واکنش های هسته ای در ستارگان و ابرنو اختر ها

واکنش های هسته ای در ستاره ها

قبل از شروع مطالعه واکنش های هسته ای در ستارگان، اجازه دهید ساختار اولیه کیهان را درک کنیم. جهان در ابتدا از دو عنصر اصلی تشکیل شد: هیدروژن و هلیوم. ستارگان زمانی شکل می گیرند که ابرهای عظیمی از غبار و گاز تحت تأثیر گرانش خود فرو می ریزند. این ابرها نیز از هیدروژن و هلیوم تشکیل شده اند.

در اخترفیزیک، برخلاف قراردادهای شیمی، هر عنصری به جز هیدروژن و هلیوم را فلز می نامند. بنابراین در اخترفیزیک به غیر فلزات مانند کربن، نیتروژن، اکسیژن و غیره همه فلز گفته می شود. این فقط یک قرارداد به دلیل فراوانی نسبی دو عنصر اول است. در ابتدا ستارگان زندگی خود را با همجوشی هیدروژن آغاز می کنند. در این مقاله ما نه تنها به بررسی واکنش ها می پردازیم بلکه تا جای ممکن به  تکامل ستارگان هم اشاره می کنیم.

همه ی عناصر جدول تناوبی در انفجار بزرگ(هیدروژن، هلیوم و لیتیوم)، یا از طریق انواع فرآیندهای هسته‌ای که در ستارگان(تا آهن و نیکل)  و بقایای ستاره‌ ای و ابرنواخترها(عناصر سنگین تر آهن) پدید می آیند،به علاوه با روش های دیگری که توسط بشر در آزمایشگاه استفاده می شود می توان نزدیک به صد عنصر جدول تناوبی را تولید کرد. تنها هشت فرآیند وجود دارد که چه به طور طبیعی و چه بوسیله دست بشر، که همه این عناصر را ایجاد می کنند.

ساختار یک اتم شامل هسته که از پروتون و نوترونها تشکیل شده و الکترون ها که اطراف هسته می چرخند:

بیش از ۱۰۰ عنصر در جدول تناوبی در حال حاضر شناخته شده است.  جدول تناوبی زیر عناصر را با کدگذاری رنگی مشخص کرده است که عناصر مختلف در کیهان هر کدام با چه فرآیندی ایجاد می‌شوند. همه عناصر ناپایدار سبک تر از پلوتونیوم به طور طبیعی از طریق واپاشی رادیواکتیو ایجاد می شوند که در اینجا نشان داده نشده است ولی در ادامه به آن می پردازیم.

همجوشی هیدروژن

همجوشی هیدروژن، واکنش هسته ای پایه در ستارگان است. در نمودار هرتزسپرونگ راسل، می آموزیم که هر ستاره ای که در هسته خود هیدروژن ها را در هم می آمیزد به عنوان ستاره رشته اصلی(Main Sequence) شناخته می شود.

خورشید ما یک ستاره رشته اصلی است. دو واکنش برجسته که هیدروژن را به هلیوم ترکیب می‌کنند عبارتند از: زنجیره PP و چرخه CNO.

زنجیره PP

زنجیره PP مخفف زنجیره پروتون-پروتون است. در این واکنش ۴ هسته هیدروژن با هم ترکیب می شوند و ۱ هسته هلیوم را تشکیل می دهند.

زنجیره PP یکی از مهم ترین واکنش های هسته ای در ستارگان است

در این همجوشی دو پروتون به هم می رسند و یک هسته دوتریوم (یک پروتون و یک نوترون) را تشکیل می دهند. این یک فرآیند دو مرحله ای است. دو پروتون اول با هم ترکیب می شوند و یک دی پروتون را تشکیل می دهند. سپس یکی از دو پروتون با آزاد کردن یک پوزیترون و یک نوترینو (بتا به علاوه واپاشی) به نوترون تبدیل می‌شود. پس از آن، بر روی این دوتریوم، یک پروتون دیگر حمله می کند و هلیوم-۳ را تشکیل می دهد. این هلیوم-۳ با هلیوم-۳ دیگری که به موازات آن تولید می شود ترکیب می شود و هلیوم-۴ را تشکیل می دهد و در نتیجه ۲ اتم هیدروژن آزاد می کند. توجه داشته باشید که تعداد جرم کل (تعداد نوکلئون ها) همیشه حفظ می شود.

این واکنش هسته ای دلیل وجود هر گونه حیات بر روی زمین است. خورشید اینگونه انرژی خود را تولید می کند. یک واکنش منفرد مقدار  ۲۶/۴ مگا الکترون ولت انرژی تولید می کند. خورشید در یک ثانیه بیشتر از آنچه تاکنون توسط بشر انرژی تولید شده است، انرژی تولید می کند. زنجیره PP در حدود ۱۵ میلیون کلوین شروع می شود. بنابراین، هنگامی که دمای ابر گازی در حال فروپاشی به این مقدار می رسد، ستاره ها تشکیل می شوند. این واکنش کند است و برای ستاره ای مانند خورشید، ده میلیارد سال طول می کشد تا همه ی هیدروژن را در هسته خود به هلیوم تبدیل کند.

چرخه CNO

عبارت CNO مخفف Carbon-Nitrogen-Oxygen است. چرخه CNO یکی دیگر از واکنش‌های هسته‌ای است که طی آن ستارگان هلیوم را از هیدروژن با استفاده از کربن، نیتروژن و اکسیژن به عنوان کاتالیزور تولید می‌کنند. چرخه CNO منبع اصلی انرژی برای ستارگانی است که جرم آنها ۱/۳ برابر خورشید است. این واکنش در حدود ۱۷ میلیون کلوین انجام می شود. دمای هسته خورشید ۱۵ میلیون کلوین است و بنابراین زنجیره PP واکنش غالب است. مکانیسم واکنش CNO در زیر نشان داده شده است:

واکنش های هسته ای در ستارگان  چرخه CNO

همجوشی هلیوم

فرآیند آلفای سه گانه

هنگامی که تمام هیدروژن در هسته ی ستاره به هلیوم تبدیل شد، نوبت به واکنش هسته ای بعدی می رسد. پس از هلیوم، کربن از طریق فرآیند آلفای سه گانه تشکیل می شود. این واکنش ساده است. دو هسته هلیوم ۴ به هم می رسند و بریلیم ۸ را تشکیل می دهند. این هسته بریلیوم-۸ بیشتر توسط هلیوم-۴ مورد حمله قرار می گیرد و کربن-۱۲ پایداری را مانند شکل زیر تشکیل می دهد. آزاد شدن خالص انرژی حدود ۷/۲۷۵ مگا الکترون ولت است و واکنش به دمای ۱۰۰ میلیون کلوین نیاز دارد.

واکنش های هسته ای در ستاره ها ۲ واکنش های هسته ای در ستارگان – فرآیند آلفای سه گانه

یکی از موارد مهمی که در این واکنش باید به آن توجه کرد، وابستگی به دما است. انرژی آزاد شده در واکنش زنجیره ای PP قبلی متناسب با توان چهارم دما است در حالی که انرژی در فرآیند آلفای سه گانه متناسب با توان هفدهم دما است. بنابراین انرژی آزاد شده بسیار زیاد است. هنگامی که یک ستاره شروع به سوزاندن هلیوم به کربن می کند، پایان ستاره نزدیک است.

تولید عناصر سنگین تر

توالی واکنش در کربن متوقف نمی شود. با این حال، باید توجه داشت که فقط ستارگان پرجرم می توانند میزبان واکنش های هسته ای در مقیاس کامل فراتر از این نقطه باشند.

آناتومی یک ستاره بسیار پرجرم و مراحل زندگی آن که در پایان به یک ابرنواختر نوع دوم تبدیل می شود در این مرحله سوخت هسته ای در هسته آن تمام می شود. مرحله نهایی همجوشی معمولاً سوزاندن سیلیکون است که در نتیجه آهن و عناصر مشابه آهن را در مراحل پایانی پیش از تبدیل به یک ابرنواختر در هسته ستاره تولید می کنند. ابرنواخترهایی که در اثر فروپاشی هسته ایجاد می شوند می توانند عناصری را تا حدود عدد اتمی ۴۰ تولید کنند، اما عناصر با عدد اتمی بالاتر را تولید نمی کنند.

اکنون اجازه دهید نگاهی به برخی واکنش های هسته ای کلیدی در ستارگان فراتر از هلیوم بیندازیم.

همجوشی کربن
سوختن کربن – واکنش های هسته ای در ستارگان

همجوشی کربن در ۵۰۰ میلیون کلوین شروع می شود. محصولات رایج این واکنش نئون، اکسیژن، سدیم و منیزیم هستند. ستارگانی با جرم کمتر از ۸ برابر جرم خورشیدی نمی توانند میزبان همجوشی کربن باشند. ستارگان بین ۸ تا ۱۱ برابر جرم خورشید، همجوشی کربن را با یک واکنش مهیب ناگهانی آغاز می کنند، که این امر ستاره را متلاشی می کند. ستاره هایی که جرم آنها بیش از ۱۱ برار جرم خورشید است، عناصر سنگین تری را ایجاد می کنند.

همجوشی نئون
همجوشی نئون – سنتز هسته ستاره ای

همجوشی نئون در دمای حدود ۱/۲ میلیارد کلوین شروع می شود. در حین همجوشی نئون،  اکسیژن و منیزیم در هسته مرکزی تجمع می یابند. پس از چند سال ستاره تمام نئون خود را مصرف می کند و هسته تولید انرژی  و انقباض را متوقف می کند.

همجوشی اکسیژن
همجوشی اکسیژن – سنتز هسته ستاره ای

هسته اکسیژنی که در اثر واکنش‌های هسته‌ای قبلی تشکیل می‌شود، به دمای بسیار بالایی برای همجوشی عناصر بیشتر نیاز دارد. در حدود ۲ میلیارد گلوین، هسته اکسیژن به هسته سیلیسیوم، فسفر و گوگرد تبدیل می شود. این واکنش در چند سال انجام می شود و میزان انرژی آزاد شده فوق العاده زیاد است.

نردبان آلفا

هنگامی که سیلیسیوم در هسته ی ستاره تشکیل می شود، نردبان واکنش ها آغاز می شود. سیلیسیم دارای عدد جرمی ۲۸ است. فراتر از سیلیسیم، عناصر آلفای سنگین تری تشکیل می شوند. این به معنای عناصری است که طبق شکل زیر دارای عدد جرمی مضرب ۴ فراتر از سیلیسیوم هستند.

تصویر زیر از رصدخانه اشعه ایکس چاندرا ناسا، مکان عناصر مختلف در باقیمانده ابرنواختر کاسیوپیا A را نشان می دهد که از جمله سیلیسیم (قرمز)، گوگرد (زرد)، کلسیم (سبز) و آهن (بنفش) و همچنین پوشش همه این عناصر (بالا) . هر یک از این عناصر در محدوده ای باریک از پرتوهای ایکس  انرژی تولید می‌کنند و بدین وسیله اجازه می‌دهند تا نقشه‌هایی از موقعیت آنها ایجاد شود.

توالی واکنش در Ni-۵۶ متوقف می شود. عنصر بعدی در زنجیره Zn-۶۰ است اما تبدیل از نیکل به روی از نظر ترمودینامیکی نامطلوب است. این به این دلیل است که واکنش گرماگیر است (انرژی را جذب می کند). همجوشی سیلیسیوم در حدود ۳ میلیارد کلوین شروع می شود. شدت این واکنش را می توان از این واقعیت دریافت که در حالی که تکمیل زنجیره PP  ده میلیارد سال طول می گشد، سوزاندن سیلیسیوم در یک روز به پایان می رسد. بنابراین نیکل و آهن آخرین محصولات همجوشی اصلی در هسته ی ستاره هستند. سپس ستاره فرو می ریزد و یک ستاره نوترونی یا یک سیاهچاله تشکیل می دهد.

تشکیل عناصر سنگین تر در ابرنواخترها

هیچ یک از فرآیندهای توصیف شده تاکنون هسته هایی با Z > 28 تولید نمی کند. تمام عناصر طبیعی سنگین تر از نیکل در انفجارهای بسیار شدید، نادر، اما تماشایی به نام ابرنواخترها تشکیل می شوند.

هنگامی که سوخت موجود در هسته یک ستاره بسیار پرجرم مصرف می شود، گرانش آن باعث می شود که در حدود ۱ ثانیه در خود رمبش کند. همانطور که هسته فشرده می شود، هسته های آهن و نیکل درون آن متلاشی می شوند و به پروتون ها و نوترون ها تبدیل می شوند و بسیاری از پروتون ها الکترون ها را برای تشکیل نوترون جذب می کنند. ستاره نوترونی حاصل ، جسمی تاریک است که آنقدر چگال است که دیگر اتم وجود ندارد. به طور همزمان، انرژی آزاد شده از فروپاشی هسته باعث می شود که ابرنواختر در چیزی که مسلماً خشن ترین رویداد در جهان است منفجر شود. نیروی انفجار بیشتر مواد ستاره را به فضا می‌برد و یک ابر غبار یا سحابی غول‌پیکر و به سرعت در حال گسترش را ایجاد می‌کند .

در طول مدت فوق‌العاده کوتاه این رویداد، غلظت نوترون‌ها به قدری زیاد است که چندین رویداد جذب نوترون رخ می‌دهد که منجر به تولید سنگین‌ترین عناصر و بسیاری از هسته‌های کمتر پایدار می‌شود. برای مثال، تحت این شرایط، یک هسته آهن-56 می تواند تا 64 نوترون را جذب کند، و برای مدت کوتاهی یک ایزوتوپ آهن فوق العاده ناپایدار را تشکیل می دهد که می تواند چندین فرآیند فروپاشی بتا را برای تولید قلع-120 انجام دهد:

شکل زیر یک ابرنواختر نمایی از بقایای ابرنواختر 1987A، واقع در ابر ماژلانی بزرگ، که هاله دایره ای بقایای در حال انبساط را نشان می دهد که در اثر انفجار ایجاد شده است. چندین رویداد جذب نوترون در طی یک انفجار ابرنواختری رخ می‌دهد که هم سنگین‌ترین عناصر و هم بسیاری از هسته‌های کم‌پایدار را تشکیل می‌دهند.

اگرچه یک ابرنواختر تنها هر چند صد سال یک بار در کهکشانی مانند کهکشان راه شیری رخ می دهد، این انفجارهای نادر تنها شرایطی را فراهم می کنند که در آن عناصر سنگین تر از نیکل می توانند تشکیل شوند. نیروی انفجارها، این عناصر را در سراسر کهکشان اطراف ابرنواختر توزیع می کند و در نهایت در غباری که متراکم می شود و ستاره های جدید تشکیل می دهد، اسیر می شوند. بر اساس ترکیب عنصری، خورشید ما یک ستاره نسل دوم یا سوم است. حاوی مقدار قابل توجهی از زباله های کیهانی ناشی از انفجار ابرنواخترها در گذشته دور است.

ستارگان کم جرم، که شامل ستارگانی شبیه خورشید می باشند در پایان تبدیل به غول می شوند و پیش از مرگ به آهستگی با جذب نوترون ها عناصری از استرانسیم (۳۸) تا بیسموت (۸۳) را تولید می کنند.
دو راه مختلف برای پدید آمدن ابرنواختر نوع اول وجود دارد:
سناریو افزایشی (شکل چپ) و سناریو ادغام (عکس راست)
سناریو ادغام نه تنها مسئول ساخت عناصر سنگین ترین عناصر است بلکه مسئول ساخت آهن که نهمین عنصر کیهان از نظر فراوانی می باشد است.

انفجار کوتوله سپید که در نتیجه آن ابرنواختر نوع(Ia) بوجود می آید و محصول این ابرنواختر تشکیل عناصر از سیلیسیم(۱۴) تا روی(۳۰) می باشد.

برخورد ستاره های نوترونی که در نتیجه آن کیلونوا ایجاد می شود و محصول آن تشکیل عناصر از نیوبیوم(۴۱) تا پلوتونیوم(۹۴) می باشد.

ذرات پر انرژی تابش کیهانی عناصر لیتیوم(۳)، برلیوم(۴) و بور(۵) را تشکیل می دهند.

برخی از ایزوتوپ ها به طور طبیعی ناپایدار هستند و از طریق واپاشی رادیواکتیو دیگر عناصر را می سازند. واپاشی عناصری نظیر تکنسیوم(۴۳)، پرومتیوم(۶۱)، و بسیاری عناصر دیگر سنگین تر از سرب(۸۲) را می سازند.

خلاصه:

واکنش‌های هسته‌ای در فضا فرآیندهای اصلی انرژی ستارگان هستند، به علاوه از طریق این واکنش ها است که عناصر تولید می شوند و همچنین پدیده‌های پرانرژی را که در سراسر کیهان مشاهده می کنیم نتیجه ی همین واکنش های هسته ای هستند. در اینجا برخی از واکنش‌های هسته‌ای کلیدی که در محیط‌های مختلف کیهانی روی می‌دهند را مرور می کنیم:

۱- هسته زایی اولیه:
– هسته زایی مهبانگ: در طول جهان اولیه، واکنش های هسته ای منجر به تشکیل عناصر سبک مانند هیدروژن، هلیوم و مقادیر کمی لیتیوم و بریلیم شد.

۲- همجوشی هسته ای در ستارگان:
– زنجیره پروتون-پروتون: در هسته ستارگانی مانند خورشید، هسته‌های هیدروژن (پروتون‌ها) از طریق یک سری واکنش‌ها با هم ترکیب می‌شوند و هلیوم را تشکیل می‌دهند و در این فرآیند انرژی آزاد می‌کنند.
– چرخه CNO: در ستارگان پرجرم، کربن، نیتروژن و اکسیژن (CNO) به عنوان کاتالیزور برای همجوشی هسته ای عمل می کنند و هیدروژن را به هلیوم تبدیل می کنند.

۳- سوزاندن هلیوم:
– فرآیند آلفای سه گانه: در ستارگان پرجرم تر، هسته های هلیوم از طریق واکنش های همجوشی متعدد، کربن را تشکیل می دهند که برای سنتز عناصر سنگین تر ضروری است.

۴- همجوشی کربن و اکسیژن:
– همجوشی کربن: در مراحل بعدی تکامل ستاره های بسیار بزرگ، کربن می تواند تحت واکنش های همجوشی قرار گیرد که منجر به تولید عناصر سنگین تری مانند نئون، منیزیم و در نهایت آهن می شود.
– همجوشی اکسیژن: اکسیژن همچنین می تواند در فرآیندهای همجوشی شرکت کند و به سنتز عناصر سنگین تر مانند سیلیکون و گوگرد کمک کند.

۵- سنتز هسته ابرنواختر:
– جذب سریع نوترون (فرایند r): در طول انفجارهای ابرنواختر، واکنش های جذب نوترون به سرعت روی می دهند که منجر به تشکیل عناصر سنگین سرشار از نوترون فراتر از آهن می شود.

۶-  انفجارهای پرتو گاما (GRBs):
– ابرنواخترهای ناپایدار دوتایی: در ستارگان بسیار پرجرم، واکنش های هسته ای می توانند ابرنواخترهای ناپایدار دوتایی را تحریک کنند و انرژی بسیار زیادی آزاد کنند و مجموعه ای سرشار از عناصر سنگین تولید کنند.

۷- فعل و انفعالات ستاره نوترونی:
– ادغام ستاره های نوترونی: هنگامی که ستارگان نوترونی با هم برخورد می کنند، واکنش های هسته ای روی می دهند و طیف وسیعی از عناصر سنگین را از طریق فرآیندهای جذب نوترون سریع، زایش می کند.

۸- واکنش های پرتوهای کیهانی:
– هسته زایی پرتوهای کیهانی: پرتوهای کیهانی پرانرژی که بر گاز میان ستاره‌ای تأثیر می‌گذارند می‌توانند واکنش‌های هسته‌ای را القا کنند و به ترکیب عنصری پرتوهای کیهانی و محیط بین ستاره‌ای کمک کنند.

۹- دیسک های افزایشی سیاه چاله:
– فرآیندهای افزایشی: با سقوط ماده در سیاهچاله های بسیار پرجرم، واکنش های هسته ای در قرص های افزایشی می تواند مقادیر زیادی انرژی آزاد کند و جت های پر انرژی از فتون تولید کند.

نتیجه:
واکنش‌های هسته‌ای در شکل‌دهی ترکیب شیمیایی کیهان، از تولد عناصر در ستارگان تا رویدادهای فاجعه‌آمیز که تکامل کیهانی را پیش می‌برند، بسیار مهم هستند. مطالعه این واکنش ها بینش هایی را در مورد فرآیندهایی که بر ساختار و تنوع جهان حاکم هستند، ارائه می دهد.

با سپاس از مهندس کیوان صانعی

سرچشمه ها:

https://en.wikipedia.org/wiki/SN_1987A

https://bigthink.com/starts-with-a-bang/8-ways-elements-made/

Nuclear Reactions In Stars

https://en.wikipedia.org/wiki/Hertzsprung%E2%80%93Russell_diagram

هوش مصنوعی

Nuclear Reactions In Stars