נוקליאוסינתזה כוכבית

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
חתך רוחב של ענק אדום שבו ניתן לראות את הנוקליאוסינתזה ויצירת היסודות

נוקליאוסינתזה כוכביתאנגלית: Stellar nucleosynthesis) הוא מונח המשמש לתיאור הנוקליאוסינתזה, כלומר תגובות הגרעיניות המייצרות גרעינים חדשים, המתרחשות בכוכבים ובונות את היסודות הכבדים.

תחילת הפענוח של התהליך התרחשה בראשית המאה ה-20, כאשר התברר לראשונה כי האנרגיה המשתחררת בתגובות גרעיניות אחראית לאורך חייה של השמש כמקור חום ואור. תהליך הפקת האנרגיה העיקרי בשמש הוא היתוך גרעיני של מימן והפיכתו להליום, כאשר הטמפרטורה הנמוכה ביותר שבה התהליך מתרחש היא כ-3 מיליון קלווין.

היסטוריה[עריכת קוד מקור | עריכה]

ארתור אדינגטון היה הראשון שהציע ב-1920 שהכוכבים מפיקים אנרגיה באמצעות היתוך מימן והליום, תוך התבססות על מדידותיו של פרנסיס ויליאם אסטון. ג'ורג' גאמוב הסיק ב-1928 שניתן לתאר את מה שמכונה כיום גורם גאמוב בנוסחה קוונטית. הנוסחה נתנה את ההסתברות לקרב שני גרעיני אטום במידה מספקת על מנת שהכוח הגרעיני החזק יתגבר על מחסום קולון. גורם גאמוב שימש את אטקינסון ופריץ הוטרמנס בעשור שלאחר מכן, ומאוחר יותר את גאמוב עצמו ואדוארד טלר, על מנת לגזור את הקצב שבו תגובות גרעיניות יתרחשו בטמפרטורה הגבוהה שבגרעיני כוכבים.

במאמר משנת 1939 בשם "Energy Production in Stars" (ייצור אנרגיה בכוכבים) האנס בתה ניתח את האפשרויות השונות עבור תגובות שבהן מימן מותך להליום. בתה בחר בשני תהליכים שהוא האמין כי הם מקור האנרגיה של הכוכבים. התהליך הראשון, שרשרת פרוטון-פרוטון, הוא התהליך הדומיננטי בכוכבים שמסתם קרובה לזו של השמש. התהליך השני, מעגל הפחמן-חנקן-חמצן, שנחקר על ידי קארל פרידריך פון ויצאקר ב-1938, הוא תהליך חשוב בכוכבים כבדים ביחס לשמש. המחקרים הללו עסקו ביצירת אנרגיה המספיקה לשמירת חומו של הכוכב. אולם, המחקרים לא עסקו ביצירתם של גרעינים כבדים. פרד הויל היה הראשון שהחל לחקור בנושא ב-1946, והוא טען שאוסף של גרעינים חמים מאוד יותך לברזל[1]. הויל המשיך בעבודתו ב-1954 עם מאמר מורחב שבו תיאר כיצד שלבי ההיתוך המתקדמים יגרמו ליצירת יסודות הנמצאים בין הפחמן לברזל בטבלת היסודות.

הפגמים בתאוריה של גאמוב החלו להצטבר במהירות, והתחלת האירועים הללו הייתה עם פרסומו של מאמר ביקורת ב-1957 על ידי מרגרט ברברידג', ג'פרי ברברידג', ויליאם אלפרד פאולר ופרד הויל עצמו ‏[2]. במאמר זה קובצו והוגדרו המחקרים הקודמים, ועל פיהם נבנתה תמונה רחבה שסיפקה הסבר טוב לשכיחות היחסית של היסודות. שיפורים משמעותיים נוספים נוצרו על ידי אלסטיר קמרון ודונלד קלייטון. קמרון הציג תאוריה משלו (בהשראתו של הויל) על הנוקליאוסינתזה. הוא שילב מחשבים בפתרון חישובים תלויי-זמן הנוגעים לאבולוציה של מערכות גרעיניות. קלייטון חישב לראשונה באופן התלוי בזמן את תהליך S, תהליך R, שריפת צורן והפיכתו ליסודות מקבוצת הברזל. הוא גם גילה את הכרונולוגיה הרדיוגנית הדרושה על מנת לקבוע את גילם של היסודות. שדה המחקר כולו פרח בשנות ה-70.

תגובות עיקריות[עריכת קוד מקור | עריכה]

התגובות החשובות ביותר בנוקליאוסינתזה כוכבית הן:

לקריאה נוספת[עריכת קוד מקור | עריכה]

  • F. Hoyle, On Nuclear Reactions occurring in very hot stars: Sysnthesis of elements from carbon to nickel, Astrophys. J., 1954, issue Supplement 1, pages 121-146
  • Clayton, Donald D. (1968). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. New York: McGraw-Hill. 
  • Clayton, Donald D. (2003). Handbook of Isotopes in the Cosmos. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0521823811. 

קישורים חיצוניים[עריכת קוד מקור | עריכה]

הערות שוליים[עריכת קוד מקור | עריכה]

  1. ^ The synthesis of the elements from hydrogen, F. Hoyle, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, volume 106, pages 343-383, 1946
  2. ^ Synthesis of the Elements in Stars, E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle, Reviews of Modern Physics, volume 29, issue 4, pages 547-650, 1957, doi 10.1103/RevModPhys.29.547