO, VIRGO, das Fermi-Gammastrahlen-Weltraumteleskop und INTEGRAL zusammen mit einer Zusammenarbeit vieler Observatorien auf der ganzen Welt sowohl Gravitationswellen als auch elektromagnetische Signaturen einer wahrscheinlichen Neutronensternkollision, GW170817, und anschließend entdeckten entdeckten Signale zahlreicher schwerer Elemente wie Gold, während die ausgestoßene entartete Materie zerfällt und abkühlt. [18]
Nukleosynthese der Akkretionsscheibe für Schwarze Löcher Bearbeiten
Spallation der kosmischen Strahlung Bearbeiten
Der Spallationsprozess der kosmischen Strahlung reduziert das Atomgewicht der interstellaren Materie durch den Aufprall mit kosmischer Strahlung, um einige der leichtesten Elemente im Universum zu produzieren (wenn auch keine signifikante Menge an Deuterium). Es wird angenommen, dass Spallation vor allem für die Bildung von fast allem 3 He und den Elementen Lithium, Beryllium und Bor verantwortlich ist, obwohl einige 7
Li
und 7
Sein
sollen im Urknall entstanden sein. Der Spallationsprozess entsteht durch den Aufprall kosmischer Strahlen (meist schnelle Protonen) auf das interstellare Medium. Diese Auswirkungen fragmentieren vorhandene Kohlenstoff-, Stickstoff- und Sauerstoffkerne. Der Prozess führt dazu, dass die leichten Elemente Beryllium, Bor und Lithium im Kosmos in viel größeren Mengen vorhanden sind, als sie in Sonnenatmosphären vorkommen. Die durch Spallation erzeugten Mengen der leichten Elemente 1 H und 4 He sind gegenüber ihrer ursprünglichen Häufigkeit vernachlässigbar.
Beryllium und Bor werden durch stellare Fusionsprozesse nicht signifikant produziert, da 8 Be nicht teilchengebunden ist.
Theorien der Nukleosynthese werden getestet, indem Isotopenhäufigkeiten berechnet und diese Ergebnisse mit beobachteten Häufigkeiten verglichen werden. Isotopenhäufigkeiten werden typischerweise aus den Übergangsraten zwischen Isotopen in einem Netzwerk berechnet. Oftmals können diese Rechnungen vereinfacht werden, da einige wenige Schlüsselreaktionen die Geschwindigkeit anderer Reaktionen steuern. [ Zitat benötigt ]
Auf der Erde werden winzige Mengen bestimmter Nuklide künstlich hergestellt. Diese sind unsere Hauptquelle, zum Beispiel für Technetium. Einige Nuklide werden jedoch auch durch eine Reihe natürlicher Mittel hergestellt, die auch nach dem Einsetzen der Urelemente bestehen blieben. Diese dienen oft dazu, neue Elemente auf eine Weise zu erzeugen, die zur Datierung von Gesteinen oder zum Aufspüren der Quelle geologischer Prozesse verwendet werden kann. Obwohl diese Prozesse die Nuklide nicht im Überfluss produzieren, wird angenommen, dass sie die gesamte Quelle der bestehenden natürlichen Versorgung mit diesen Nukliden sind.
Was ist das dritthäufigste Element des Universums?
Beweise für schwere Elemente gibt es überall im Universum, aber Wasserstoff und Helium sind . [+] immer noch am häufigsten. Was ist Nummer drei? Bildnachweis: NASA/JPL-Caltech/CXC/SAO.
In den frühesten Stadien des Universums war es zu heiß, um neutrale Atome oder sogar Atomkerne zu bilden, da sie bei einer Kollision sofort auseinander gesprengt würden. Zu der Zeit, als sich das Universum so weit ausgedehnt und abgekühlt hatte, dass wir stabile Kerne bilden konnten, waren die Dinge spärlich genug, dass wir mit 75% Wasserstoff, 25% Helium und nur 0,0000001% Lithium aufgewickelt waren, und darüber hinaus nichts Stabiles. Zehn Millionen Jahre lang war das alles, was das Universum wissen würde, aber sobald wir anfingen, Sterne zu bilden, würde sich das alles ändern.
Heute besteht das Universum immer noch überwiegend aus Wasserstoff und Helium, aber es gibt eine neue Nr. In dem Moment, in dem der erste Stern geboren wird, etwa 50 bis 100 Millionen Jahre nach dem Urknall, beginnen große Mengen Wasserstoff zu Helium zu verschmelzen. Die Prozentsätze der Elemente im Universum kippen weg von leichten Elementen und hin zu schwereren. Aber wenn wir nach dem dritthäufigsten Element suchen, müssen wir nach den massereichsten Sternen suchen: denjenigen, die mehr als etwa achtmal so massereich sind wie unsere Sonne.
Verschiedene Farben, Massen und Größen von Hauptreihensternen. Die massivsten produzieren die . [+] die meisten schweren Elemente am schnellsten. Bildnachweis: Morgan-Keenan-Kellman-Spektralklassifizierung, von Wikipedia-Benutzer Kieff-Anmerkungen von E. Siegel.
Sie verbrennen diesen Wasserstoff-Brennstoff sehr schnell und es dauert nur wenige Millionen Jahre, bis ihnen der Wasserstoff in ihren Kernen ausgeht. Sobald der Kern vollständig aus Helium besteht, zieht er sich zusammen und beginnt, drei Heliumkerne zu Kohlenstoff zu verschmelzen! Es braucht nur ungefähr eine Billion (10^12) dieser schweren Sterne, die im gesamten Universum existieren (das in den ersten paar hundert Millionen Jahren etwa 10^22 Sterne bildet), um Lithium zu besiegen.
Ein künstlerischer Eindruck der Umwelt im frühen Universum nach den ersten Billionen Sternen. [+] haben sich gebildet, gelebt und sind gestorben. Lithium ist zu diesem Zeitpunkt nicht mehr das dritthäufigste Element. Bildnachweis: NASA/ESA/ESO/Wolfram Freudling et al. (STECF).
Für eine sehr kurze Zeit ersetzt Kohlenstoff Lithium als dritthäufigstes Element im Universum, aber es hält nicht. Man könnte meinen, dass Kohlenstoff für immer herrschen wird, da Sterne Elemente in zwiebelartigen Schichten verschmelzen. Helium verschmilzt zu Kohlenstoff, bei höheren Temperaturen (und späteren Zeiten) verschmilzt Kohlenstoff zu Sauerstoff, Sauerstoff zu Silizium und Schwefel und Silizium schließlich zu Eisen. Ganz am Ende der Kette kann Eisen zu nichts anderem verschmelzen, so dass der Kern implodiert und der Stern zur Supernova wird.
Durch das Verschmelzen von Elementen in zwiebelartigen Schichten können ultramassive Sterne Kohlenstoff, Sauerstoff, Silizium, . [+] Schwefel, Eisen und mehr in Kürze. Bildnachweis: Nicolle Rager Fuller von der NSF.
Diese Supernovae, die zu ihnen führenden Stufen und sogar ihre Nachwirkungen, reichern das Universum mit allen äußeren Schichten des Sterns an, der Wasserstoff, Helium, Kohlenstoff, Sauerstoff, Silizium und alle schwereren Elemente zurückgibt, die durch einige andere Prozesse gebildet wurden:
- langsamer Neutroneneinfang (der s-Prozess), Elemente sequentiell aufbauen,
- die Verschmelzung von Heliumkernen mit schwereren Elementen (Erzeugung von Neon, Magnesium, Argon, Kalzium usw.) und
- schneller Neutroneneinfang (der r-Prozess), der Elemente bis hin zu Uran und sogar darüber hinaus erzeugt.
Supernova-Überreste liefern alle Beweise, die wir brauchen, um zu wissen, dass Supernovae verantwortlich sind. [+] liefert die überwiegende Mehrheit der heute im Universum vorkommenden schweren Elemente. Bildnachweis: NASA/JPL-Caltech.
Aber wir haben nicht nur diese eine Generation von Stars: Wir haben viele. Die heute entstehenden Sternensysteme bestehen in erster Linie nicht nur aus dem unberührten Wasserstoff und Helium, sondern auch aus den Überresten früherer Generationen. Das ist wichtig, denn ohne das würden wir niemals Gesteinsplaneten bekommen, sondern ausschließlich Gasriesen aus Wasserstoff und Helium!
Gasriesen haben große Hüllen aus Wasserstoff und Helium, aber ohne schwerere Elemente würden sie nicht . [+] haben nur keine felsigen Kerne, aber es könnte kein anderer Planetentyp existieren. Bildnachweis: NASA, ESA und G. Bacon (STScI).
Über Milliarden von Jahren wiederholt sich der Prozess der Sternentstehung und des Sternentodes, wenn auch mit zunehmend mehr und mehr angereicherten Inhaltsstoffen. Anstatt Wasserstoff einfach zu Helium zu verschmelzen, verschmelzen massereiche Sterne Wasserstoff im sogenannten C-N-O-Zyklus und gleichen die Mengen an Kohlenstoff und Sauerstoff (mit etwas weniger Stickstoff) im Laufe der Zeit aus.
Wenn Sterne eine Heliumfusion durchlaufen, um Kohlenstoff zu erzeugen, ist es sehr einfach, ein zusätzliches Heliumatom hineinzubringen, um Sauerstoff zu bilden (und sogar ein weiteres Helium zum Sauerstoff hinzuzufügen, um Neon zu bilden), etwas, das sogar unsere dürftige Sonne während des Roten tun wird Riesenphase.
Die Sonne ist heute im Vergleich zu Riesen sehr klein, wird aber die Größe von Arcturus in seinem Rot erreichen. [+] Riesenphase. Ein monströser Riese wie Antares wird für immer außerhalb der Reichweite unserer Sonne sein. Bildnachweis: Englischer Wikipedia-Autor Sakurambo.
Aber es gibt einen Killer-Move, den Sterne haben, der Kohlenstoff zu einem Verlierer in der kosmischen Gleichung macht: Wenn ein Stern massiv genug ist, um eine Kohlenstofffusion einzuleiten – eine Voraussetzung für die Erzeugung einer Supernova vom Typ II – geht der Prozess, der Kohlenstoff in Sauerstoff umwandelt, fast zu vollständige Fertigstellung, wodurch deutlich mehr Sauerstoff als Kohlenstoff entsteht, wenn der Stern explodiert.
Am Ende ihres Lebens werfen massereiche Sterne ihre äußeren Schichten zurück in das interstellare Medium, . [+] Anreicherung des Universums mit Elementen jenseits von Wasserstoff und Helium. Bildnachweis: H. Bond (STScI), R. Ciardullo (PSU), WFPC2, HST, NASA.
Wenn wir Supernova-Überreste und planetarische Nebel betrachten – die Überreste von sehr massereichen Sternen bzw. sonnenähnlichen Sternen – stellen wir fest, dass Sauerstoff in jedem Fall die Masse übertrifft und zahlenmäßig überlegen ist. Wir finden auch, dass keines der anderen, schwereren Elemente nahe kommt!
Ja, Wasserstoff ist immer noch mit großem Abstand die Nummer 1 und Helium ist auch in sehr großer Menge Nummer 2. Aber von den verbleibenden Elementen ist Sauerstoff eine starke #3, gefolgt von Kohlenstoff an #4, dann Neon an #5, Stickstoff an #6, Magnesium an #7, Silizium an #8, Eisen an #9 und Schwefel als Abrundung die Top 10. Lithium? Es ist bis heute bei ungefähr #30 gesunken.
Die Häufigkeiten der Elemente im heutigen Universum, gemessen für unser Sonnensystem. Bild . [+] Kredit: Wikimedia Commons-Benutzer 28 Bytes, unter C.C.-by-S.A.-3.0.
Was wird die ferne Zukunft bringen? Über ausreichend lange Zeiträume hinweg, die mindestens das Tausend- (und wahrscheinlich mehr wie das Millionenfache) des gegenwärtigen Alters des Universums betragen, werden sich weiterhin Sterne bilden, bis der Brennstoff entweder in den intergalaktischen Raum ausgestoßen oder vollständig verbrannt ist burn wie es gehen kann. Wenn dies geschieht, könnte Helium schließlich Wasserstoff als häufigstes Element überholen, oder Wasserstoff könnte die Nummer 1 bleiben, wenn genug davon aus Fusionsreaktionen isoliert bleibt. Auch Sauerstoff und Kohlenstoff werden im Überfluss weiter ansteigen, und es ist möglich, dass einer von ihnen die ersten beiden knacken wird, wenn die Dinge gut laufen.
Die beiden Braunen Zwerge, hier gezeigt, werden sich eines Tages in ferner Zukunft einschrauben und miteinander verschmelzen. [+] andere, die Fusion entzünden und schwerere Elemente erzeugen. Vielleicht kann Kohlenstoff oder Sauerstoff eines Tages durch langfristige Prozesse wie diesen sogar die beiden obersten Elemente im Universum für ihre Fülle knacken. Bildnachweis: NASA/JPL/Gemini Observatory/AURA/NSF.
Das Wichtigste ist, dabei zu bleiben, denn das Universum verändert sich immer noch! Sauerstoff ist heute das dritthäufigste Element im Universum und könnte in sehr, sehr ferner Zukunft sogar die Möglichkeit haben, weiter zu steigen, wenn Wasserstoff (und dann möglicherweise Helium) von seiner Stange fällt. Jedes Mal, wenn Sie einatmen und sich zufrieden fühlen, danken Sie allen Sternen, die vor uns gelebt haben: Sie sind der einzige Grund, warum wir überhaupt Sauerstoff haben!
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Primitive solar nebula
In the primitive solar nebula, hydrogen (H) and helium (He) is 99.8% by number of the total of the elements present. In the remaining 0.2%, there is in the order after H and He, oxygen, carbon, neon, nitrogen, silicon, magnesium, sulfur, argon, iron, sodium, chlorine, aluminum, calcium, .
When the original cloud rotating has cooled, the elements began to condense. The transition from one state of matter to another is called change of state. When the matter condenses, it changes state, it goes directly from a solid to a gaseous state without passing through the liquid state, is what is known in thermodynamics, condensation. This change is due to a modification of the volume, temperature and / or pressure. Thus, near the center there are refractory materials, those who have good resistance to heat, such as metals and rocks. Further, we will find the volatile materials such as water ice (H2O). Further, there will be molecules of carbon dioxide (CO2), methane (CH4), dinitrogen (N2) and ices. Thus, the telluric planets and gaseous "with a solid core" form close to the star. Those who have a very massive heart (two to four times the mass of Earth) retained the original gas in the nebula, which are gaseous giants. Small planets, not massive enough retained only little gas.
Why do even atomic-numbered elements (hydrogen neglected) seem more abundant?
In the solar system, neglecting hydrogen, 11 of the next 12 most abundant elements have an even number of protons--with nitrogen being the odd one out. And the bar graph from this page clearly shows a see-sawing pattern preferring even-proton elements as they get heavier. I've read about the Oddo-Harkins rule but it doesn't exactly explain the mechanism. Warum das?
There is a force in nuclei which acts to pair nucleons together (protons with protons and neutrons with neutrons). It's called the nuclear pairing force, and it prefers for all nucleons to be paired off.
So clearly this force is "happiest" when there is an even number of protons and an even number of neutrons. In fact out of the 254 known stable nuclides, 148 have even Z and even N, but only 5 have odd Z and odd N. See here.
If a nucleus is going to be even-even, it must have even Z. So even Z elements, "averaging over isotopes", are a more favorable nuclear configuration than odd Z elements.
Thanks for the response. So does this pairing essentially amount to a lower energy state? Is that a decently accurate layman's understanding?
Are there any sort of, quirks of the universe that either would or wouldn't be around due to this effect, or does it just essentially amount to an oddity? Essentially, are there any consequences of this phenomenon beyond the obvious "even-Z just tend to be preferred"?
This is true but misleading. The stability difference between even and odd proton-numbered nuclei doesn't explain their relative abundances in the Universe, which differ by a very much larger margin than the differences in their stabilities.
Rather, the difference is almost entirely due to the history of fusion inside stars. Hydrogen fusion is very much easier than other kinds of fusion, and this proceeds until most of the Hydrogen has been used up in the core. After which, it wouldn't matter whether a fusion product with an even or odd number of protons were more stable as there are simply fewer routes to produce odd-Z elements inside stars. Even-Z elements are built up with Helium nuclei and other heavier nuclei fusing. Odd-Z elements are produced with the occasional proton fusion or more likely through neutron bombardment with fusion produced neutrons during the star's lifetime or from the heavy neutron flux during a supernova.
only 5 have odd Z and odd N
Four of them are for Z=1,3,5,7 (deuterium, lithium-6, boron-10, nitrogen-14). The fifth is 180m Ta which is strange anyway. Is there anything that makes lighter OO elements more likely?
Because we are all just stardust!
All the heavy elements in our solar system, (and by heavy elements I mean anything that isn't hydrogen or helium) is basically a product of a supernova, barfing it's contents across the cosmos. None of the oxygen, carbon, silicon, sulfur, iron, etc. was produced vor Ort by our sun, it was produced as fusion products in another, far older, far more massive, long-dead star.
So let's talk about how stars produce elements, shall we? In stars like our Sun the primary source of Hydrogen burning is a process called the proton-proton chain. Two protons fuse to form a Helium with no neutrons, which is very unstable. The vast majority of them decay right back into to protons, but occasionally one of the protons undergoes a beta-plus decay, emitting a positron & a neutrino to transmogrify into a neutron. At that point you've got Deuterium, which can much more easily fuse with a proton to form He 3 , which is stable. Eventually that He 3 captures another neutron and you end up with garden-variety helium. In stars more massive than our sun with significant amounts of carbon, nitrogen, and oxygen already present, a more efficient process known as the CNO cycle catalyzes the fusion, but the end result is the same: Hydrogen gets burned into Helium. So step 1 is:
4 H 1 --> He 4 (through a variety of paths.)
Once the star runs out of Hydrogen to burn the next stage of burning occurs, (after a collapse to higher pressure & temperature) which is the triple-alpha process, where two helium nuclei - which I'm going to refer to as alphas - fuse into Be 8 ,which is highly unstable, but if it captures a dritte alpha, will fuse into stable carbon, C 12 . So now our next equation is:
Finally we have the last process, which burns heavier elements, known as the alpha process. This is simpler, in the sense that it's just the capture of a single alpha particle by a heavier nucleii, but there are lots of flavors. Pretty much one for every element up the chain:
It's this process, the alpha process, that is responsible for much of metal production (in the context of stellar nucleosynthesis, everything that ain't Hydrogen is a metal) in pre-type 2-supernova stars. Then, of course, they go supernova and spew their contents across the cosmos. Like ants with fungus in their heads.
This is why most common elements are even in atomic number. They're more than even in their atomic number, they're also usually integral multiples of 4 in their atomic mass as well, because they're all just assembled from the body parts of alphas. If you look at the abundance of elements in the universe (which mirrors the abundance of elements in our solar system) you'll find these elements all represented.
Note, the answer that the nuclear pairing force encourages even-numbered protons, neutrons, and nucleii isn't wrong, an sich. It's actually a driving force behind these reactions: the alpha makes an excellent brick with which to assemble heavier nucleii because it is so stable because of the pairing force, and those even/even nucleii are even more stable for the same reason. So /u/RobustEtCeleritas isn't wrong at all.
Relative Abundances of the Elements on Earth and in the Known Universe
The relative abundances of the elements in the known universe and on Earth relative to silicon are shown in Figure (PageIndex<1>) . The data are estimates based on the characteristic emission spectra of the elements in stars, the absorption spectra of matter in clouds of interstellar dust, and the approximate composition of Earth as measured by geologists. The data in Figure (PageIndex<1>) illustrate two important points. First, except for hydrogen, the most abundant elements have even atomic numbers. Not only is this consistent with the known trends in nuclear stability, but it also suggests that heavier elements are formed by combining helium nuclei (Z = 2). Second, the relative abundances of the elements in the known universe and on Earth are often very different, as indicated by the data in Table (PageIndex<1>) for some common elements.
Figure (PageIndex<1>): The Relative Abundances of the Elements in the Universe and on Earth. In this logarithmic plot, the relative abundances of the elements relative to that of silicon (arbitrarily set equal to 1) in the universe (green bars) and on Earth (purple bars) are shown as a function of atomic number. Elements with even atomic numbers are generally more abundant in the universe than elements with odd atomic numbers. Also, the relative abundances of many elements in the universe are very different from their relative abundances on Earth. (CC BY-NC-SA 3.0 anonymous)
Some of these differences are easily explained. For example, nonmetals such as H, He, C, N, O, Ne, and Kr are much less abundant relative to silicon on Earth than they are in the rest of the universe. These elements are either noble gases (He, Ne, and Kr) or elements that form volatile hydrides, such as NH3, CH4, and H2O. Because Earth&rsquos gravity is not strong enough to hold such light substances in the atmosphere, these elements have been slowly diffusing into outer space ever since our planet was formed. Argon is an exception it is relatively abundant on Earth compared with the other noble gases because it is continuously produced in rocks by the radioactive decay of isotopes such as 40 K. In contrast, many metals, such as Al, Na, Fe, Ca, Mg, K, and Ti, are relatively abundant on Earth because they form nonvolatile compounds, such as oxides, that cannot escape into space. Other metals, however, are much less abundant on Earth than in the universe some examples are Ru and Ir. This section explains some of the reasons for the great differences in abundances of the metallic elements.
Terrestrial/Universal Element | Abundance Ratio |
---|---|
H | 0.0020 |
He | 2.4 × 10 &minus8 |
C | 0.36 |
Nein | 0.02 |
Ö | 46 |
Ne | 1.9 × 10 &minus6 |
Na | 1200 |
Mg | 48 |
Al | 1600 |
Si | 390 |
S | 0.84 |
K | 5000 |
Ca | 710 |
Ti | 2200 |
Fe | 57 |
All the elements originally present on Earth (and on other planets) were synthesized from hydrogen and helium nuclei in the interiors of stars that have long since exploded and disappeared. Six of the most abundant elements in the universe (C, O, Ne, Mg, Si, and Fe) have nuclei that are integral multiples of the helium-4 nucleus, which suggests that helium-4 is the primary building block for heavier nuclei.
What are the 10 most abundant elements in the universe by number of atomic nuclei? - Astronomie
The foregoing discussion has likely impressed on you that the universe is extraordinarily large and extraordinarily empty. On average, it is 10,000 times more empty than our Galaxy. Yet, as we have seen, even the Galaxy is mostly empty space. The air we breathe has about 10 19 atoms in each cubic centimeter—and we usually think of air as empty space. In the interstellar gas of the Galaxy, there is about one atom in every cubic centimeter. Intergalactic space is filled so sparsely that to find one atom, on average, we must search through a cubic meter of space. Most of the universe is fantastically empty places that are dense, such as the human body, are tremendously rare.
Even our most familiar solids are mostly space. If we could take apart such a solid, piece by piece, we would eventually reach the tiny molecules from which it is formed. Molecules are the smallest particles into which any matter can be divided while still retaining its chemical properties. A molecule of water (H2O), for example, consists of two hydrogen atoms and one oxygen atom bonded together.
Molecules, in turn, are built of atoms, which are the smallest particles of an element that can still be identified as that element. For example, an atom of gold is the smallest possible piece of gold. Nearly 100 different kinds of atoms (elements) exist in nature. Most of them are rare, and only a handful account for more than 99% of everything with which we come in contact. The most abundant elements in the cosmos today are listed in Table 1 think of this table as the “greatest hits” of the universe when it comes to elements.
Table 1. The Cosmically Abundant Elements | ||
---|---|---|
Element [1] | Symbol | Number of Atoms per Million Hydrogen Atoms |
Hydrogen | H | 1,000,000 |
Helium | He | 80,000 |
Carbon | C | 450 |
Nitrogen | Nein | 92 |
Oxygen | Ö | 740 |
Neon | Ne | 130 |
Magnesium | Mg | 40 |
Silicon | Si | 37 |
Schwefel | S | 19 |
Eisen | Fe | 32 |
All atoms consist of a central, positively charged nucleus surrounded by negatively charged electrons. The bulk of the matter in each atom is found in the nucleus, which consists of positive protons and electrically neutral neutrons all bound tightly together in a very small space. Each element is defined by the number of protons in its atoms. Thus, any atom with 6 protons in its nucleus is called carbon, any with 50 protons is called tin, and any with 70 protons is called ytterbium. (For a list of the elements, see The Chemical Elements.)
The distance from an atomic nucleus to its electrons is typically 100,000 times the size of the nucleus itself. This is why we say that even solid matter is mostly space. The typical atom is far emptier than the solar system out to Neptune. (The distance from Earth to the Sun, for example, is only 100 times the size of the Sun.) This is one reason atoms are not like miniature solar systems.
Remarkably, physicists have discovered that everything that happens in the universe, from the smallest atomic nucleus to the largest superclusters of galaxies, can be explained through the action of only four forces: gravity, electromagnetism (which combines the actions of electricity and magnetism), and two forces that act at the nuclear level. The fact that there are four forces (and not a million, or just one) has puzzled physicists and astronomers for many years and has led to a quest for a unified picture of nature.
To construct an atom, particle by particle, check out this guided animation for building an atom.
21: Nuclear Chemistry
Until now, you have studied chemical processes in which atoms share or transfer electrons to form new compounds, leaving the atomic nuclei largely unaffected. In this chapter, we examine some properties of the atomic nucleus and the changes that can occur in atomic nuclei. Nuclear reactions differ from other chemical processes in one critical way: in a nuclear reaction, the identities of the elements change. In addition, nuclear reactions are often accompanied by the release of enormous amounts of energy, as much as a Milliarde times more than the energy released by chemical reactions. Moreover, the yields and rates of a nuclear reaction are generally unaffected by changes in temperature, pressure, or the presence of a catalyst.
We begin by examining the structure of the atomic nucleus and the factors that determine whether a particular nucleus is stable or decays spontaneously to another element. We then discuss the major kinds of nuclear decay reactions, as well as the properties and uses of the radiation emitted when nuclei decay. You will learn how radioactive emissions can be used to study the mechanisms of chemical reactions and biological processes and how to calculate the amount of energy released during a nuclear reaction. You will also discover why houses are tested for radon gas, how radiation is used to probe organs such as the brain, and how the energy from nuclear reactions can be harnessed to produce electricity. Last, we explore the nuclear chemistry that takes place in stars, and we describe the role that stars play in producing most of the elements in the universe.