تخليق نووي: الفرق بين النسختين

الاصطناع النووي في [[السوبرنوفا]] ضمن النجوم المتفجّرة يحدث عن طريق دمج [[الكربون]] و[[الأكسجين]] وهو المسؤول عن وفرة العناصر الموجودة بين المغنيسيوم (العدد الذري 12) والنيكل (العدد الذري 28) في [[الجدول الدوري]].<ref name=ClaytonIsotopes>{{citeمرجع bookكتاب |last1الأخير1=Clayton |first1الأول1=D. D. |yearسنة=2003 |titleعنوان=Handbook of Isotopes in the Cosmos |publisherناشر=[[مطبعة جامعة كامبريدج]] |locationمكان=Cambridge, UK |isbn=978-0-521-82381-4 }}</ref> ويعتقد أيضا أن الاصطناع النووي في المستعر الأعظم (السوبرنوفا) مسؤول أيضاً عن تشكيل عناصر أندر وأثقل من الحديد والنيكل، في الثواني القليلة الأخيرة من تشكل المستعر الأعظم (السوبرنوفا) من النوع الثاني. ويمتص عملية تشكيل هذه العناصر الثقيلة الطاقة من الطاقة الناتجة عن انفجار المستعر الأعظم (السوبرنوفا) (عملية ماصّة للحرارة)،. ويتكوّن بعضٌ هذه العناصر نتيجةً لامتصاص نيوترونات متعددة من خلال ما يعرف بـ (عملية R) في فترة بضع ثوان أثناء الانفجار. وتشمل العناصر المكوّنة في المستعرات العظمى أثقل العناصر المعروفة، مثل العناصر الطويلة العمر ([[اليورانيوم]] و[[الثوريوم]]).

[[Image:SolarSystemAbundances.svg|thumb|center|800px|وفرة العناصر الكيميائية في النظام الشمسي. الهيدروجين والهيليوم هما الأكثر شيوعًا، والعناصر الأخرى المتبقّية ضمن نموذج [[الانفجار العظيم]]. العناصر الثلاثة التالية (Li، Be، B) نادرة لأنّها شُكّلت بشكل هزيل أثناء الانفجار العظيم وأيضاً في النجوم. الاتّجاهان العامّان في العناصر المتبقّية المنتجة في النجوم هما: (1) تناوب وفرة العناصر وفقاً لما إذا كان لديهم أعداد ذرية زوجية أو فردية، و (2) انخفاض عام في الوفرة، حيث تصبح العناصر أثقل. في هذا الاتجاه (مع زيادة العدد الذري أي بالاتّجاه نحو اليمين في المخطط البياني)، هناك ذروتان فقط عند الحديد والنيكل، والتي تكون مرئيّة بشكل خاص على الرسم البياني اللوغاريتمي الذي يمتد بقوى أقل من عشرة، مثلا بين logA = 2 (A = 100) و logA = 6 (A = 1،000،000).<ref>{{citeمرجع bookكتاب |last1الأخير1=Stiavelli |first1الأول1=Massimo |yearسنة=2009 |titleعنوان=From First Light to Reionization the End of the Dark Ages |urlمسار=https://books.google.com/books?id=iCLNBElRTS4C&pg=PA8 |pageصفحة=8 |publisherناشر=[[Wiley-VCH]] |locationمكان=Weinheim, Germany |isbn=9783527627370}}</ref>]]

ببساطة فالتخليق النووي النجمي هو العملية النووية التي يتم من خلالها إنتاج نوى لعناصر جديدة، وهو الأمر الذي يحدث داخل النجوم خلال تطورها، وهذه العملية هي المسؤولة عن الوفرة الكونية للعناصر من [[الكربون]] إلى [[الحديد]]، حيث يمكن اعتبار النجوم أفراناً نووية حرارية يتم فيها دمج الهيدروجين والهيليوم للحصول على نوى لعناصر ذرية أثقل بسبب درجات الحرارة المرتفعة بشكل متزايد مع تطور تكوين نواة النجم<ref>{{citeمرجع bookكتاب |last1الأخير1=Clayton |first1الأول1=D. D. |yearسنة=1983 |titleعنوان=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis |at=Chapter 5 |editionإصدار=Reprint |publisherناشر=[[Universityدار ofنشر Chicagoجامعة Pressشيكاغو]] |locationمكان=Chicago, USA |isbn=978-0-226-10952-7}}</ref>، الكربون ذو أهمية خاصة هنا لأن تكوينه هو أهم ما يحصل في العملية برمتها، حيث يتم إنتاج الكربون من خلال "عملية ألفا ثلاثية" في جميع النجوم، والكربون هو أيضاً العنصر الرئيسي الذي يؤدي إلى إطلاق النيوترونات الحرة داخل النجوم، ويؤدي الامتصاص البطيء للنيوترونات إلى تحويل الحديد إلى عناصر أثقل.<ref>{{cite journal |last1=Clayton |first1=D. D. |last2=Fowler |first2=W. A. |last3=Hull |first3=T. E. |last4=Zimmerman |first4=B. A. |title=Neutron Capture Chains in Heavy Element Synthesis |journal=[[Annals of Physics]] |date=1961 |volume=12 |issue=3 |pages=331–408 |doi=10.1016/0003-4916(61)90067-7|bibcode=1961AnPhy..12..331C }}</ref><ref name=ClaytonIsotopes7>{{citeمرجع bookكتاب |last1الأخير1=Clayton |first1الأول1=D. D. |yearسنة=1983 |titleعنوان=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis |at=Chapter 7 |editionإصدار=Reprint |publisherناشر=[[Universityدار ofنشر Chicagoجامعة Pressشيكاغو]] |locationمكان=Chicago, USA |isbn=978-0-226-10952-7}}</ref>

كان أول دليل مباشر على حدوث التخليق النووي في قلب النجوم هو ملاحظة أن الفضاء ما بين النجمي أصبح غنياً بعناصر ثقيلة مع مرور الوقت، ونتيجة لذلك تشكلت النجوم التي ولدت منها في وقت متأخر من عمر المجرة، والتي تمتعت بوفرة أعلى بكثير من العناصر الثقيلة الأولية من تلك التي تشكلت في وقت مبكر، وكان اكتشاف التكنيسيوم في الغلاف الجوي لنجم عملاق أحمر في عام 1952<ref>{{cite journal |last1=Merrill |first1=S. P. W. |date=1952 |title=Spectroscopic Observations of Stars of Class |journal=[[Theالمجلة Astrophysicalالفيزيائية Journalالفلكية]] |volume=116 |issue= |pages=21 |bibcode=1952ApJ...116...21M |doi=10.1086/145589}}</ref> بواسطة التحليل الطيفي أول دليل على النشاط النووي الذي يحدث داخل النجوم، نظراً لأن التكنيسيوم هو عنصر مشع مع عمر نصف أقل بكثير من عمر النجم فيجب أن تشير وفرته لعملية تخليق نووي حديثة داخل هذا النجم، وهناك أدلة مقنعة بنفس القدر على الأصل النجمي للعناصر الثقيلة تتمثل في الوفرة الكبيرة في العناصر المستقرة المحددة الموجودة في الأجواء النجمية لنجوم الغصن العملاقة، وتمَّ تأكيد العديد من البراهين الحديثة التي تدعم التخليق النووي في النواة النجمية من خلال الجزيئات التي أنتجتها النجوم والجزيئات الصلبة التي تكثفت من غازات النجوم والتي يتم استخراجها من الأحجار النيزكية الموجودة على الأرض، حيث تُظهر التراكيب النظرية المقاسة في حبيبات هذه الأحجار العديد من جوانب التخليق النووي داخل النجوم التي تتكثف منها الحبوب خلال حلقات فقدان الكتلة المتأخرة للنجم.<ref name=Clayton2004>{{cite journal |last1=Clayton |first1=D. D. |last2=Nittler |first2=L. R. |title=Astrophysics with Presolar Stardust |journal=[[Annual Review of Astronomy and Astrophysics]] |date=2004 |volume=42 |issue=1 |pages=39–78 |bibcode=2004ARA&A..42...39C |doi=10.1146/annurev.astro.42.053102.134022}}</ref>

يحدث التخليق النووي في البيئة النشطة ضمن [[المستعرات العظمى]]، حيث يتم تصنيع العناصر ما بين السيليكون والنيكل كنواتج لهذا التخليق <ref name=Bodansky1968>{{cite journal |last1=Bodansky |first1=D. |last2=Clayton |first2=D. D. |last3=Fowler |first3=W. A. |date=1968 |title=Nuclear Quasi-Equilibrium during Silicon Burning |journal=[[Theالمجلة Astrophysicalالفيزيائية Journal Supplement Seriesالفلكية]] |volume=16 |issue= |pages=299 |bibcode=1968ApJS...16..299B |doi=10.1086/190176}}</ref>، يبدأ أساس العملية خلال الانصهار السريع الذي تحرِّضه تفاعلات نووية متوازنة، وقد كان هذا المفهوم هو الاكتشاف الأكثر أهمية في نظرية التخليق النووي لعناصر الكتلة المتوسطة منذ الورقة البحثية التي قدمها هويل عام 1954 لأنها وفرت فهماً شاملاً للعناصر الوفيرة والهامة كيميائياً بين السيليكون والنيكل <ref name=ClaytonIsotopes7/>، ويمكن أيضاً أن تحدث عمليات تخليق نووي أخرى يتم فيها إنتاج أكثر نظائر العناصر الغنية بالنيوترونات "أثقل من النيكل" بواسطة الامتصاص السريع للنيوترونات الحرة، حيث أنَّ إنشاء نيوترونات حرّة عن طريق التقاط الإلكترون أثناء الانضغاط السريع لنواة المستعرات الأعظمية جنباً إلى جنب مع تجميع بعض نوى الذرات الغنية بالنيوترونات تجعل من عملية التخليق عملية أولية يمكن أن تحدث حتى في نجم من الهيدروجين والهيليوم النقي، وقد تمَّ تأكيد حدوث هذه العملية الأولية من قبل علماء الفلك الذين لاحظوا النجوم القديمة التي ولدت عندما كانت كمية المعدن النجمي لا تزال صغيرة مما يدل على أن المعدن هو نتاج لعملية داخلية تحدث ضمن النجم.

يحدث التخليق النووي للنجم المتفجر بسرعة كبيرة بحيث لا يمكن للتحلل الإشعاعي أن يقلل من عدد النيوترونات، وهكذا يتم تصنيع العديد من النظائر الوفيرة مع أعداد متساوية من البروتونات والنيوترونات <ref>{{cite journal |last1=Clayton |first1=D. D. |title=Hoyle's Equation |journal=[[Science (journal)|Scienceساينس]] |date=2007 |volume=318 |issue=5858 |pages=1876–1877 |bibcode=|doi=10.1126/science.1151167|pmid=18096793 }}</ref>، خلال هذه العملية يؤدي احتراق الأكسجين والسليكون إلى دمج النوى التي تحتوي على أعداد متساوية من البروتونات والنيوترونات لإنتاج نوى تتكون من أعداد كاملة من نوى [[الهيليوم]]، وقد حدث البرهان الأكثر إقناعاً على التخليق النووي للنوى الذرية المتفجرة ضمن المستعرات الأعظمية في عام 1987 عندما تم اكتشاف خطوط أشعة غاما منبعثة من المستعرات الأعظمية حيث تمَّ العثور على عناصر يقدر عمرها النصفي الإشعاعي بعام واحد فقط <ref>{{cite journal |last1=Seeger |first1=P. A. |last2=Fowler |first2=W. A. |last3=Clayton |first3=D. D. |date=1965 |title=Nucleosynthesis of Heavy Elements by Neutron Capture |journal=[[The Astrophysical Journalالمجلة Supplementالفيزيائية Seriesالفلكية]] |volume=11 |issue= |pages=121 |bibcode=1965ApJS...11..121S |doi=10.1086/190111}}</ref>.

يُعتقد أن تصادمات [[النجوم النيوترونية]] هي المصدر الرئيسي للعديد من العناصر الثقيلة .<ref>{{citeمرجع webويب |lastالأخير=Chu |firstالأول=J. |dateتاريخ=n.d. |urlمسار=https://www.ligo.caltech.edu/page/press-release-gw170817 |titleعنوان=GW170817 Press Release |publisherناشر=[[LIGOليغو (مرصد)|ليغو]]/[[Caltechمعهد كاليفورنيا للتقنية]] |accessdateتاريخ الوصول=2018-07-04}}</ref>، نظراً لأنَّ هذه النجوم غنية بالنيوترونات فقد تم الاشتباه على أنها مصدر لمثل هذه العناصر رغم عدم وجود أدلة قاطعة، ولكن في عام 2017 ظهر دليل قوي عندما اكتشف مرصد LIGOبالتعاون مع العديد من المراصد في جميع أنحاء العالم موجات الجاذبية الناتجة عن تصادم نيوتروني محتمل، وظهر أنَّ الإشارات المكتشفة كانت للعديد من العناصر الثقيلة مثل [[الذهب]]<ref>{{citeمرجع webويب |lastالأخير=Stromberg |firstالأول=Joseph |dateتاريخ=16 July 2013 |titleعنوان=All the Gold in the Universe Could Come from the Collisions of Neutron Stars |urlمسار=http://www.smithsonianmag.com/science-nature/all-the-gold-in-the-universe-could-come-from-the-collisions-of-neutron-stars-13474145/?page=1 |workعمل=[[Smithsonian (magazine) |Smithsonian]] |accessdateتاريخ الوصول=27 April 2014}}</ref>.