נוקליאוסינתזה

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה אל: ניווט, חיפוש

נוקליאוסינתזה (מילולית: הרכבת-גרעינים) הוא מונח בפיזיקה גרעינית המתייחס לתהליכים ראשוניים בהם גרעינים אטומיים חדשים נוצרים, הן כאשר הם נוצרים מנוקליאונים קיימים, בעיקר פרוטונים ונייטרונים, והן כאשר הם נוצרים מגרעינים קיימים. גרעיני האטומים הראשונים נוצרו כשלוש דקות לאחר המפץ הגדול, בתהליך הנקרא נוקליאוסינתזה של המפץ הגדול. היו אלה גרעיני מימן והליום, אשר היוו את מרכיביהם של הכוכבים הקדמונים הראשוניים, וקבעו לפיכך את היחס הידוע בין שכיחויותיהם של מימן ושל הליום ביקום המוכר היום.

גרעינים כבדים יותר‏[1] נוצרו מגרעיני מימן והליום, בדרך של נוקליאוסינתזה כוכבית, בתוככי כוכבים שכבר התגבשו והתהוו. תהליך זה נמשך גם עתה, במחזורי לידה, חיים ומוות‏[2]. חלק מיסודות כבדים אלה, בפרט אלה הקלים מברזל, ממשיכים להגיע לתווך הבין-כוכבי, כתוצאה מכך שכוכבים בעלי מסה הקטנה משמונה מסות שמש מעיפים החוצה את המעטפת החיצונית שלהם לפני שהם קורסים לננסים לבנים. שאריות החומר שהושלך החוצה יוצרות את הערפיליות המופיעות בכל מקום ברחבי הגלקסיה שלנו, למשל, היא גלקסיית 'שביל החלב', אבל גם באחרות‏[3].

תהליכי נוקליאוסינתזה של סופרנובה[4] בתוך כוכבים מתפוצצים אחראיים לתפוצתם של יסודות הנמצאים בין מגנזיום (מספר אטומי 12) לבין ניקל (מספר אטומי 28). קיימת דעה לפיה נוקליאוסינתזה של סופרנובה גורמת גם ליצירת יסודות הכבדים מברזל וניקל, בשניות הספורות האחרונות של אירוע סופרנובה מסוג 2. תהליך התרכבותם של יסודות כבדים אלה הינו קולט-אנרגיה (אנדותרמי), הבאה על-חשבון האנרגיה המשתחררת במהלך התפוצצותה של הסופרנובה. חלק מיסודות אלה נוצר כתוצאה מבליעת כמה נייטרונים בפרק זמן של מספר שניות במהלך ההתפוצצות. היסודות הנוצרים באירוע סופרנובה כוללים את היסודות הכבדים ביותר בטבלה המחזורית, דוגמת אורניום ותוריום, שהם רדיונוקלידים (כלומר, פולטי חלקיקים‏[3]) קדומים וארוכי-חיים במיוחד.

תהליכי התזה (ראה הסבר המונח להלן) על ידי קרניים קוסמיות מתרחשים כאשר קרניים קוסמיות פוגעות בחלקיקי החומר המרכיב את התווך הבין-כוכבי ומפרקות את גרעיניהם של סוגי האטומים הגדולים, מהווים מקור משמעותי לגרעינים קלים יותר, בפרט הליום, בריליום ובור, אשר אינם נוצרים בתהליכי נוקליאוסינתזה כוכביים (חלק מהם מתרחש בכוכבים מאסיביים דיים, וחלק מהם מתחולל רק בכוכבים מאסיביים ביותר המגיעים לשלב סופרנובה).

תהליכי מיזוג אחראיים לשכיחותם הגדלה ומתחדשת של יסודות ביקום כולו, אך בנוסף להם, ישנם תהליכים טבעיים מינוריים יותר הממשיכים ביצירת כמויות מאוד קטנות של נוקלידים חדשים המופיעים על-פני כדור-הארץ. נוקלידים אלה תורמים אמנם בצורה מזערית לתפוצתם של גרעינים קיימים, אבל הם כוללים גם גרעינים ייחודיים חדשים לגמרי. נוקלידים אלה נולדים כתוצאה מתהליכי פליטה גרעיניים (התפרקות גרעינית) דוגמת אורניום ותוריום. נוקלידים אחרים, נדירים וקצרי-חיים, נבראים מיסודות הקיימים על-פני כדור-הארץ עקב פגיעתן של קרניים-קוסמיות, ומכונים נוקלידים קוסמוגניים.

התהוות גרעיני היסודות על ציר הזמן[עריכת קוד מקור | עריכה]

הדעה הרווחת בקרב פיזיקאים היא כי הנוקליאונים הבראשיתיים נבראו מפלזמת קווארק-גלואון במהלכו של המפץ הגדול, בעת שזה התקרר אל מתחת לשני מיליארד מעלות. מספר דקות לאחר מכן, כאשר הרכב היקום בשלב זה הוא פרוטונים ונייטרונים בלבד, נוצרו הגרעינים הקלים עד ליתיום ובריליום (שניהם בעלי מספר מסה 7), עם שכיחות קטנה והולכת בצורה חדה של יסודות אחרים, ככל שגדלה מסתם האטומית. היווצרותם של גרעיני בור בשלב הייתה אולי אפשרית, אבל תהליך זה פסק בטרם יכול היה להיווצר פחמן במידה מספקת, שכן יצירת פחמן דורשת תנאים של צפיפות גבוהה בהרבה של הליום, ופרק זמן ממושך יותר מאשר היה זמין במהלך התרחשותה של נוקליאוסינתזה של המפץ הגדול. תהליך מיזוג זה חדל למעשה להתקיים כעבור כ-20 דקות מתחילת המפץ, בשל ירידת הטמפרטורה והצפיפות עם התפשטותו הנמשכת של היקום. תהליך בראשיתי זה המכונה נוקליאוסינתזה של המפץ הגדול, הוא למעשה, המנגנון הראשון של יצירת-נוקליאונים (nucleogenesis) חדשים שהופיע ביקום.

המנגנון הבא של סינתזת-נוקליאונים, בו נבראו יסודות כבדים יותר, מחייב תנאים של טמפרטורות ולחצים קיצוניים מאוד, דוגמת אלה השוררים בכוכבים ובסופרנובות. תהליכים אלה החלו כאשר מימן והליום שמקורם במפץ הגדול יצרו ריכוזים שהתגבשו תחת הכבידה העצמית שלהם, ובהדרגה בנו את הכוכבים הראשונים אשר הופיעו כעבור כ-500 מיליון שנה. כוכבים ממשיכים להיווצר בגלקסיות השונות מאז, באופן רציף ומתחדש. לדוגמה, היסודות המצויים בכדור-הארץ, המכונים יסודות בראשיתיים, נוצרו בעצם, עוד בטרם נתהווה כדור-הארץ, באמצעות מנגנונים הקרויים נוקליאוסינתזה כוכבית (stellar nucleosynthesis) ונוקליאוסינתזה של סופרנובה. מספרם האטומי של יסודות אלה נע מ-Z=6 (פחמן) ועד Z=64. יסודות אלה התהוו בשתי דרכים אפשריות. האחת, היא תהליך מיזוג גרעיני (הכולל גם את תהליכי לכידה מהירה ולכידה איטית של כמה נייטרונים), והשנייה, במידה פחותה יותר, באמצעות תהליך דו-שלבי של ביקוע גרעיני ודעיכת בטא.

יסודות כבדים יותר מופיעים בכוכבים בדרך של מיזוג של גרעינים קלים יותר המצויים בו, כמו מימן, דאוטריום (איזוטופ של מימן), בריליום, ליתיום ובור, שהיו בתפוצתם הראשונית מאז נבראו במפץ הגדול, ויצרו אז את הרכבו הראשוני של הכוכבים הקדמוניים. מסיבה זו, תפוצתם של יסודות קלים אלה בגז הבין-כוכבי יורדת, שכן מוצאם הוא בשלב בריאתם במהלך המפץ הגדול. לכן, הדעה המקובלת היא כי הימצאותם של כמויות גדולות יותר של גרעינים קלים אלה ביקום המוכר היום והתחדשותם הן תוצאה של מילארדי שנים בהן קרניים קוסמיות (בעיקר פרוטונים אנרגטיים-ביותר) הביאו לביקועם של גרעיני היסודות הכבדים בגז ובאבק הבין-כוכביים, וליצירתם של גרעיני-בת קלים נוספים.

תולדותיה של תאוריית הנוקליאוסינתזה[עריכת קוד מקור | עריכה]

הרעיונות הראשונים אשר קדמו לרעיון של נוקליאוסינתזה (הרכבת-גרעינים) התבטאו בתפיסה הבסיסית פשוטה לפיה היסודות הכימיים נבראו בראשית היקום כמות שהם, מבלי שתהיה לכך הצדקה פיזיקלית כלשהי המבססת זאת‏[3]. עם הזמן, התברר כי תפוצתם של מימן והליום גדולה בהרבה בהשוואה ליתר היסודות, הכבדים יותר. כל היסודות מעבר למימן והליום, מהווים יחד פחות מ-2% ממסת מערכת השמש או ממסתן של מערכות כוכבים אחרות. אז גם התברר כי חמצן ופחמן הינם השכיחים ביותר אחרי מימן והליום, ובאופן כללי, שכיחותם של יסודות קלים, בייחוד אלה המורכבים מכפולות שלמות של גרעיני הליום-4, גבוהה יותר ככל שקטן מספר המסה.

ב-1920 הציע לראשונה האסטרונום הבריטי ארתור סטנלי אדינגטון, כי האנרגיה של כוכבים מקורה בתהליכי מיזוג מימן היוצרים הליום. רעיון זה לא התקבל אז על כולם, מאחר שהמנגנון הגרעיני טרם היה ידוע. בשנים ש קדמו ממש למלחמת העולם השנייה, הצליח הפיזיקאי הנס בתה להבהיר לראשונה את המנגנונים הגרעיניים באמצעותם מימן מתמזג להליום. עם זאת, עבודות ראשונות אלה שעסקו במקור הספק האנרגיה של כוכבים, לא היה עדיין ביכולתן להסביר מאין נובעים יסודות כבדים יותר מהליום.

עבודתו המקורית של פרד הויל על נוקליאוסינתזה של יסודות כבדים יותר בכוכבים, פורסמה סמוך לתום מלחמת העולם השנייה, וכללה הסבר ייצורם של יסודות כבדים יותר, מעבר למימן. בין היתר, הציע הויל כי מימן נברא בהתמדה ביקום מריק ואנרגיה, גם מבלי להזדקק למקור התחלתי אוניברסלי (המפץ הגדול).

עבודתו זו של הויל הסבירה כיצד גדלה עם הזמן תפוצתם של יסודות ככל שמתבגרת גלקסיה ובעקבותיה, התרחבה תפיסתו הבסיסית של הויל במהלך שנות ה-60 באמצעות עבודותיהם של ויליאם א' פאולר, אלאסטייר ג ר' קמרון ודונלד ד' קלייטון, ואחרים. מאמר-הסקירה (review) המקיף והיצירתי של א' מ' ברבידג', ג ר' ברבידג', פאולר והויל מ-1957 (להלן מאמר B2FH), מהווה סיכום עדכני מאוד ידוע בתחום זה. מאמר זה דן גם בתהליכים, אשר תוארו בו לראשונה, בהם ביקוע של גרעין כבד לגרעיני-בת בתוככי כוכבים, תהליכים אשר תועדו באמצעות תצפיות אסטרונומיות.

רעיון המפץ הגדול עצמו הוצע הרבה לפני הויל, כבר ב-1931, על ידי ז'ורז' למאטייה, פיזיקאי בלגי וכומר קתולי-רומי, אשר הציע כי התמונה הברורה של התפשטות היקום עם הזמן, חייבת להתבטא ביקום מצטמצם והולך ככל שמסתכלים אחורה בזמן עד שאינו יכול להתכווץ יותר. משמעות הדבר היא כי מסת היקום כולו התרכזה בעבר בנקודה אחת, 'אטום היולי', מצב אשר לפניו לא היו קיימים זמן ומרחב. הויל כינה מאוחר יותר את המודל של למאטייה בשם מפץ גדול, בטרם גילה את הפוטנציאל הגלום במודל של למאטייה מבחינת הסבר קיומם של דאוטריום ושל נוקלידים המצויים בין הליום לפחמן, וכן את קיומו של הליום בכל מקום ביקום בתפוצה עצומה, לא רק בכוכבים עצמם אלא גם בגז הבין-כוכבי. שני המודלים של נוקליאוסינתזה, זה של למאטייה וזה של הויל, היוו את הבסיס הנחוץ להסבר מידת שכיחותם של היסודות ביקום, וההבדלים ביניהם.

מטרת פיתוחן של תאוריות נוקליאוסינתזה היא להבין מאין נובעים ההבדלים העצומים בין שכיחויותיהם של יסודות שונים ושל האיזוטופים שלהם, מנקודת-מבט של תהליכים פיזיקליים טבעיים. התפתחותה של תאוריה זו הונעה בעיקר מצורת הגרף (plot) המתאר את שכיחות היסודות בתלות במספר האטומי שלהם. לגרף המתאר (ראה איור להלן) שכיחויות אלה כפונקציה של המספר האטומי מבנה של שיני-מסור משוננות והוא מתאר הבדלי המשתנה עד פי עשרה מיליון. לנתונים נוספים ולדיון בשכיחויותיהם של איזוטופים, ראה Handbook of isotopes in the cosmos.

גרף המציג את שכיחויות היסודות במערכת השמש.

תהליכים[עריכת קוד מקור | עריכה]

ישנם כמה תהליכים אסטרופיזיקליים האחראיים, כך נראה, להתרכבות גרעינים. רובם של תהליכים אלה מתרחש בקליפות (shells) המרכיבות את פנים הכוכבים, ושרשרת תהליכי המיזוג הגרעיניים ידועים כ'שריפת' מימן (שרשרת פרוטון-פרוטון או מעגל CNO), שריפת הליום, שריפת פחמן, שריפת ניאון, שריפת חמצן ושריפת צורן. תהליכים אלה יכולים ליצור יסודות עד וכולל ברזל וניקל. זהו המרחב הנוקליאוסינתטי בו נוצרים האיזוטופים להם אנרגיית הקשר לנוקליאון הגבוהה ביותר. יסודות כבדים יותר יכולים להתרכב בתוכם של כוכבים באמצעות תהליך לכידת נייטרון, הידוע כתהליך-S, או בסביבות של התפוצצות, דוגמת סופרנובה, באמצעות מספר תהליכים אחרים. תהליכים נוספים אלה כוללים את תהליך-R, המערב לכידות מהירות של נייטרונים, תהליך-RP, ותהליך-P (הידוע לעתים כתהליך-גמא), בו קורה פירוק-באמצעות-אור (photodisintegration) של גרעינים קיימים.

טיפוסים עיקריים של נוקליאוסינתזה[עריכת קוד מקור | עריכה]

נוקליאוסינתזה של המפץ הגדול[עריכת קוד מקור | עריכה]

Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – סינתזה גרעינית קדמונית

תהליכי נוקליאוסינתזה של המפץ הגדול התרחשו במהלכן של שלוש הדקות הראשונות של ראשית היקום, והיא אחראית לשכיחותם של 1H (המכונה פרוטיום) ו-2H (דאוטריום, D), ושל 3He (הליום-3) ו-4He (הליום-4), ביקום. על אף ש-4He ממשיך להיווצר באמצעות מיזוג בכוכבים ועל ידי דעיכות אלפא, וכמויות קטנות של 1H ממשיכות להתקבל על ידי התזה על ידי קריניים קוסמיות (ראה להלן) וסוגים מסוימים של דעיכה רדיואקטיבית, רובה של מסת האיזוטופים ביקום נוצרה, כך סבורים, במפץ הגדול. גרעיניהם של יסודות אלה, יחד עם כמה מ-7Li ו-7Be, תבראו במהלך 100 עד 300 שניות לאחר המפץ הגדול, כאשר פלזמת קווארק-גלואון הבראשיתית התגבשה ויצרה פרוטונים ונייטרונים. בשל פרק הזמן הקצר עד מאוד בו התרחשה נוקליאוסינתזה, בטרם פסקה כתוצאה מהתפשטות היקום והתקררותו (כ-20 דקות), לא יכלו היו להיווצר יסודות כבדים מבריליום (או, אולי, בור). יסודות שנתהוו בפרק זמן זה היו במצב של פלזמה, ולא התקררו למצב של אטומים ניוטרליים, עד מאוחר הרבה יותר.

תגובות גרעיניות עיקריות הגורמות לשכיחותם היחסית של היסודות הכימיים ה'קלים' בטבלה המחזורית הנצפים בכל רחבי היקום.















נוקליאוסינתזה כוכבית[עריכת קוד מקור | עריכה]

Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – נוקליאוסינתזה כוכבית
חתך רוחב של ענק אדום ממנו ניתן להתרשם מתהליכי נוקליאוסינתזה ויצירת יסודות

נוקליאוסינתזה כוכבית הינה כינוי למנגנון הכולל מספר תהליכים גרעיניים בהם נוצרים גרעיני יסודות חדשים מיסודות קיימים. תהליך זה מתחולל באופן טבעי בכוכבים במהלך האבולוציה שלהם. תהליך זה אחראי לנוכחותם היסודות מפחמן לברזל ברחבי גלקסיות, ובכללן 'שביל-החלב', בה נעשו התצפיות המאשרות הראשונות. כוכבים פועלים בתור כבשנים (מכאן המונח היתוך גרעיני הנרדף למיזוג גרעיני) תרמו-גרעיניים בהם מימן, ואחריו הליום, מתמזגים לגרעינים כבדים יותר, תחת טמפרטורות גדלות והולכות המאפשרות זאת, ככל שהרכב ליבת הכוכב מתפתחת. חשיבות מיוחדת נודעת לפחמן, מאחר שהיווצרותו מהליום מהווה צוואר בקבוק בתהליך כולו. פחמן נוצר בתהליך אלפא-משולש בכל הכוכבים. פחמן הינו גם היסוד העיקרי הגורם לשחרורם של נייטרונים חופשיים בתוך כוכבים, ומאפשר בכך את תהליך-S, בו בליעה איטית של נייטרונים ממירה ברזל ליסודות הכבדים מברזל וניקל.

תוצריהם של תהליכי נוקליאוסינתזה מתפזרים, בדרך-כלל, אל תוך הגז הבין-כוכבי תוך איבוד מסה. ראיות לאירועי אובדן מסה קיימות בצורת ערפיליות פלנטריות המתקבלות בסוף התפתחותם של כוכבים קטני-מסה, וגם בסיום חייהם של כוכבים בעלי מסה של יותר משמונה פעמים מסות שמש, סיום המאופיין באירועי התפוצצות‏[3] אלימים במיוחד, הקרויים סופרנובות.

ההוכחה הישירה הראשונה לעובדה כי נוקליאוסינתזה מתרחשת בכוכבים הייתה התצפית האסטרונומית לפיה גז בין-כוכבי נעשה יותר ויותר מועשר עם הזמן ביסודות כבדים. כתוצאה מכך, כוכבים שנבראו ממנו מאוחר יותר בגלקסיה, נוצרו כשהחומר המרכיב אותם כולל יסודות כבדים בתפוצה רבה יותר בהשוואה לכוכבים מדורות קדומים יותר. גילויו של היסוד טכנציום באטמוספירה של כוכב מטיפוס ענק אדום ב-1952[6] באמצעות ספקטרוסקופיה סיפק את העדות הראשונה לפעילות גרעינית בקרבם של כוכבים. בשל היותו רדיואקטיבי, עם זמן מחצית-חיים הקטן בהרבה מגילו של הכוכב, שכיחותו בזמן נתון מציינת מתי נוצר לאחרונה בכוכב זה. עדות לא פחות משכנעת למקורם הכוכבי של יסודות כבדים, היא שכיחותם הגבוהה במיוחד של יסודות יציבים מסוימים אשר נתגלו באטמוספירות הכוכביות של כוכבים השייכים לענף האסימפטוטי של ענקים. העובדה שנצפות שכיחויות בריום גבוהות פי 20-50 בהשוואה לנמצא בכוכבים לא מפותחים (צעירים) מהווה עדות לקיומו של תהליך-S בכוכבים מסוג זה. הוכחות מודרניות רבות לתהליך נוקליאוסינתזה כוכבית מבוססות על הרכב האיזוטופים של אבק כוכבי, המורכב מחלקיקים מוצקים שהתגבשו מהגזים של כוכבים אשר מוצו מתכולתם של מטאוריטים. אבק כוכבים מהווה מרכיב אחד של אבק קוסמי‏[6]

נוקליאוסינתזה של סופרנובה[עריכת קוד מקור | עריכה]

Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – נוקליאוסינתזה של סופרנובה
תמונת שאריותיו של סופרנובה 1987A המורכבת מכמה אורכי-גל שנפלטו
הנפשה של השלכת שברי חומר בסופרנובה 1987A

תהליכי נוקליאוסינתזה של סופרנובה מתחוללים רק בסביבות עתירות האנרגיה הייחודיות לכוכבים מאסיביים ביותר, בשלב הסופרנובה שלהם, ואשר בהם מתרכבים ונבראים היסודות שבין צורן לניקל במצב דמוי-שיווי-משקל (כלומר, מצב של כמעט שיווי-משקל)‏[6] המתפתח במהלכו של ביקוע מהיר. ניתן לדמות את מצב דמוי-שיווי-משקל למצב שהוא 'כמעט שיווי-משקל', מלבד עובדת הימצאותם בשכיחות גבוהה של גרעיני 28Si בתערובת הגרעינית הלוהטת סופי. מושג זה‏[6] היווה את הגילוי החשוב ביותר בתאוריית הנוקליאוסינתזה של יסודות בעלי מסת-ביניים, מאז מאמרו של הויל ב-1954, משום שהוא סיפק הבנה מלאה של אופני התהוותם של היסודות הכימיים השכיחים החשובים, בין צורן (A=28) לבין ניקל (A=60). מושג זה החליף את המושג השגוי, של תהליך-אלפא במאמר של B2FH (קיצור שמות מחברי המאמר המוזכר לעיל), אשר טשטש בטעות את הסברו הטוב יותר של הויל מ-1954‏[6]. עם זאת, אפשריים גם תהליכי נוקליאוסינתזה נוספים, בייחוד תהליך-R (תהליך מהיר) שתואר במאמר B2FH, ואשר חושב לראשונה על ידי סיגר, פאולר וקלייטון‏[6] ולו מיוחסת היווצרות האיזוטופים של יסודות 'כבדים' יותר ממניקל, באמצעות בליעה מהירה של נייטרונים חופשיים. היווצרותם של נייטרונים באמצעות לכידת אלקטרון אפשרית במהלך הדחיסה המהירה של ליבת כוכב סופרנובה (כלומר, בשלב סופרנובה), יחד עם צבר של גרעיני-זרע‏[4] עתירי-נייטרונים, הופכת את תהליך-R לתהליך ראשוני, אף בכוכבים המורכבים ממימן והליום בלבד‏[12]. תסריט זה, על אף היותו מבטיח בשל תמיכתם, בדרך-כלל, של חוקרים המתמחים בסופרנובות, עדיין זקוק לחישוב משביע-רצון לחלוטין, כזה התואם את השכיחויות המתקבלות בהסתמך על תהליך-R. עובדת היותו של תהליך-R ראשוני אושרה בידי אסטרונומים אשר צפו בכוכבים זקנים שנולדו בשלב בו שיעור המתכתיות הגלקטית היה עדיין נמוך, והיא מלמדת על כך שמתכתיות נובעת מתהליך פנימי בקרביו של כוכב. תהליך-R אחראי גם לקיומן של שרשראות טבעיות של יסודות רדיואקטיביים, דוגמת אורניום ותוריום, המסתיימות באיזוטופ יציב של עופרת, וכן לרוב האיזוטופים מרובי-הנייטרונים של כל יסוד כבד.

בתהליך-RP מתרחשת בליעה מהירה של פרוטונים ונייטרונים מהירים, אבל עובדת קיומו של התהליך ותפקידו, זקוקים עדיין לאישור ניסויי או תצפיתי.

נוקליאוסינתזה של סופרנובה (או התפוצצות) מתרחשת מהר מכדי שדעיכה רדיואקטיבית תספיק להקטין את מספר הנייטרונים, כך שאיזוטופים שכיחים רבים, גם אלה עם מספרי פרוטונים ונייטרונים שווים, וגם אלה עם מספרים שונים, מתרכבים בתהליך‏[6] דמוי-שיווי-משקל של צורן. בתהליך זה, בעירת חמצן וצורן גורמת למיזוג גרעינים להם מספרים שווים של פרוטונים ונייטרונים על-מנת ליצור נוקלידים הבנויים מכפולות שלמות של גרעיני הליום, עד לפי 15 (כפולה היוצרת את 60Ni). נוקלידים כאלה, הבנויים מכפולות שלמות של חלקיקי-אלפא, הינם יציבים לחלוטין עד ל-40Ca (מורכב מ-10 גרעיני הליום), אולם בגרעינים כבדים יותר, להם מספרים שווים של פרוטונים ושל נייטרונים, קיים אמנם קשר חזק בין הנוקליאונים, אבל הם אינם יציבים. המצב דמוי-שיווי-המשקל מייצר נוקלידים איזובריים[4] רדיואקטיביים דוגמת 44Ti, 52Cr, 56Fe, ו-56Ni, הנוצרים (מלבד 44Ti) בשפע, אבל הדועכים לאחר ההתפוצצות, כשהם מותירים את האיזוטופ היציב ביותר של היסוד המתאים עם אותו מספר מסה. האיזוטופים השכיחים ביותר של יסודות הנוצרים בדרך זו הינם 48Ti ,52Cr, ו-56Fe‏[6]. התפרקויות (דעיכות) אלה מלוות בפליטה של קרני גמא מתוך הגרעין המתפרק, אשר הקווים הספקטראליים שלו יכולים לשמש לזיהוי האיזוטופ הנוצר בתהליך ההתפרקות. גילויים של קווי פליטה אלה היה תוצר מוקדם חשוב של המחקר באסטרונומיית קרני-גמא.

הראיה המשכנעת ביותר לקיומה של נוקליאוסינתזה של התפוצצות בסופרנובות התקבלה ב1987 כאשר הקווים הספקטראליים המתאימים לקרני-גמא אלה נתגלו מגיעים מסופרנובה 1987A בפברואר 1987. קווי קרני-גמא אלה זיהו את נוכחותם של גרעיני 56Co ו-sup>57Co>, אשר זמני מחצית החיים שלהם מגבילים אותם להיות בני כשנה, מה שהוכיח כי מקורם של אלה הוא בקובלט-אב רדיואקטיבי. תצפית זו של [[אסטרונומיה גרעינית נחזתה כבר ב-1969[6] והוותה ציון-דרך באישורה של תאוריית נוקליאוסינתזה מטיפוס של התפוצצות של יסודות. תחזית זו גם מילאה תפקיד חשוב בהחלטת נאסא בבואה להקים את מצפה הכוכבים בקרני-גמא ע"ש קומפטון.

ראיות אחרות לנוקליאוסינתזה של התפוצצות מגיעות מחלקיקי אבק כוכבים אשר התגבשו בתוך סופרנובות כאשר אלה התפשטו והתקררו. עם זאת, חלקיקי אבק כוכבים הם רק מרכיב אחד של אבק קוסמי. בפרט, מדידות מלמדות כי 44Ti רדיואקטיבי נמצא בכמויות גדולות בקרב החלקיקים המרכיבים את אבק-הכוכבים בסופרנובה, בעת שאלה נדחסו במהלך התפשטותה של סופרנובה‏[6]. דבר זה אישר תחזית מ-1975 בדבר זיהויו של אבק-כוכבים שמקורו בסופרנובה, אשר הפכה לחלק מהפנתיאון של [[חלקיקים קדם-שמשיים (כלומר, בטרם היות שמש). יחסים לא-רגילים אחרים בין איזוטופים המצויים בחלקיקים אלה חושפים היבטים ייחודיים של תהליכי נוקליאוסינתזה של התפוצצות.

התזה‏[3] (spallation) של קרניים קוסמיות[עריכת קוד מקור | עריכה]

תהליך התזה של קרניים קוסמיות גורם להקטנת מספר המסה של חומר בין-כוכבי עקב פגיעתם של קרניים קוסמיות ויוצר כמה מבין היסודות הקלים ביותר המצויים ביקום (אם כי ללא כמות משמעותית של דאוטריום). סבורים כי תהליך זה אחראי באופן במיוחד ליצירת כמעט כל ה-3He, והיסודות ליתיום, בריליום ובור, אם כי חלק מ-Li-7 ו-Be-7, כך נראה, נוצרו במפץ הגדול. תהליך ההתזה על ידי קרניים קוסמיות (לרוב, פרוטונים מהירים) בתווך הבין-כוכבי. פגיעות אלה מפרקות את גרעיניהם של פחמן, חנקן וחמצן שבדרכן. כתוצאה מתהליך זה נתהוו היסודות הקלים בריליום, בור וליתיום ביקום בתפוצה הגדולה בהרבה בהשוואה למצוי באטמוספירות של כוכבי-הלכת במערכת השמש. גרעיני היסודות הקלים 1H ו-4He אינם תוצרים של תהליך התזה של קרניים קוסמיות, והם מיוצגים ברחבי היקום בקירוב בשיעור תפוצתם הקדמונית.

בריליום ובור אינם נוצרים בכמויות ניכרות בתהליכי מיזוג כוכביים, בשל אי-יציבותו של כל 8Be הנוצר משני גרעיני 4He.

ראיות ניסוייות[עריכת קוד מקור | עריכה]

תאוריות בדבר תהליכי נוקליאוסינתזה נבחנות על ידי חישובן של שכיחויות איזוטופים משיקולים תאורטיים, והשוואתן לתוצאות המתקבלות מתצפיות. שכיחויות של איזוטופים מחושבות בדרך-כלל בהתבסס על קצבי המעבר בין איזוטופים במערכת התפרקות. לעתים קרובות ניתן לפשט חישובים אלה בהסתמך על קיומם של מספר קטן של תגובות עיקריות המווסתות את קצבן של תגובות אחרות.

ראה גם הדיון בפרק העוסק בנוקליאוסינתזה כוכבית לעיל, בדבר המסקנות התצפיתיות הנזכרות שם, בנוגע לטכנציום. דוגמה מדעית מרשימה גם לסימביוזה שבין תאוריה וניסוי או תצפית.

מנגנונים ותהליכים משניים[עריכת קוד מקור | עריכה]

נוקלידים מסוימים נוצרים בכמויות קטנות מאוד על כדור-הארץ, באמצעים מלאכותיים. דוגמה לכך היא טכנציום. עם זאת, ישנם נוקלידים הנוצרים גם בכמה תהליכים טבעיים שנמשכו לאחר היווצרותם של יסודות קדמוניים. אלה גורמים לעתים קרובות ליצירתם של יסודות חדשים, ומאפשרים בכך לפתח שיטות לתיארוך סלעים ולגלות את המקור לתהליכים גאולוגיים. על אף שתהליכים אלה יוצרים את הוקלידים הללו בכמויות מזעריות, הם המקור הטבעי הבלעדי המספק נוקלידים אלה.

מנגנונים אלה כוללים:

  • תהליך דעיכה רדיואקטיבית עשוי להניב נוקלידי-בת בדרך של פליטת חלקיקים גרעיניים. דעיכתם הגרעינית של איזוטופים קדמוניים רבים, בפרט אורניום-235, אורניום-238 ותוריום-232, יוצרים נוקלידי-בת ביניים רבים, לפני שאלה דועכים לבסוף לאיזוטופים של עופרת. המלאי הטבעי על כדור-הארץ של יסודות אלה, דוגמת רדון ופולוניום נוצר דרך מנגנון כזה. גז ארגון-40 הנמצא באטמוספירה נובע ברובו הגדול מהדעיכה הרדיואקטיבית של אשלגן-40 במהלך הזמן שחלף מאז היווצרות הארץ. רק מעט מזעיר של הארגון האטמוספירי הינו קדום. הליום-4 נוצר בתהליך דעיכת אלפא, ומשום כך גם רובו הגדול של ההליום הלכוד בקרום כדור-הארץ אינו קדום. בתהליכי דעיכה רדיואקטיבית מסוגים אחרים, כמו דעיכת אשכול‏[4], נפלטים גרעינים גדולים יותר (למשל, ניאון-20), ואלה הופכים, בסופו של דבר, לאטומים יציבים שזה עתה נוצרו.
  • דעיכה רדיואקטיבית יכולה להוביל לביקוע ספונטאני. תהליך זה שונה מדעיכת אשכול, משום שתוצרי הביקוע עשויים להיות כמעט כל סוג של אטום. אורניום-235 ואורניום-238 הינם, שניהם, איזוטופים קדומים העוברים ביקוע ספונטאני. טכנציום טבעי ופרומתיום נוצרים באורח זה.
  • תהליכי תגובות גרעיניות מהווים מנגנון נוסף. תגובות גרעיניות המתרחשות באופן טבעי המוּנעות על ידי דעיכה רדיואקטיבית יוצרות נוקלידים המכונים נוקליאוגניים. תהליך זה מתרחש כאשר חלקיק אנרגטי שמקורו בדעיכה רדיואקטיבית, לעתים קרובות חלקיק-אלפא, מגיב עם גרעינו של אטום אחר ומשנה אותו לנוקליד אחר. תהליך עשוי גם לגרום לבריאתם של חלקיקים תת-אטומיים נוספים, דוגמת נייטרונים. נייטרונים יכולים להיווצר גם בתהליכי ביקוע ספונטאני ופליטת נייטרון. נייטרונים אלה יכולים אז לגרום להיווצרותם של נוקלידים אחרים בדרך של ביקוע מושרה-נייטרון (להבדיל מספונטאני, כלומר, המתקבל עקב בליעת נייטרון), או של לכידת נייטרון. למשל, ישנם איזוטופים יציבים, כמו ניאון-21 וניאון-22, הנוצרים בכמה דרכים הנובעות בדרך נוקליאוגנית, כך שרק חלק משכיחותם בטבע מוסברת על ידי מקור קדמוני.
  • מנגנון נוסף הוא תגובות גרעיניות המתפתחות כתוצאה מפגיעתן של קרניים קוסמיות. הוסכם לכנות תוצרי-תגובה אלה נוקלידים קוסמוגניים ולא נוקלידים נוקליאוגניים (בשל מקורם בקרניים קוסמיות). קרניים קוסמיות ממשיכים ליצור יסודות חדשים על-פני כדור-הארץ באמצעות אותם תהליכים קוסמוגניים שהוזכרו קודם, היוצרים את הבריליום והבור הקדומים. דוגמה שימושית חשובה במיוחד היא פחמן-14[4], הנוצר באטמוספירה הארצית מחנקן-14 עקב פגיעתן של קרניים קוסמיות. דוגמה אחרת היא יוד-129.

ראו גם[עריכת קוד מקור | עריכה]

לקריאה נוספת[עריכת קוד מקור | עריכה]

הערות שוליים[עריכת קוד מקור | עריכה]

  1. ^ מושגים אלה מתייחסים למספר המסה של גרעין איזוטופ נתון - מספר נמוך או גבוה, בהתאמה.
  2. ^ מושגים מטאפוריים אלה שאולים כמובן, מעולם החי, והם מתייחסים למחזור החיים של כוכב: התהוותו, שלבי התפתחותו, וקיצו - דומם או אלים.
  3. ^ 3.0 3.1 3.2 3.3 3.4 הדגשת 'שביל-החלב' היא היסטורית.
  4. ^ 4.0 4.1 4.2 4.3 4.4 סופרנובה איננה כוכב, אלא כינוי המתייחס לשלב בחייו של כוכב מאסיבי, שלב אלים ביותר של התפוצצות בו מעטפת הכוכב מועפת החוצה.
  5. ^ S. Paul W. Merrill (1952). "Spectroscopic Observations of Stars of Class S". The Astrophysical Journal 116: 21. Bibcode:1952ApJ...116...21M. doi:10.1086/145589. 
  6. ^ 6.0 6.1 6.2 6.3 6.4 6.5 6.6 6.7 6.8 6.9 [5],
  7. ^ Donald D. Clayton and L. R. Nittler (2004). "Astrophysics with Presolar Stardust". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 42 (1): 39–78. Bibcode:2004ARA&A..42...39C. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134022. 
  8. ^ D. Bodansky, Donald D. Clayton, and W. A. Fowler, Nuclear quasi-equilibrium during silicon burning, Astrophys. J. Suppl. No. 148, 16, 299-371,(1968)
  9. ^ See also Chapter 7 of Donald D. Clayton, Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, McGraw-Hill, New York (1968)
  10. ^ Donald D. Clayton, Hoyle's Equation, Science, 318, 1876-77 (2007)
  11. ^ P.A.Seeger, W. A. Fowler, and Donald D. Clayton, Nucleosynthesis of heavy elements by neutron capture, Astrophys. J. Suppl, 11, 121-66, (1965)
  12. ^ דבר זה עומד בניגוד למאמר B2FH הנזכר, המציין תהליך זה כתהליך משני.
  13. ^ D. Bodansky, Donald D. Clayton, and W. A. Fowler, Nuclear quasi-equilibrium during silicon burning, Astrophys. J. Suppl. No. 148, 16, 299-371,(1968)
  14. ^ Donald D. Clayton, Stirling A. Colgate and G. J. Fishman, Gamma ray lines from young supernova remnants, Astrophys. J.. 155. 175 (1969)
  15. ^ D. D. Clayton, S.A. Colgate, G.J. Fishman (1969). "Gamma ray lines from young supernova remnants". The Astrophysical Journal 155: 75–82. Bibcode:1969ApJ...155...75C. doi:10.1086/149849. 
  16. ^ D. D. Clayton, L. R.Nittler (2004). "Astrophysics with Presolar stardust". Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics 42 (1): 39–78. Bibcode:2004ARA&A..42...39C. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134022. 
  • E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle, Synthesis of the Elements in Stars, Rev. Mod. Phys. 29 (1957) 547 (article at the Physical Review Online Archive (subscription required)).
  • M. Meneguzzi, J. Audouze, H. Reeves, « The production of the elements Li, Be, B by galactic cosmic rays in space and its relation with stellar observations », Astronomy and Astrophysics, vol. 15, 1971, p. 337-359
  • F. Hoyle, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 106, 366 (1946)
  • F. Hoyle, Astrophys. J. Suppl. 1, 121 (1954)
  • D. D. Clayton, "Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis", McGraw-Hill, 1968; University of Chicago Press, 1983, ISBN 0-226-10952-6
  • C. E. Rolfs, W. S. Rodney, Cauldrons in the Cosmos, Univ. of Chicago Press, 1988, ISBN 0-226-72457-3.
  • D. D. Clayton, "Handbook of Isotopes in the Cosmos", Cambridge University Press, 2003, ISBN 0-521-82381-1.
  • C. Iliadis, "Nuclear Physics of Stars", Wiley-VCH, 2007, ISBN 978-3-527-40602-9