Astronomía

¿Qué porcentaje de helio-3 es primordial en comparación con el producido en las estrellas?

¿Qué porcentaje de helio-3 es primordial en comparación con el producido en las estrellas?


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Traté de investigar, pero lo que encontré es bastante limitado. Un porcentaje muy pequeño, pero no nulo, de materia primordial era Helio-3 o 3He.

Las estrellas producen 3He como parte de la cadena protón-protón, pero también consumen 3He. Tiene una vida media de aproximadamente 400 años en nuestro sol. De Wikipedia.

En el Sol, cada núcleo de helio-3 producido en estas reacciones existe solo durante unos 400 años antes de que se convierta en helio-4. [6] Una vez que se ha producido el helio-3, hay cuatro caminos posibles para generar 4He

Mi pregunta es doble. ¿Son las cantidades primordiales de 3He significativas o insignificantes en comparación con lo que las estrellas producen y expulsan por eyecciones de masa coronal o explotando en nebulosas? ¿Hay estrellas específicas debido al calor interno y la velocidad de reacción que producen y expulsan más 3He en su masa? eyecciones.

Por ejemplo, ¿los mundos sin aire, rocosos y libres de campos magnéticos alrededor de las enanas rojas estarían más saturados con 3He o encontrarías más alrededor de estrellas más grandes y calientes que se fusionan más rápido? Si quisiera ir a la minería de He3, ¿pondría mi nave en un sistema de enanas rojas o un sistema de estrellas azules o una nebulosa?

No es para un libro ni nada, solo tengo curiosidad personalmente, ya que 3He es algo potencialmente muy útil.

Soy consciente de que lo primordial no es particularmente fácil de recolectar, ya que cualquier cosa gaseosa y primordial se esparciría y solo se acumularía en grandes pozos de gravedad, gigantes gaseosos o más grandes. Pero el 3He primordial podría, por ejemplo, existir en Júpiter o Saturno desde la formación, aunque la formación de sus campos magnéticos probablemente les impida absorber cualquier eyección de estrellas. Por lo tanto, la proporción primordial frente a la estrella expulsada y el tipo de estrella que produjo la mayor cantidad de preguntas están algo relacionados, por lo que pensé en una pregunta en lugar de dos, pero puedo dividir en dos preguntas si lo desea.


Mi pregunta es doble:

1. ¿Son las cantidades primordiales de $^3$Es significativo o insignificante en comparación con lo que las estrellas producen y expulsan mediante eyecciones de masa coronal o estallando en nebulosas, y ...

La $^3$La composición de las CME puede variar significativamente, ver: "Composición inusual del viento solar en la CME del 2-3 de mayo de 1998 observada con SWICS en ACE" (enero de 1999), por G. Gloeckler, LA Fisk, S. Hefti, NA Schwadron , TH Zurbuchen, FM Ipavich, J. Geiss, P. Bochsler y RF Wimmer-Schweingruber, DOI: 10.1029 / 1998GL900166

"Los primeros trabajos [Bame, et al., 1979; Schwenn et al., 1980; y Zwickl et al., 1982] mostraron que el He y los elementos más pesados ​​son sobreabundante en CME y se mejora He$^{+}$. Las observaciones del instrumento SWICS en Ulysses revelaron algunas diferencias de composición en las CME, como un alto O$^{7+}/,$O$^{6+}$ relación, que indica un calentamiento significativo en la corona [Galvin, 1997].

SWICS es especialmente adecuado para medir el viento solar $^4$Él$^+$ y la proporción de helio isotópico, $^3$Él$^{++}/,^4$Él$^{++}$, como lo describen Gloeckler 'y Geiss [1998a]. ".

2. ¿Hay estrellas específicas, debido al calor interno y la velocidad de reacción que producen y expulsan más $^3$Él en sus eyecciones masivas.

La mayoría de $^3$Originalmente fue producido por procesos estelares, pero vea también mi respuesta anterior. Cada estrella produce cantidades variables en varios momentos, ver: "El origen del helio y los otros elementos ligeros" (4 de noviembre de 1998), por G. Burbidge y F. Hoyle:

4. D y $^3$Él
El isótopo ligero $^3$Se produce en grandes cantidades en estrellas enanas donde las masas no son lo suficientemente grandes como para ser destruidas por $^3$Él ($^3$Él, 2$ p $) $^4$Él. También es el caso de que hay una clase de estrellas en las que se ha demostrado a partir de las mediciones del cambio de isótopos que la mayor parte del helio en sus atmósferas es $^3$Él. Estas estrellas incluyen 21 Aquilae, tres Centaurus A y varias otras (Burbidge & Burbidge 1956; Sargent & Jugaku 1961; Hartoog & Cowley 1979; Stateva, Ryabchikov e Iliev 1998). Las estrellas son estrellas A, F y B peculiares que tienen abundancias de He / H que son $ sim frac {1} {10} $ de la abundancia normal de helio. La $^3$Él$/,^4$La relación puede oscilar entre 2,7 y 0,5. Estas estrellas ocupan una franja estrecha en el (registro $ g $, T$ _ {eff} $) -plano entre las estrellas B con líneas de helio fuertes y aquellas con líneas de helio débiles que no muestran evidencia de la presencia de $^3$Él. Sin embargo, la detección de $^3$El del cambio de isótopos fallará si el $^3$Él$/,^4$El ratio es $ le $ 0,1. Por lo tanto, muchas de las estrellas débiles de la línea de helio bien pueden tener $^3$Él$/,^4$Las proporciones de abundancia son mucho más altas que la proporción de abundancia que normalmente se supone que está presente, es decir, $^3$Él$/,^4$Él $ aprox $ 2 x 10$^{-4}$.

La gran abundancia de $^3$Él en estas estrellas ha sido atribuido por G. Michaud y sus colegas a la difusión (Michaud et al. 1979 y referencias anteriores). Sea o no esta la explicación correcta, lo que estos resultados nos dicen es que los vientos estelares de tales estrellas enriquecerán el gas interestelar con He en grandes cantidades. Esto $^3$Él es además del $^3$El que será inyectado desde estrellas enanas. La abundancia final requerida es $^3$Él$/,$H PS approx ; $ 2 x 10$^{-5}$. Ha sido argumentado por aquellos que creen que $^3$Es un producto de la nucleosíntesis del Big Bang que no ha tenido tiempo de acumular la abundancia requerida mediante procesos astrofísicos.

Sin embargo, no solo no saber cuál es la tasa de inyección de las estrellas, pero en el QSSC, la escala de tiempo para todo este procesamiento estelar es $ sim 10 ^ {11} $ en lugar de H$_0^{-1}$ $ aprox $ 10$^{-10}$ año Por lo tanto, creemos que muy bien pudo haber sido producido por procesos estelares.

Otro enlace de Wikipedia que no se menciona en su pregunta es: "Helio-3 - Abundancia natural - Abundancia de nebulosa solar (primordial)":

"Abundancia de la nebulosa solar (primordial)

Una estimación temprana de la razón primordial de $^3$Él para $^4$Él en la nebulosa solar ha sido la medida de su relación en la atmósfera de Júpiter, medida por el espectrómetro de masas de la sonda de entrada atmosférica Galileo. Esta proporción es de aproximadamente 1: 10,000,$^{[43]}$ o 100 partes de $^3$Él por millón de partes de $^4$Él. Esta es aproximadamente la misma proporción de isótopos que en el regolito lunar, que contiene 28 ppm de helio-4 y 2,8 ppb de helio-3 (que se encuentra en el extremo inferior de las mediciones reales de la muestra, que varían de aproximadamente 1,4 a 15 ppb). Sin embargo, las proporciones terrestres de los isótopos son más bajas en un factor de 100, principalmente debido al enriquecimiento de las reservas de helio-4 en el manto por miles de millones de años de desintegración alfa del uranio y el torio.

Abundancia terrestre
Artículo principal: geoquímica de isótopos

$^3$Es una sustancia primordial en el manto de la Tierra, que se considera que quedó atrapada dentro de la Tierra durante la formación planetaria. La relación de $^3$Él para $^4$Él dentro de la corteza y el manto de la Tierra es menor que el de las suposiciones de la composición del disco solar obtenida de muestras de meteoritos y lunares, con materiales terrestres que generalmente contienen menos $^3$Él$/,^4$Él ratifica debido al crecimiento de $^4$Él de la desintegración radiactiva.

$^3$Tiene una proporción cosmológica de 300 átomos por millón de átomos de $^4$Él (a. Ppm),$^{[44]}$ lo que lleva a la suposición de que la proporción original de estos gases primordiales en el manto era de alrededor de 200-300 ppm cuando se formó la Tierra. Un montón de $^4$Fue generado por la desintegración de partículas alfa de uranio y torio, y ahora el manto tiene solo alrededor del 7% de helio primordial.$^{[44]}$ reduciendo la relación total 3He / 4He a alrededor de 20 ppm. Razones de $^3$Él$/,^4$El exceso de atmosférico es indicativo de una contribución de $^3$El del manto… ".

[43]"El espectrómetro de masas Galileo Probe: Composición de la atmósfera de Júpiter" (Science 10 de mayo de 1996: Vol. 272, Número 5263, págs. 846-849) por Hasso B. Niemann, Sushil K. Atreya, George R. Carignan, Thomas M. Donahue, John A. Haberman, Dan N. Harpold, Richard E. Hartle, Donald M. Hunten, Wayne T. Kasprzak, Paul R. Mahaffy, Tobias C. Owen, Nelson W. Spencer y Stanley H. Way, DOI: 10.1126 / science.272.5263.846

[44]"No lunar $ subrayado {^ 3} $He Resources "(Presentado en el Segundo Simposio de Wisconsin sobre Helio-3 y Fusion Power, 19-21 de julio de 1993, Madison WI), por LJ Wittenberg - fti.neep.wisc.edu


Nucleosíntesis del Big Bang

En cosmología física, Nucleosíntesis del Big Bang (abreviado BBN, también conocido como nucleosíntesis primordial, arqueonucleosíntesis, arconucleosíntesis, protonucleosíntesis y paleonucleosíntesis) [1] es la producción de núcleos distintos a los del isótopo más ligero de hidrógeno (hidrógeno-1, 1 H, que tiene un solo protón como núcleo) durante las primeras fases del Universo. La mayoría de los cosmólogos creen que la nucleosíntesis primordial tuvo lugar en el intervalo de aproximadamente 10 segundos a 20 minutos después del Big Bang, [2] y se calcula que es responsable de la formación de la mayor parte del helio del universo como el isótopo helio-4. (4 He), junto con pequeñas cantidades del isótopo de hidrógeno deuterio (2 H o D), el isótopo de helio helio-3 (3 He) y una cantidad muy pequeña del isótopo de litio litio-7 (7 Li). Además de estos núcleos estables, también se produjeron dos isótopos inestables o radiactivos: el isótopo de hidrógeno pesado tritio (3 H o T) y el isótopo de berilio berilio-7 (7 Be), pero estos isótopos inestables más tarde se desintegraron en 3 He y 7 Li. , respectivamente, como arriba.

Esencialmente, todos los elementos que son más pesados ​​que el litio se crearon mucho más tarde, por nucleosíntesis estelar en estrellas en evolución y explosión.


Contenido

Se cree que los propios nucleones primordiales se formaron a partir del plasma de quarks-gluones durante el Big Bang cuando se enfrió por debajo de los dos billones de grados. Unos minutos después, comenzando con solo protones y neutrones, se formaron núcleos hasta litio y berilio (ambos con número de masa 7), pero casi ningún otro elemento. Es posible que se haya formado algo de boro en este momento, pero el proceso se detuvo antes de que se pudiera formar una cantidad significativa de carbono, ya que este elemento requiere un producto mucho más alto de densidad y tiempo del helio que el que estaba presente en el corto período de nucleosíntesis del Big Bang. Ese proceso de fusión esencialmente se detuvo en unos 20 minutos, debido a las caídas de temperatura y densidad a medida que el universo continuaba expandiéndose. Este primer proceso, la nucleosíntesis del Big Bang, fue el primer tipo de nucleogénesis que se produjo en el universo, creando los llamados elementos primordiales.

Una estrella formada en el universo temprano produce elementos más pesados ​​al combinar sus núcleos más livianos (hidrógeno, helio, litio, berilio y boro) que se encontraron en la composición inicial del medio interestelar y, por lo tanto, en la estrella. Por lo tanto, el gas interestelar contiene abundancias decrecientes de estos elementos ligeros, que están presentes solo en virtud de su nucleosíntesis durante el Big Bang, y también por espalación de rayos cósmicos. Por lo tanto, se cree que estos elementos más ligeros en el universo actual se han producido a través de miles de millones de años de ruptura mediada por rayos cósmicos (principalmente protones de alta energía) de elementos más pesados ​​en el gas y el polvo interestelares. Los fragmentos de estas colisiones de rayos cósmicos incluyen helio-3 y los isótopos estables de los elementos ligeros litio, berilio y boro. El carbono no se produjo en el Big Bang, pero se produjo más tarde en estrellas más grandes a través del proceso triple alfa.

La posterior nucleosíntesis de elementos más pesados ​​(Z ≥ 6, carbono y elementos más pesados) requiere las temperaturas y presiones extremas que se encuentran dentro de las estrellas y supernovas. Estos procesos comenzaron cuando el hidrógeno y el helio del Big Bang colapsaron en las primeras estrellas después de unos 500 millones de años. La formación de estrellas ha estado ocurriendo continuamente en las galaxias desde ese momento. Toda la variedad de elementos e isótopos que se encuentran en el universo actual fueron creados por nucleosíntesis del Big Bang, nucleosíntesis estelar, nucleosíntesis de supernovas y por nucleosíntesis en eventos exóticos como colisiones de estrellas de neutrones. En la Tierra, la mezcla y la evaporación han alterado esta composición a lo que se llama la composición terrestre natural. Los elementos más pesados ​​producidos después del rango del Big Bang en números atómicos desde Z = 6 (carbono) a Z = 94 (plutonio). La síntesis de estos elementos se produjo a través de reacciones nucleares que implican interacciones fuertes y débiles entre núcleos, y se denominan fusión nuclear (incluida la captura de neutrones múltiples rápida y lenta), e incluyen también la fisión nuclear y las desintegraciones radiactivas como la desintegración beta. La estabilidad de los núcleos atómicos de diferentes tamaños y composición (es decir, el número de neutrones y protones) juega un papel importante en las posibles reacciones entre los núcleos. La nucleosíntesis cósmica, por tanto, se estudia entre los investigadores de la astrofísica y la física nuclear ("astrofísica nuclear").

Las primeras ideas sobre la nucleosíntesis fueron simplemente que los elementos químicos se crearon al comienzo del universo, pero no se pudo identificar un escenario físico racional para esto. Poco a poco se hizo evidente que el hidrógeno y el helio son mucho más abundantes que cualquiera de los otros elementos. Todo el resto constituye menos del 2% de la masa del Sistema Solar, y también de otros sistemas estelares. Al mismo tiempo, estaba claro que el oxígeno y el carbono eran los siguientes dos elementos más comunes, y también que había una tendencia general hacia una alta abundancia de elementos ligeros, especialmente aquellos con isótopos compuestos por números enteros de núcleos de helio-4 (alfa nucleidos).

Arthur Stanley Eddington sugirió por primera vez en 1920 que las estrellas obtienen su energía fusionando hidrógeno en helio y planteó la posibilidad de que los elementos más pesados ​​también se puedan formar en las estrellas. [1] [2] Esta idea no fue generalmente aceptada, ya que no se entendió el mecanismo nuclear. En los años inmediatamente anteriores a la Segunda Guerra Mundial, Hans Bethe dilucidó por primera vez los mecanismos nucleares mediante los cuales el hidrógeno se fusiona en helio.

El trabajo original de Fred Hoyle sobre la nucleosíntesis de elementos más pesados ​​en las estrellas, ocurrió justo después de la Segunda Guerra Mundial. [3] Su trabajo explicó la producción de todos los elementos más pesados, a partir del hidrógeno. Hoyle propuso que el hidrógeno se crea continuamente en el universo a partir del vacío y la energía, sin necesidad de un comienzo universal.

El trabajo de Hoyle explicó cómo la abundancia de elementos aumentaba con el tiempo a medida que envejecía la galaxia. Posteriormente, la imagen de Hoyle se amplió durante la década de 1960 gracias a las contribuciones de William A. Fowler, Alastair G. W. Cameron y Donald D. Clayton, seguidos de muchos otros. El artículo de revisión fundamental de 1957 de EM Burbidge, GR Burbidge, Fowler y Hoyle [4] es un resumen bien conocido del estado del campo en 1957. Ese artículo definió nuevos procesos para la transformación de un núcleo pesado en otros dentro de las estrellas, procesos que podrían documentar los astrónomos.

El propio Big Bang había sido propuesto en 1931, mucho antes de este período, por Georges Lemaître, un físico belga, quien sugirió que la evidente expansión del Universo en el tiempo requería que el Universo, si se contraía hacia atrás en el tiempo, continuaría haciéndolo. hasta que no pudo contraerse más. Esto llevaría toda la masa del Universo a un solo punto, un "átomo primitivo", a un estado antes del cual el tiempo y el espacio no existían. A Hoyle se le atribuye haber acuñado el término "Big Bang" durante una transmisión de radio de la BBC en 1949, diciendo que la teoría de Lemaître estaba "basada en la hipótesis de que toda la materia del universo se creó en un Big Bang en un momento particular del pasado remoto. " Se informa popularmente que Hoyle pretendía que esto fuera peyorativo, pero Hoyle lo negó explícitamente y dijo que era solo una imagen llamativa destinada a resaltar la diferencia entre los dos modelos. El modelo de Lemaître era necesario para explicar la existencia de deuterio y nucleidos entre el helio y el carbono, así como la cantidad fundamentalmente alta de helio presente, no solo en las estrellas sino también en el espacio interestelar. Como sucedió, se necesitarían los modelos de nucleosíntesis de Lemaître y Hoyle para explicar las abundancias elementales en el universo.

El objetivo de la teoría de la nucleosíntesis es explicar las abundancias enormemente diferentes de los elementos químicos y sus diversos isótopos desde la perspectiva de los procesos naturales. El principal estímulo para el desarrollo de esta teoría fue la forma de una gráfica de las abundancias frente al número atómico de los elementos. Esas abundancias, cuando se trazan en un gráfico en función del número atómico, tienen una estructura dentada de dientes de sierra que varía por factores hasta diez millones. Un estímulo muy influyente para la investigación de la nucleosíntesis fue una tabla de abundancia creada por Hans Suess y Harold Urey que se basó en las abundancias no fraccionadas de los elementos no volátiles que se encuentran dentro de los meteoritos no evolucionados. [5] Este gráfico de las abundancias se muestra en una escala logarítmica a continuación, donde la estructura dramáticamente irregular se suprime visualmente por las muchas potencias de diez abarcadas en la escala vertical de este gráfico.

Hay una serie de procesos astrofísicos que se cree que son responsables de la nucleosíntesis. La mayoría de estos ocurren dentro de las estrellas, y la cadena de esos procesos de fusión nuclear se conoce como quema de hidrógeno (a través de la cadena protón-protón o ciclo CNO), quema de helio, quema de carbono, quema de neón, quema de oxígeno y quema de silicio. Estos procesos pueden crear elementos hasta e incluyendo hierro y níquel. Esta es la región de nucleosíntesis dentro de la cual se crean los isótopos con la energía de unión más alta por nucleón. Los elementos más pesados ​​se pueden ensamblar dentro de las estrellas mediante un proceso de captura de neutrones conocido como proceso s o en entornos explosivos, como supernovas y fusiones de estrellas de neutrones, mediante una serie de otros procesos. Algunos de esos otros incluyen el proceso r, que implica capturas rápidas de neutrones, el proceso rp y el proceso p (a veces conocido como proceso gamma), que da como resultado la fotodisintegración de los núcleos existentes.

Nucleosíntesis del Big Bang Editar

La nucleosíntesis del Big Bang [7] ocurrió dentro de los primeros tres minutos del comienzo del universo y es responsable de gran parte de la abundancia de 1 H (protio), 2 H (D, deuterio), 3 He (helio-3) y 4 He (helio-4). Aunque el 4 He continúa siendo producido por fusión estelar y desintegraciones alfa, y se siguen produciendo trazas de 1 H por espalación y ciertos tipos de desintegración radiactiva, se cree que la mayor parte de la masa de los isótopos en el universo se produjo en el Big Bang. Se considera que los núcleos de estos elementos, junto con unos 7 Li y 7 Be se formaron entre 100 y 300 segundos después del Big Bang, cuando el plasma primordial de quark-gluón se congeló para formar protones y neutrones. Debido al período muy corto en el que se produjo la nucleosíntesis antes de que se detuviera por expansión y enfriamiento (aproximadamente 20 minutos), no se pudieron formar elementos más pesados ​​que el berilio (o posiblemente el boro). Los elementos formados durante este tiempo estaban en estado de plasma y no se enfriaron al estado de átomos neutros hasta mucho más tarde. [ cita necesaria ]

Nucleosíntesis estelar Editar

La nucleosíntesis estelar es el proceso nuclear mediante el cual se producen nuevos núcleos. Ocurre en las estrellas durante la evolución estelar. Es responsable de la abundancia galáctica de elementos desde el carbono hasta el hierro. Las estrellas son hornos termonucleares en los que H y He se fusionan en núcleos más pesados ​​por temperaturas cada vez más altas a medida que evoluciona la composición del núcleo. [8] De particular importancia es el carbono porque su formación a partir de He es un cuello de botella en todo el proceso. El carbono se produce mediante el proceso triple alfa en todas las estrellas. El carbono es también el elemento principal que provoca la liberación de neutrones libres dentro de las estrellas, dando lugar al proceso s, en el que la lenta absorción de neutrones convierte el hierro en elementos más pesados ​​que el hierro y el níquel. [9] [10]

Los productos de la nucleosíntesis estelar generalmente se dispersan en el gas interestelar a través de episodios de pérdida de masa y los vientos estelares de estrellas de baja masa. Los eventos de pérdida de masa se pueden presenciar hoy en la fase de nebulosas planetarias de la evolución de estrellas de baja masa, y el final explosivo de las estrellas, llamadas supernovas, de aquellas con más de ocho veces la masa del Sol.

La primera prueba directa de que la nucleosíntesis ocurre en las estrellas fue la observación astronómica de que el gas interestelar se ha enriquecido con elementos pesados ​​con el paso del tiempo. Como resultado, las estrellas que nacieron al final de la galaxia, se formaron con abundancias iniciales de elementos pesados ​​mucho más altas que las que se habían formado antes. La detección de tecnecio en la atmósfera de una estrella gigante roja en 1952, [11] por espectroscopia, proporcionó la primera evidencia de actividad nuclear dentro de las estrellas. Debido a que el tecnecio es radiactivo, con una vida media mucho menor que la edad de la estrella, su abundancia debe reflejar su reciente creación dentro de esa estrella. Una prueba igualmente convincente del origen estelar de los elementos pesados ​​es la gran sobreabundancia de elementos estables específicos que se encuentran en las atmósferas estelares de las estrellas asintóticas de ramas gigantes. La observación de abundancias de bario entre 20 y 50 veces mayores que las encontradas en estrellas no evolucionadas es evidencia del funcionamiento del proceso s dentro de tales estrellas. Muchas pruebas modernas de nucleosíntesis estelar las proporcionan las composiciones isotópicas de polvo de estrellas, granos sólidos que se han condensado a partir de los gases de estrellas individuales y que se han extraído de meteoritos. El polvo de estrellas es un componente del polvo cósmico y con frecuencia se le llama granos presolares. Las composiciones isotópicas medidas en los granos de polvo de estrellas demuestran muchos aspectos de la nucleosíntesis dentro de las estrellas a partir de las cuales los granos se condensaron durante los episodios de pérdida de masa de la estrella tardía. [12]

Nucleosíntesis explosiva Editar

La nucleosíntesis de supernovas se produce en el entorno energético de las supernovas, en las que los elementos entre el silicio y el níquel se sintetizan en cuasiequilibrio [13] establecido durante la fusión rápida que se une mediante reacciones nucleares equilibradas recíprocas al 28 Si. El cuasiequilibrio se puede considerar como casi equilibrio excepto por una gran abundancia de los 28 núcleos de Si en la mezcla que arde febrilmente. Este concepto [10] fue el descubrimiento más importante en la teoría de la nucleosíntesis de los elementos de masa intermedia desde el artículo de Hoyle de 1954 porque proporcionó una comprensión general de los elementos abundantes y químicamente importantes entre el silicio (A = 28) y níquel (A = 60). Reemplazó el proceso alfa incorrecto, aunque muy citado, del artículo B 2 FH, que inadvertidamente oscureció la teoría de Hoyle de 1954. [14] Pueden ocurrir más procesos de nucleosíntesis, en particular el proceso r (proceso rápido) descrito por el artículo B 2 FH y calculado por primera vez por Seeger, Fowler y Clayton, [15] en el que los isótopos de elementos más ricos en neutrones son más pesados que el níquel se producen por la rápida absorción de neutrones libres. La creación de neutrones libres por captura de electrones durante la rápida compresión del núcleo de la supernova junto con el ensamblaje de algunos núcleos de semillas ricos en neutrones hace que el proceso r sea un proceso primario, y uno que puede ocurrir incluso en una estrella de puro H y He. Esto contrasta con la designación B 2 FH del proceso como proceso secundario. Este escenario prometedor, aunque generalmente respaldado por expertos en supernovas, aún no ha logrado un cálculo satisfactorio de las abundancias del proceso r. El proceso r primario ha sido confirmado por astrónomos que habían observado estrellas viejas nacidas cuando la metalicidad galáctica aún era pequeña, que sin embargo contienen su complemento de núcleos del proceso r, demostrando así que la metalicidad es un producto de un proceso interno. El proceso r es responsable de nuestra cohorte natural de elementos radiactivos, como el uranio y el torio, así como de los isótopos más ricos en neutrones de cada elemento pesado.

El proceso rp (protón rápido) implica la absorción rápida de protones libres y neutrones, pero su papel y su existencia son menos seguros.

La nucleosíntesis explosiva ocurre demasiado rápido para que la desintegración radiactiva disminuya el número de neutrones, de modo que muchos isótopos abundantes con números iguales y pares de protones y neutrones se sintetizan mediante el proceso de cuasi-equilibrio del silicio. [13] Durante este proceso, la combustión de oxígeno y silicio fusiona núcleos que tienen el mismo número de protones y neutrones para producir nucleidos que consisten en números enteros de núcleos de helio, hasta 15 (que representan 60 Ni). Tales nucleidos de partículas alfa múltiples son totalmente estables hasta 40 Ca (hechos de 10 núcleos de helio), pero los núcleos más pesados ​​con números iguales e iguales de protones y neutrones están estrechamente unidos pero son inestables. El cuasi-equilibrio produce isobaras radiactivas 44 Ti, 48 Cr, 52 Fe y 56 Ni, que (excepto 44 Ti) se crean en abundancia pero se desintegran después de la explosión y dejan el isótopo más estable del elemento correspondiente con el mismo peso atómico. . Los isótopos más abundantes y existentes de elementos producidos de esta manera son 48 Ti, 52 Cr y 56 Fe. Estas desintegraciones van acompañadas de la emisión de rayos gamma (radiación del núcleo), cuyas líneas espectroscópicas se pueden utilizar para identificar el isótopo creado por la desintegración. La detección de estas líneas de emisión fue un importante producto temprano de la astronomía de rayos gamma. [dieciséis]

La prueba más convincente de nucleosíntesis explosiva en supernovas ocurrió en 1987 cuando se detectaron esas líneas de rayos gamma emergiendo de la supernova 1987A. Las líneas de rayos gamma que identifican núcleos de 56 Co y 57 Co, cuyas vidas medias limitan su edad a aproximadamente un año, demostraron que sus padres radioactivos de cobalto los crearon. Esta observación de astronomía nuclear fue predicha en 1969 [16] como una forma de confirmar la nucleosíntesis explosiva de los elementos, y esa predicción jugó un papel importante en la planificación del Observatorio Compton de Rayos Gamma de la NASA.

Otras pruebas de nucleosíntesis explosiva se encuentran dentro de los granos de polvo de estrellas que se condensaron en el interior de las supernovas a medida que se expandían y enfriaban. Los granos de polvo de estrellas son un componente del polvo cósmico. En particular, se midió que el 44 Ti radiactivo era muy abundante dentro de los granos de polvo de estrellas de las supernovas en el momento en que se condensaron durante la expansión de la supernova. [12] Esto confirmó una predicción de 1975 de la identificación del polvo de estrellas de supernova (SUNOCON), que se convirtió en parte del panteón de granos presolares. Otras proporciones isotópicas inusuales dentro de estos granos revelan muchos aspectos específicos de la nucleosíntesis explosiva.

Colisión de estrellas de neutrones Editar

Ahora se cree que las colisiones de estrellas de neutrones son la principal fuente de elementos del proceso r. [17] Al ser ricos en neutrones por definición, se sospechaba que las colisiones de este tipo eran una fuente de tales elementos, pero era difícil obtener pruebas definitivas. En 2017 surgió una fuerte evidencia, cuando LIGO, VIRGO, el Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi e INTEGRAL, junto con una colaboración de muchos observatorios de todo el mundo, detectaron tanto ondas gravitacionales como firmas electromagnéticas de una probable colisión de estrellas de neutrones, GW170817, y posteriormente. detectaron señales de numerosos elementos pesados ​​como el oro a medida que la materia degenerada expulsada se desintegra y se enfría. [18]

Nucleosíntesis del disco de acreción del agujero negro Editar

Espalación de rayos cósmicos Editar

El proceso de espalación de rayos cósmicos reduce el peso atómico de la materia interestelar por el impacto con los rayos cósmicos, para producir algunos de los elementos más ligeros presentes en el universo (aunque no una cantidad significativa de deuterio). En particular, se cree que la espalación es responsable de la generación de casi todo el 3 He y los elementos litio, berilio y boro, aunque algunos 7
Li
y 7
Ser
se cree que se produjeron en el Big Bang. El proceso de espalación es el resultado del impacto de los rayos cósmicos (principalmente protones rápidos) contra el medio interestelar. Estos impactos fragmentan los núcleos de carbono, nitrógeno y oxígeno presentes. El proceso da como resultado los elementos ligeros berilio, boro y litio en el cosmos en abundancias mucho mayores que las que se encuentran dentro de las atmósferas solares. Las cantidades de elementos ligeros 1 H y 4 He producidos por espalación son insignificantes en relación con su abundancia primordial.

El berilio y el boro no se producen de manera significativa mediante procesos de fusión estelar, ya que el 8 Be no está unido a partículas.

Las teorías de la nucleosíntesis se prueban calculando la abundancia de isótopos y comparando esos resultados con las abundancias observadas. Las abundancias de isótopos se calculan típicamente a partir de las tasas de transición entre isótopos en una red. A menudo, estos cálculos se pueden simplificar ya que algunas reacciones clave controlan la velocidad de otras reacciones. [ cita necesaria ]

Pequeñas cantidades de ciertos nucleidos se producen en la Tierra por medios artificiales. Esas son nuestra fuente principal, por ejemplo, de tecnecio. Sin embargo, algunos nucleidos también son producidos por una serie de medios naturales que han continuado después de que los elementos primordiales estaban en su lugar. Estos a menudo actúan para crear nuevos elementos de formas que se pueden utilizar para datar rocas o para rastrear la fuente de procesos geológicos. Aunque estos procesos no producen los nucleidos en abundancia, se supone que son la fuente total del suministro natural existente de esos nucleidos.


¿Qué porcentaje de helio-3 es primordial en comparación con el producido en las estrellas? - Astronomía

La ecuación de Einstein E = mc 2 dice que la masa se puede convertir en energía y viceversa. Si extrapola la tasa de expansión y la temperatura del universo mucho más cerca del Big Bang que cuando se produjo el fondo cósmico de microondas, encontrará que en los primeros segundos, la energía de los fotones fue lo suficientemente grande como para crear partículas como electrones. y protones. Pero junto con las partículas ordinarias, los fotones también crearon la antimateria contrapartes de las partículas, por ejemplo, anti-electrones (llamados positrones) y anti-protones. La antimateria se analiza brevemente en el contexto de la fusión nuclear y las secciones de neutrinos de otro capítulo.

La contraparte de antimateria de una partícula ordinaria tiene la misma masa y carga opuesta que la partícula ordinaria (si no es neutra). Cuando una partícula ordinaria y su contraparte de antimateria chocan, se aniquilan completamente entre sí para crear fotones. El proceso se puede revertir si los fotones tienen suficiente energía (es decir, son fotones de rayos gamma de alta energía). En el primer microsegundo (10 -6 segundos), el universo estaba lo suficientemente caliente como para que la radiación de fotones sufriera esta transformación de partículas de materia-antimateria utilizando partículas masivas como protones y neutrones. Cuando la temperatura bajó a aproximadamente 10 13 K en un microsegundo después del Big Bang, este proceso se detuvo para los protones pero continuó para las partículas menos masivas como los electrones. Los neutrones no se crearon en el proceso de conversión de energía-materia, pero algunos se crearon cuando los protones y los electrones se fusionaron.

Cuando el universo se expandió durante unos segundos más, se enfrió a una temperatura de "sólo" 6 & # 215 10 9 K y cesó el proceso de producción y aniquilación de electrones y positrones. Este es también el momento en que el número de neutrones dejó de aumentar a partir del proceso de fusión protón-electrón. El número de neutrones se fijó en una proporción de 1 neutrón por cada 5 protones. Por razones que no se comprenden completamente, hubo un ligero exceso de materia ordinaria sobre la antimateria (aproximadamente 1 parte en 109). Es por eso que aún quedaba algo de materia ordinaria cuando toda la antimateria había sido aniquilada. (¡Este debe ser el caso, de lo contrario no estarías aquí!) Todos los protones, neutrones y electrones de la materia de hoy se crearon en los primeros segundos después del Big Bang.

The extreme conditions described above have been reproduced in high-energy particle accelerators on Earth and the experiments have confirmed this description. For times much closer to the moment of the Big Bang we need to extend the theory beyond direct experimental bounds to much higher energies and temperatures. At a time of 10 -38 to 10 -36 second after the Big Bang, most early universe models say there was an ultra-fast expansion called "inflation".

Cosmic Abundance of Helium and Hydrogen

The deuterium nucleus is the weak link of the chain process, so the fusion chain reactions could not take place until the universe had cooled enough. The exact temperature depends sensitively on the density of the protons and neutrons at that time. Extremely small amounts of Lithium-7 were also produced during the early universe nucleosynthesis process. After about 15 minutes from the Big Bang, the universe had expanded and cooled so much that fusion was no longer possible. The composition of the universe was 10% helium and 90% hydrogen (or if you use the proportions by mass, then the proportions are 25% helium and 75% hydrogen).

Except for the extremely small amounts of the Lithium-7 produced in the early universe, the elements heavier than helium were produced in the cores of stars. Stars do produce some of the helium visible today, but not most of it. If all the helium present today was from stars, then the nuclear reaction rates would have to be extremely high and the galaxies should be much brighter than they are.

The deuterium nucleus is a nucleus of special importance because of the sensitivity of its production to the density of the protons and neutrons and temperature in the early universe. The number of deuterium nuclei that do not later undergo fusion reaction to make Helium-3 nuclei also depends sensitively on the temperature and density of the protons and neutrons. A denser universe would have had more deuterium fused to form helium. A less dense universe would have had more deuterium remaining. The amount of the final Helium-4 product is not as sensitive to the ordinary matter density of the early universe, so the amount of the remaining deuterium seen hoy is used as a probe of the early density. Therefore, measurement of the primordial deuterium can show if there is enough ordinary matter to make the universe positively-curved and eventually stop the expansion. Current measurements of the primordial deuterium show that the density of ordinary matter is about only 5% of the critical density&mdashthe boundary between having too little to stop the expansion and enough to eventually stop the expansion.

Measuring the abundances of the primordial material and comparing it with what is predicted in the Big Bang theory provides a crucial test of the theory. Astronomers have measured the abundances of primordial material in unprocessed gas in parts of the universe where there are no stars around to contaminate the gas when the stars die. The observed abundances match the predicted abundances very well.

The Big Bang nucleosynthesis also turns out to place great constraints on the variation of GRAMO, the gravitational constant, because a different value of GRAMO in those first few minutes than what we see today would have significantly changed the expansion rate of the universe and that would have significantly (measurably) altered the relative abundances of the primordial elements. The gravitational constant GRAMO appears to truly be constant. The Big Bang nucleosynthesis also provides constraints in the number of types of neutrinos in the universe. It shows that there cannot be more than the three types of neutrinos already given by the Standard Model of Particle Physics. More than three families of particles would also have significantly changed the expansion rate of the early universe to produce abundances of the primordial elements much different than what we observe. This result also constrains the possibilities for the nature of dark matter. Measuring the masses of galaxies and galaxy clusters through several independent methods shows us that the overall density of matter in the universe is about 30% of the critical density but Big Bang nucleosynthesis shows us that the density of ordinary matter is just 5% of the critical density. The dark matter must be made of particles that are not the usual protons, neutrons, electrons, etc. of ordinary matter. In fact, the dark matter must be made of particles not within the three families of particles in the Standard Model.

A nice interactive to get a handle on the stages of the Universe's history and its future (in preparation for the next major section of this chapter) is History of the Universe interactive from NOVA's Origins series that was broadcast on PBS (selecting the link will bring it up in a new window either in front of or behind this window).


The Sun's Energy Doesn't Come From Fusing Hydrogen Into Helium (Mostly)

The Sun is the sources of the overwhelming majority of light, heat, and energy on Earth's surface, . [+] and is powered by nuclear fusion. But less than half of that, surprisingly, is the fusion of hydrogen into helium.

If you start with a mass of hydrogen gas and bring it together under its own gravity, it will eventually contract once it radiates enough heat away. Bring a few million (or more) Earth masses' worth of hydrogen together, and your molecular cloud will eventually contract so severely that you'll begin to form stars inside. When you pass the critical threshold of about 8% our Sun's mass, you'll ignite nuclear fusion, and form the seeds of a new star. While it's true that stars convert hydrogen into helium, that's neither the greatest number of reactions nor the cause of the greatest energy release from stars. It really is nuclear fusion that powers the stars, but not the fusion of hydrogen into helium.

A portion of the digitized sky survey with the nearest star to our Sun, Proxima Centauri, shown in . [+] red in the center. While sun-like stars like our own are considered common, we're actually more massive than 95% of stars in the Universe, with a full 3-out-of-4 stars in Proxima Centauri's 'red dwarf' class.

David Malin, UK Schmidt Telescope, DSS, AAO

All stars, from red dwarfs through the Sun to the most massive supergiants, achieve nuclear fusion in their cores by rising to temperatures of 4,000,000 K or higher. Over large amounts of time, hydrogen fuel gets burned through a series of reactions, producing, in the end, large amounts of helium-4. This fusion reaction, where heavier elements are created out of lighter ones, releases energy owing to Einstein's E = mc 2 . This occurs because the product of the reaction, helium-4, is lower in mass, by about 0.7%, than the reactants (four hydrogen nuclei) that went into creating it. Over time, this can be significant: over its 4.5 billion year lifetime thus far, the Sun has lost approximately the mass of Saturn through this process.

Una llamarada solar de nuestro Sol, que expulsa materia desde nuestra estrella madre hacia el Solar. [+] El sistema se ve empequeñecido en términos de 'pérdida de masa' por la fusión nuclear, que ha reducido la masa del Sol en un total de 0.03% de su valor inicial: una pérdida equivalente a la masa de Saturno.

Observatorio de dinámica solar de la NASA / GSFC

But the way it gets there is complicated. You can never have more than two objects collide-and-react at once you can't simply put four hydrogen nuclei together and turn them into a helium-4 nucleus. Instead, you need to go through a chain reaction to build up to helium-4. In our Sun, that involves a process called the proton-proton chain, where:

  • Two protons fuse together to form a diproton: a highly-unstable configuration where two protons temporarily create helium-2,
  • A tiny fraction of the time, one-in-10,000,000,000,000,000,000,000,000,000 times, that diproton will decay to deuterium, a heavy isotope of hydrogen,
  • And it happens so quickly that humans, who can only view the initial reactants and the final products, the diproton lifetime is so small that they’d only see two protons fuse either scatter off of each other, or fuse into a deuteron, emitting a positron and a neutrino.

When two protons meet each other in the Sun, their wavefunctions overlap, allowing the temporary . [+] creation of helium-2: a diproton. Almost always, it simply splits back into two protons, but on very rare occasions, a deuteron (hydrogen-2) is produced.

E. Siegel / Beyond The Galaxy

  • Then that deuteron can easily combine with another proton to fuse into helium-3, a much more energetically favorable (and faster) reaction,
  • And then that helium-3 can proceed in one of two ways:
    • It can either fuse with a second helium-3, producing a helium-4 nucleus and two free protons,

    La versión más sencilla y de menor energía de la cadena protón-protón, que produce. [+] helio-4 del combustible de hidrógeno inicial. Note that only the fusion of deuterium and a proton produces helium from hydrogen all other reactions either produce hydrogen or make helium from other isotopes of helium.

    Sarang / Wikimedia Commons

      • Or it can fuse with a pre-existing helium-4, producing beryllium-7, which decays to lithium-7, which then fuses with another proton to make beryllium-8, which itself immediately decays to two helium-4 nuclei.

      A higher-energy chain reaction, involving the fusion of helium-3 with helium-4, is responsible for . [+] 14% of the conversion of helium-3 into helium-4 in the Sun. In more massive, hotter stars, it can dominate.

      Uwe W. and Xiaomao123 / Wikimedia Commons

      So those are the four possible overall steps available to the components that make up then entire "hydrogen fusing into helium" process in the Sun:

      1. Two protons (hydrogen-1) fuse together, producing deuterium (hydrogen-2) and other particles plus energy,
      2. Deuterium (hydrogen-2) and a proton (hydrogen-1) fuse, producing helium-3 and energy,
      3. Two helium-3 nuclei fuse together, producing helium-4, two protons (hydrogen-1), and energy,
      4. Helium-3 fuses with helium-4, producing beryllium-7, which decays and then fuses with another proton (hydrogen-1) to yield two helium-4 nuclei plus energy.

      And I want you to note something very interesting, and perhaps surprising, about those four possible steps: only step #2, where deuterium and a proton fuse, producing helium-3, is technically the fusion of hydrogen into helium!

      Only brown dwarfs, like the pair shown here, achieve 100% of their fusion energy by turning hydrogen . [+] into helium. Because deuterium fusion (deuterium+hydrogen=helium-3) occurs at temperatures of just 1,000,000 K, 'failed stars' that don't reach 4,000,000 K get their energy exclusively from the deuterium they're formed with.

      Everything else either fuses hydrogen into other forms of hydrogen, or helium into other forms of helium. Not only are those steps important and frequent, they're más important, energetically, and a greater overall percentage of the reactions than the hydrogen-into-helium reaction. In fact, if we look at our Sun, in particular, we can quantify what percentage of energy and of the number of reactions in each step is. Because the reactions are both temperature dependent and some of them (like the fusion of two helium nuclei) require multiple examples of proton-proton fusion and deuterium-proton fusion to occur, we have to be careful to account for all of them.

      The classification system of stars by color and magnitude is very useful. By surveying our local . [+] region of the Universe, we find that only 5% of stars are as massive (or more) than our Sun is. More massive stars have additional reactions, like the CNO cycle and other avenues for the proton-proton chain, that dominate at higher temperatures.

      Kieff/LucasVB of Wikimedia Commons / E. Siegel

      In our Sun, helium-3 fusing with other helium-3 nuclei produces 86% of our helium-4, while the helium-3 fusing with helium-4 through that chain reaction produces the other 14%. (Other, much hotter stars have additional pathways available to them, including the CNO cycle, but those all contribute insignificantly in our Sun.) When we take into account the energy liberated in each step, we find:

      1. Proton/proton fusion into deuterium accounts for 40% of the reactions by number, releasing 1.44 MeV of energy for each reaction: 10.4% of the Sun's total energy.
      2. Deuterium/proton fusion into helium-3 accounts for 40% of the reactions by number, releasing 5.49 MeV of energy for each reaction: 39.5% of the Sun's total energy.
      3. Helium-3/helium-3 fusion into helium-4 accounts for 17% of the reactions by number, releasing 12.86 MeV of energy for each reaction: 39.3% of the Sun's total energy.
      4. And helium-3/helium-4 fusion into two helium-4s accounts for 3% of the reactions by number, releasing 19.99 MeV of energy for each reaction: 10.8% of the Sun's total energy.

      Este corte muestra las diversas regiones de la superficie y el interior del Sol, incluido el. [+] núcleo, que es donde se produce la fusión nuclear. Although hydrogen is converted into helium, the majority of reactions and the majority of the energy that powers the Sun comes from other sources.

      Usuario de Wikimedia Commons Kelvinsong

      It might surprise you to learn that hydrogen-fusing-into-helium makes up less than half of all nuclear reactions in our Sun and that it's also responsible for less than half of the energy that the Sun eventually outputs. There are strange, unearthly phenomena along the way: the diproton that usually just decays back to the original protons that made it, positrons spontaneously emitted from unstable nuclei, and in a small (but important) percentage of these reactions, a rare mass-8 nucleus, something you’ll never find naturally occurring here on Earth. But that’s the nuclear physics of where the Sun gets its energy from, and it's so much richer than the simple fusion of hydrogen into helium!


      ヘリウム3の何パーセントが原始的であるか、星で生成されているか

      CME の 3 He組成は大幅に異なる可能性があります。「1998年5月2〜3日の太陽風の異常な組成は、ACEのSWICSで観測されました」(1999年1月)、G。Gloeckler、LA Fisk、S。Hefti、 NA Schwadron、TH Zurbuchen、FM Ipavich、J。Geiss、P。Bochsler、およびRF Wimmer-Schweingruber、DOI:10.1029 / 1998GL900166 3

      「初期の研究[Bame et al。、1979 Schwenn et al。、1980 and Zwickl et al。、1982]は、Heおよびより重い元素がCMEに過剰に存在し、He + が強化されていることを示しました。ユリシーズは、高O 7 + / などのCMEの組成の違いを明らかにしました + 7 + / 6 +

      .

      SWICSは、太陽風測定に特に適しています。 4 + 3 + + / 4 + +

      3
      3 3 3 p 4 3 ∼ 1 10 3 / 4 g e f f 3 3 3 / 4 ≤ 3 / 4 3 / 4 ≈ − 4

      3 3 3 3 / H ≈ − 5 3

      ∼ 10 11 0 − 1 ≈ − 10

      " 太陽系星雲(原始)の豊富さ

      3 4 [ 43 ] 3 4 彼。これは、28 ppmのヘリウム4と2.8 ppbのヘリウム3(実際のサンプル測定の下端にあり、約1.4〜15 ppbで変動)を含む、月のレゴリスとほぼ同じ同位体の比率です。しかし、主にウランとトリウムからの数十億年に及ぶアルファ崩壊によるマントル内のヘリウム4貯蔵の濃縮により、同位体の地球比は100倍低くなります。

      陸生存在度
      主な記事:同位体地球化学

      3 3 4 3 / 4 4

      3 4 [ 44 ] 4 [ 44 ] 3 / 4 3

      [43] " ガリレオプローブ質量分析計:木星の大気の組成 "(1996年5月10日の科学:Vol。272、第5263号、846-849ページ)Hasso B. Niemann、Sushil K. Atreya、George R. Carignan、Thomas M. Donahue、John A. Haberman、Dan N. Harpold、Richard E. Hartle、Donald M. Hunten、Wayne T. Kasprzak、Paul R. Mahaffy、Tobias C. Owen、Nelson W. Spencer、およびStanley H. Way、DOI: 10.1126 / science.272.5263.846

      [44] 3 _


      What is helium-3?

      Starting with the high school basics: helium is the second most abundant element in the universe. It’s colorless, tasteless and odorless. Around 24 percent of the universe is helium. The most common type of helium is known as helium-4, due to its having two neutrons and two protons.

      Helium-4 is pretty much humanity’s experience with the element, considering that 99.99986 percent of all helium on Earth is like this. But in 1934, experimenting with that’s known as heavy hydrogen, the Australian scientist Mark Oliphant hypothesized that what many had thought was a radioactive isotope would in fact be found in natural helium. Oliphant was proposing that a stable isotope of helium, with two protons but only one neuton, existed. In 1939, American physicists Luis Alvarez and Robert Cornog confirmed his suspicions with the definitive discovery of 1939.

      Helium-3 is primordial, dating back to a planetary body’s earliest days. On Earth, it formed in the mantle of the planet, above the core and below the crust. While it can be made artificially, it’s an incredibly rare substance on Earth: a report from 2011 showed that, in total, .01 metric tons of helium 3 exist on Earth, and it only comprises .0001 percent of the American government’s helium reserve.

      It’s possible to make helium-3 artificially — it occurs whenever a nuclear weapon is dismantled, for example. But the United States stopped making it back in 1988.


      An Eternal and Uncreated Universe or the Big Bang?

      T he observations of the deep sky over the past century have taught us that the observable Universe extends over billions of light-years and is made up of countless billions of galaxies, distributed more or less evenly throughout the sky. We also discovered that the Universe is continually expanding and becoming colder on average.

      But what is its origin? Where do all the matter and radiation that pervade it come from? In short, how did the Universe come about? Science’s answers to this formidable question have not always been in agreement. There was a time, for example, around the middle of the last century, when scientists were divided into two opposing fields: the steady-state advocates, led by Fred Hoyle, and the Big Bang advocates, led by George Gamow.

      For steady-state advocates, the Universe is infinite in time and space. It has always existed and will exist forever, keeping its general characteristics of homogeneity and density unchanged. But Hubble had already shown in the late 1920s that galaxies move away from each other. How can density remain constant if the intergalactic spaces expand? Hoyle and the other steady-state advocates responded with the theory of continuous creation the expansion of space is balanced by a constant creation of matter, which causes the average density to remain constant. To this end, a very low rate would be sufficient, the creation of 1 hydrogen atom per cubic meter of space every billion years.

      The theory embraced by Gamow proposed instead a completely different vision, developed starting from an idea formulated in 1927 by the Belgian priest and astronomer Georges Lemaître. According to this theory, the expansion and cooling of the Universe is the trace of an evolution lasting billions of years, which, traced back, brings to an initial condition in which all the matter and radiation that fill the cosmos today were enclosed in a “primeval atom” inconceivably hot and dense. From that sort of cosmic egg, the Universe originated. Over a very long time, space expanded in all directions, and the temperature and density of matter decreased proportionally. Countless galaxies gradually formed under the push of gravity, which, due to successive mergers and aggregations, finally reached the evolutionary stage that we can observe today in the local Universe. It was the “Big Bang” hypothesis, as steady-state advocate Fred Hoyle had sarcastically labeled it in 1949.

      How to decide which of the two theories was the best? Until the 1960s, there was no strong enough evidence to declare the success of one of the two positions and the defeat of the other. But things changed suddenly in 1964, the year in which Arno Penzias and Robert W. Wilson, two Bell Laboratories radio astronomers, accidentally came across cosmic microwave background or CMB, a discovery that brought them the Nobel prize for physics in 1978.

      The existence of this cosmic background, detectable in all areas of the sky in the microwave region, was predicted in 1948 by two American scientists, Ralph Alpher and Robert Herman, who had calculated what temperature and spectrum this radiation should have had.

      But what exactly is the CMB? We can consider it as the light echo of the Big Bang. In the beginning, the temperature was too high for protons, neutrons, and electrons to combine to form neutral atoms. All matter existed in the state of plasma, i.e., ionized particles, and light remained trapped in that plasma photons — the quanta of light, mediators of the electromagnetic force — were continuously absorbed and re-emitted by free electrons. It was a Universe potentially full of light, but paradoxically dark, because the light did not have the possibility of freely propagating in space.

      The situation changed entirely around 380,000 years after the Big Bang, an epoch that cosmologists call the era of recombination. Space had continued to expand from the Big Bang onwards continuously, and, as a result of this, the global temperature had dropped to the point where atomic nuclei and electrons could bind to each other forming neutral atoms. It allowed the photons to propagate in space without being continuously absorbed and re-emitted. In fact, unlike the free electrons diffused in the primordial plasma, the neutral atoms absorb only photons of particular wavelengths, leaving all the others to pass undisturbed. After the phase transition of the primeval plasma into a gas of neutral atoms, the collisions of photons with subatomic particles drastically decreased. The space filled in every direction with photons bearing the imprint of the last interactions with matter, occurred before it cooled beyond the critical threshold that caused the phase transition from the plasma state to the neutral gas state.

      Those photons have traveled the space for nearly 14 billion years and today form the CMB, the distant echo of the turmoil of that primordial era in the history of the Universe. Although not having interacted with other matter throughout the very long time elapsed since their freeing, the photons of the CMB have suffered a significant loss of energy, caused by the uninterrupted expansion of space happened in the meantime they have moved to the red end of the electromagnetic spectrum. That’s why today they are only detectable in the microwave region, with wavelengths that correspond to a temperature of fewer than three degrees above absolute zero.

      With the discovery of the CMB, the cosmological model based on the Big Bang hypothesis became, in fact, the most plausible explanation for the origin of the Universe. But the steady-state theorists were not discouraged. They conjectured that the background radiation was not the echo of a hypothetical Big Bang, but only the light of distant stars absorbed and re-emitted in the microwave region by dust diffused in the intergalactic space.

      According to the predictions of the Big Bang theorists, the background radiation should have had the spectrum of a black body, that is, a particular energy distribution curve determined solely by temperature. But stars also emit radiation with a spectrum that is a good approximation of a black body. The peak intensity of the flow from the CMB had been measured in 400 Megajansky per steradian (a measure of the amount of radiation received per unit of the celestial surface observed). If the CMB was starlight absorbed and re-emitted by dust, then deviations of the order of 10 Megajansky per steradian should have been found concerning the spectral distribution of the radiation emitted by an ideal black body.

      At the time of the discovery of the CMB and in the years immediately following, instruments capable of such precise observations were not yet available. But they became available later. Thanks to the launch of three artificial satellites (COBE in 1989, WMAP in 2001, and Planck in 2009), it was finally possible to record the tiny variations of the CMB with the highest level of detail, without suffering the blurring caused by the filter of the Earth’s atmosphere.

      The measurements made by the three satellites showed that the cosmic background radiation perfectly matches the characteristics predicted by the Big Bang hypothesis:

      • it comes from all directions of the sky
      • has an almost identical temperature everywhere, equal to 2.725 K, with an uncertainty of only 470 microkelvins
      • has the spectrum of a black body.

      As for the latter item, as early as 1992, the results of the observations made by the COBE satellite indicated that the energy distribution of the CMB was that of an almost perfect blackbody, with variations of no more than 0.01 megajansky per steradian. It was equivalent to a funeral prayer for the hypothesis of the steady-state.

      The theoretical model of the Big Bang can also boast two other important successes: the prediction of the expansion of the Universe, confirmed by the Hubble-Lemaître law, and the prediction of the abundances of the various chemical elements produced during the so-called primordial nucleosynthesis. In the first minutes after the Big Bang, and only for a short time, the temperature was so high as to allow the formation by nuclear fusion of hydrogen, helium and lithium isotopes, but of no other heavier element (oxygen, iron, gold, etc. were created only much later, inside the first stars and during multiple supernovae explosions). Observations made in 2011 spectacularly confirmed this prediction the analysis of the footprint left in the spectra of distant quasars by the gas of primordial intergalactic clouds crossed by their light made it possible to establish that the Universe began (in terms of mass) with 76% hydrogen, 24% helium-4 and minuscule percentages of deuterium, helium-3, and lithium-7.

      Almost all physicists and cosmologists agree today that the Big Bang cosmological model is the only hypothesis that can make sense of the observational data available.

      What you read is the first part of a four-part story. Read la other three parts here:


      Where is Helium Found

      Helium is the second lightest element in the known universe. It is also the second most abundant. According to some estimates helium accounts for as much as 24 percent of the Universe’s mass. This element is also plentiful since it is a prime product of fusion nuclear reactions involving hydrogen. So if it is so plentiful where is Helium found?

      The problem is that just because an element is common in the universe at large does not mean that it is common on Earth. Helium is an element that fits this scenario. Helium only accounts for 0.00052% of the Earth’s atmosphere and the majority of the helium harvested comes from beneath the ground being extracted from minerals or tapped gas deposits. This makes it one of the rarest elements of any form on the planet.

      Like mentioned before Helium is rare on Earth but there are places where it is readily found. If you look at space the majority of helium is in stars and the interstellar medium. This is due to the fusion reaction that powers most stars fusing single hydrogen atoms to create helium atoms. This process balanced with a star’s gravity is what helps it to stay stable for billions of years. On Earth the majority of helium found comes from radioactive decay. This is the opposite nuclear reaction called fission that splits atoms. For this reason radioactive minerals in the lithosphere like uranium are prime sources for helium.

      On Earth there are key locations where concentrated helium can be harvested. The United States produces the majority of the world’s helium supply at 78%. The rest of the world’s helium is harvested in North Africa, The Middle East, and Russia. The interesting thing is that thanks to these deposits the world’s demand for helium is being met regularly. Also unlike petroleum which can decades to form from organic material, 3000 metric tons of Hydrogen is produced yearly. Until helium demand reaches at least the same level of demand as petroleum there it little chance of that demand outpacing supply.

      Helium is looking to be a major player in the near future. Governments are looking into using the gas as source of hydrogen for fuel cells and other transportation technologies. At the moment the promise is still tentative but at least with better surveying and knowledge of gas deposits there will be a supply waiting if becomes the next major element to power human civilization. In the meanwhile ours is still a planet beholden to carbon.

      We have written many articles about Helium for Universe Today. Here’s an article about the discovery of Helium, and here’s an article about composition of the Sun.

      We’ve also recorded an episode of Astronomy Cast all about planet Earth. Listen here, Episode 51: Earth.


      Radiation Detectors

      Neutron detectors

      Neutrons are usually detected by absorption or elastic scattering. For example, helium-3 can absorb a low-energy neutron with a large cross section and emit a proton and a tritium. The energy release of 764 keV is carried away by the two daughters. A 3 He proportional counter uses helium gas as the working medium and measures the energy of the daughters ( Fig. 12 ). Similarly, 6 Li and 10 B are used for neutron absorption measurements. The isotopes can be loaded in scintillators (solid or liquid) or form gaseous compounds (e.g., 10 BF3) as the detector medium. To distinguish neutrons from other types of radiation in scintillators, special scintillators are developed to have different pulse shape responses by the radiation type. Fast neutrons can be slowed down with a moderator and then absorbed in a detector. A Bonner sphere, a lithium iodide scintillator wrapped inside a polyethylene shell moderator, can be sensitive to neutrons of different energy by varying its shell thickness. Fast neutrons can also be detected by elastic scattering, especially on light nuclei, such as hydrogen in organic scintillators.

      Fig. 12 . A selection of commercial helium-3 neutron detectors from VacuTec.