Wahyu H Saragih / 270110120143 / Geologi D

RESUME NUCLEOSYNTHESIS

Asal-usul berbagai unsur kimia erat kaitannya dengan evolusi bintang yang pada mulanya unsur-unsur tersebut terbentuk dari proses sintesis dimana bintang mengembangkan energi yg mereka pancarkan ke ruang angkasa. Hanya Helium dan Deuterium yang dibentuk selama perluasan awal alam semesta.

Teori seluruh nukleosintesis disampaikan dalam sebuah makalah yang rinci oleh Burbidge, Burbidge, Fowler dan Hoyle (1957) disebut sebagai B2FH. Teori yang disajikan oleh B2FH (1957) dikembangkan dari karya beberapa ilmuwan lain, di antaranya George Gamow.

Houtermans dan Atkinson menggunakan teori Gamow tentang peluruhan alfa untuk mengusulkan bahwa bintang-bintang menghasilkan energi dalam interior mereka dengan pembentukan inti helium dari empat proton yang ditangkap oleh inti elemen cahaya lain.

Judul awal kertas mereka adalah "Wie kann mall einen Heliumkern im Potentialtopf Kochen." (How one can cook a helium nucleus in a pressure cooker).

Pada April 1938, Gamow menyelenggarakan konferensi di Washington, DC, untuk membahas konstitusi internal bintang. Konferensi ini diajukan oleh salah satu peserta, Hans Bethe, untuk menguji reaksi nuklir antara proton dan inti dari unsur-unsur cahaya dalam peningkatan nomor atom.

Bethe (1939) menemukan bahwa "pressure cooker" dari Atkinson dan Houtermans adalah inti C-12 dan membuatnya sebagai dasar dari CNO cycle yg terkenal dalam fusi hidrogen pada bintang (Bethe 1968 ).

Pada pertengahan 1940-an Alpher dan Gamow menulis sebuah makalah yang merinci asal-usul suatu unsur kimia yang didasarkan pada asumsi tersebut. Gamow menyarankan nama Hans Bethe ditambahkan dalam “daftar” sehingga menciptakan Tritunggal terkenal Alpher, Bethe, dan Gamow (1948).

Tabel 2.1 (dalam makalah) merupakan daftar kelimpahan elemen dalam tata surya disusun oleh Anders dan Ebihara (1982).

Berikut beberapa pembahasan mengenai Table 2.1

1. Hidrogen dan helium adalah unsur-unsur yang paling berlimpah di tata surya, dan rasio H/He adalah sekitar 12,5.

2. Kelimpahan 50 unsur pertama berkurang secara eksponensial.3. Kelimpahan unsur-unsur yang memiliki nomor atom lebih besar daripada 50 sangat

rendah dan tidak bervariasi dengan meningkatnya nomor atom.4. Unsur-unsur yang memiliki nomor atom genap lebih melimpah dari nomor atom ganjil

(aturan Oddo-Harkins).5. Kelimpahan lithium, berilium dan boron rendah dibandingkan dengan unsur-unsur lain

yang bernomor atom rendah.6. Kelimpahan besi lebih tinggi daripada unsur lain dengan nomor atom yang serupa.

7. Dua elemen, teknesium dan Prometium, tidak terjadi di tata surya karena semua isotop mereka stabil dan cepat meluruh.

8. Unsur-unsur yang memiliki nomor atom lebih besar dari 83 (Bi) tidak memiliki isotop stabil, tetapi terjadi secara alami pada kelimpahan yang sangat rendah karena mereka adalah bagian isotop radioaktif dari Uranium dan Torium.

Semua bintang pada deret utama menghasilkan energi oleh reaksi fusi hidrogen. Proses ini menghasilkan sintesis helium baik dengan proton-proton chain (persamaan 2.5-2,8) atau CNO cycle (persamaan 2.9-2.14).

Fusi proton-proton yang langsung, membentuk helium-4 hanya dapat terjadi di tempat pada suhu sekitar 10 × 106 K, dan bahkan kemudian probabilitas kejadian sangat kecil. Namun demikian, proses ini adalah satu-satunya sumber energi nuklir untuk generasi pertama bintang yang terbentuk dari campuran primordial hidrogen dan helium setelah ledakan dahsyat.

Reaksi rendah penampang proton-proton chain dimana energi bintang-bintang pertama yang dihasilkan telah menjadi sumber kekhawatiran untuk astrophysicists nuklir. Ketika kesulitan ini adalah ditunjukkan kepada Sir Arthur Eddington, yang mengusulkan hidrogen fusi di bintang-bintang pada tahun 1920, ia menjawab (Fowler, 1967):

“We do not argue with the critic who urges that the stars are not hot enough for this process; we tell him to go and find a hotter place.”

Setelah hidrogen dalam inti sudah dikonversi menjadi helium "ash," hidrogen fusi berakhir, dan inti kontrak di bawah pengaruh gravitasi. Suhu inti naik menuju 100 × 106 K, dan helium "ash" menjadi bahan bakar untuk set berikutnya penghasil energi reaksi nuklir.