נוקליאוסינתזה – הבדלי גרסאות

גרעינים כבדים יותר{{הערה|שם=קל וכבד|מושגים אלה מתייחסים למספר המסה של גרעין [[איזוטופ]] נתון - מספר נמוך או גבוה, בהתאמה.}} נוצרו מגרעיני מימן והליום, בדרך של [[נוקליאוסינתזה כוכבית]], בתוככי כוכבים שכבר התגבשו והתהוו. תהליך זה נמשך גם עתה, במחזורי לידה, חיים ומוות{{הערה|שם=לידה, חיים ומוות|מושגים מטאפוריים אלה שאולים מעולם החי, והם מתייחסים ל[[מחזור החיים של כוכב]]: התהוותו, שלבי התפתחותו, וקיצו - דומם או אלים.}}. חלק מ[[יסוד כימי|יסודות]] כבדים אלה, בפרט אלה הקלים מ[[ברזל]], ממשיכים להגיע ל[[חלל בין-כוכבי|תווך הבין-כוכבי]], כתוצאה מכך שכוכבים בעלי מסה הקטנה משמונה [[מסת שמש|מסות שמש]] מעיפים החוצה את המעטפת החיצונית שלהם לפני שהם קורסים ל[[ננס לבן|ננסים לבנים]]. שאריות החומר שהושלך החוצה יוצרות את ה[[ערפילית|ערפיליות]] המופיעות במקומות רבים ברחבי ה[[גלקסיה]] שלנו, למשל, היא [[גלקסיית שביל החלב|גלקסיית 'שביל החלב']], אבל גם באחרות{{הערה|שם=הערת הבהרה|הדגשת 'שביל-החלב' היא היסטורית.}}.

תהליכי [[נוקליאוסינתזה של סופרנובה]]{{הערה|שם=הערת הסבר|סופרנובה איננה כוכב, אלא כינוי המתייחס לשלב בחייו של כוכב מאסיבי, שלב אלים ביותר של התפוצצות בו מעטפת הכוכב מועפת החוצה.}} 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 II. תהליך התרכבותם של יסודות כבדים אלה הוא [[תגובה אנדותרמית|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 ב[[הטבלה המחזורית|טבלה המחזורית]], דוגמת [[אורניום]] ו[[תוריום]], שהם רדיונוקלידים (כלומר, פולטי חלקיקים{{הערה|שם=הערת הבהרה|החלקיקים הנפלטים כונו קרינה בטרם זוהו (דוגמת [[קרינת אלפא|'קרינת-אלפא']] ו[[קרינת בטא|'קרינת-בטא']] לסוגיה.}}) קדומים וארוכי-חיים במיוחד.

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{{הערה|שם=הערת הבהרה|תפיסה זו היא דתית ביסודה, הנשענת על הסיפור המקראי של בריאת העולם.}}. 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]]. אז גם התברר כי [[חמצן]] ו[[פחמן]] הם השכיחים ביותר אחרי מימן והליום, ובאופן כללי, שכיחותם של [[יסוד כימי|יסודות]] קלים, בייחוד אלה המורכבים מכפולות שלמות של גרעיני הליום-4, גבוהה יותר ככל שקטן מספר המסה.

תוצריהם של תהליכי נוקליאוסינתזה מתפזרים, בדרך-כלל, אל תוך הגז הבין-כוכבי תוך איבוד מסה. ראיות לאירועי אובדן מסה קיימות בצורת [[ערפילית פלנטרית|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{{הערה|שם=הערת הבהרה|'התפוצצות' - עוד מושג מושאל מהעולם המוכר של כימיה - של תגובות כימים מהירות מאוד של חומרי נפץ, לטובת תיאור אירועים כוכביים-גרעיניים.}} אלימים במיוחד, הקרויים סופרנובות.

ההוכחה הישירה הראשונה לעובדה כי נוקליאוסינתזה מתרחשת בכוכבים הייתה התצפית ה[[אסטרונומיה|אסטרונומית]] לפיה גז בין-כוכבי נעשה יותר ויותר מועשר עם הזמן ביסודות כבדים. כתוצאה מכך, כוכבים שנבראו ממנו מאוחר יותר ב[[גלקסיה]], 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]]{{הערה|שם=הערת מקור|1={{הערה|1={{cite journal | author=S. Paul W. Merrill | title = Spectroscopic Observations of Stars of Class S| journal=The Astrophysical Journal | volume=116 | year=1952 | pages=21 | doi = 10.1086/145589 | bibcode = 1952ApJ...116...21M}}}},}} באמצעות [[ספקטרוסקופיה]] סיפק את העדות הראשונה לפעילות גרעינית בקרבם של כוכבים. בשל היותו רדיואקטיבי, עם זמן [[מחצית חיים|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 ל[[דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל|ענף 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 [[תווך בין-כוכבי#אבק בין-כוכבי|אבק כוכבי]], המורכב מחלקיקים מוצקים שהתגבשו מהגזים של כוכבים אשר מוצו מתכולתם של [[מטאוריט]]ים. אבק כוכבים מהווה מרכיב אחד של אבק קוסמי{{הערה|שם=הערת מקור|1={{הערה|1={{cite journal | author=[[Donald D. Clayton]] and L. R. Nittler | title = Astrophysics with Presolar Stardust | journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics | volume=42 | year=2004 | issue=1 | pages=39–78 | doi = 10.1146/annurev.astro.42.053102.134022 | bibcode=2004ARA&A..42...39C}}}}}}

תהליכי [[נוקליאוסינתזה של סופרנובה]] מתחוללים רק בסביבות עתירות האנרגיה הייחודיות לכוכבים מאסיביים ביותר, בשלב הסופרנובה שלהם, ואשר בהם מתרכבים ונבראים היסודות שבין [[צורן]] ל[[ניקל]] במצב דמוי-שיווי-משקל (כלומר, מצב של כמעט שיווי-משקל){{הערה|שם=הערת מקור|{{הערה|שם=בודנסקי|1=D. Bodansky, [[Donald D. Clayton]], and [[W. A. Fowler]], Nuclear quasi-equilibrium during silicon burning, ''Astrophys. J. Suppl.'' No. 148, '''16''', 299-371,(1968)}}}} 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{{הערה|שם=הערת מקור|{{הערהזההערה|1=See also Chapter 7 of Donald D. Clayton, ''Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis'', McGraw-Hill, New York (1968)}}}} 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|תהליך-אלפא]] במאמר של B2FH (קיצור שמות מחברי המאמר המוזכר לעיל), אשר טשטש בטעות את הסברו הטוב יותר של הויל מ-1954{{הערה|שם=הערת מקור|{{הערה|1=Donald D. Clayton, Hoyle's Equation, ''Science'', '''318''', 1876-77 (2007)}}}}. עם זאת, אפשריים גם תהליכי נוקליאוסינתזה נוספים, בייחוד [[תהליך-R]] (תהליך מהיר) שתואר במאמר B2FH, ואשר חושב לראשונה על ידי סיגר, פאולר וקלייטון{{הערה|שם=הערת מקור|{{הערה|1=P.A.Seeger, W. A. Fowler, and Donald D. Clayton, Nucleosynthesis of heavy elements by neutron capture, ''Astrophys. J. Suppl'', '''11''', 121-66, (1965)}},}} 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{{הערה|שם=הערת הסבר|'גרעיני-זרע' ('seed-nuclei') הוא מושג מושאל מביולוגיה, המתייחס לגרעיני אטומים עם פוטנציאל גבוה לביקוע ולהתפרקות לגרעינים קלים יותר.}} עתירי-נייטרונים, הופכת את תהליך-R ל'''תהליך ראשוני''', אף בכוכבים המורכבים ממימן והליום בלבד{{הערה|שם=הערת הרחבה|דבר זה עומד בניגוד למאמר B2FH הנזכר, המציין תהליך זה כ'''תהליך משני'''.}}. 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 [[אסטרונום|אסטרונומים]] אשר צפו בכוכבים זקנים שנולדו בשלב בו שיעור ה[[מתכתיות]] 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.

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{{הערה|שם=הערת מקור|{{הערה|שם=בודנסקי}}}} 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, הם 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 [[איזובר (נוקליד)|איזובריים]]{{הערה|שם=הערת הסבר|גרעיני אטומים השייכים ליסודות שונים, להם אותו מספר נוקליאונים}} 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 הם ⁴⁸Ti ,⁵²Cr, ו-⁵⁶Fe{{הערה|שם=הערת מקור|{{הערה|1=[[Donald D. Clayton]], [[Stirling A. Colgate]] and G. J. Fishman, Gamma ray lines from young supernova remnants, ''Astrophys. J.''. '''155'''. 175 (1969)}}}}. התפרקויות (דעיכות) אלה מלוות בפליטה של [[קרני גמא]] מתוך הגרעין המתפרק, אשר ה[[הרחבות ספקטרליות|קווים 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 ב[[1987]] כאשר הקווים הספקטראליים המתאימים לקרני-גמא אלה נתגלו מגיעים מ[[סופרנובה 1987A]] בפברואר 1987. קווי קרני-גמא אלה זיהו את נוכחותם של גרעיני ⁵⁶Co ו-sup>57</sup>Co>, אשר זמני [[מחצית חיים|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]]{{הערה|שם=הערת מקור|1={{הערה|1={{cite journal | author=D. D. Clayton, S.A. Colgate, G.J. Fishman | title = Gamma ray lines from young supernova remnants | journal=The Astrophysical Journal | volume=155 | year=1969 | pages=75–82 | doi = 10.1086/149849 | bibcode=1969ApJ...155...75C}}}}}} 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{{הערה|שם=הערת מקור|1={{הערה|1={{cite journal | author=D. D. Clayton, L. R.Nittler| title = Astrophysics with Presolar stardust | journal=Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics | volume=42 | year=2004 | issue=1 | pages=39–78 | doi = 10.1146/annurev.astro.42.053102.134022 | bibcode=2004ARA&A..42...39C}}}}}}. דבר זה אישר תחזית מ-[[1975]] בדבר זיהויו של אבק-כוכבים שמקורו בסופרנובה, אשר הפכה לחלק מה[[פנתיאון]] של חלקיקים קדם-שמשיים (כלומר, בטרם היות [[השמש|שמש]]). יחסים לא-רגילים אחרים בין איזוטופים המצויים בחלקיקים אלה חושפים היבטים ייחודיים של תהליכי נוקליאוסינתזה של התפוצצות.

===התזה{{הערה|שם=הערת הבהרה|המונח 'התזה' מוצע כאן כתירגום ל-spallation, שכן משמעותו של זה כאן היא 'התזת שבבים', בדומה למה שקורה כאשר מכים באבן או בעץ, ובהקשר הקוסמי הוא מתייחס להתפרקותו של גרעין תחת פגיעה של 'קרן קוסמית', דוגמת פרוטון מהיר.}} (spallation) של קרניים קוסמיות===

* תהליך [[דעיכה רדיואקטיבית]] עשוי להניב נוקלידי-בת בדרך של פליטת חלקיקים גרעיניים. דעיכתם הגרעינית של איזוטופים קדמוניים רבים, בפרט [[אורניום|אורניום-235]], [[אורניום|אורניום-238]] ו[[תוריום|תוריום-232]], יוצרים נוקלידי-בת ביניים רבים, לפני שאלה דועכים לבסוף לאיזוטופים של [[עופרת]]. המלאי הטבעי על כדור-הארץ של יסודות אלה, דוגמת [[רדון]] ו[[פולוניום]] נוצר דרך מנגנון כזה. [[גז]] [[ארגון|ארגון-40]] הנמצא ב[[אטמוספירה]] נובע ברובו הגדול מהדעיכה הרדיואקטיבית של [[אשלגן|אשלגן-40]] במהלך הזמן שחלף מאז היווצרות הארץ. רק מעט מזעיר של הארגון האטמוספירי הוא קדום. [[הליום|הליום-4]] נוצר בתהליך [[קרינת אלפא|דעיכת אלפא]], ומשום כך גם רובו הגדול של ההליום הלכוד ב[[קרום כדור הארץ|קרום כדור-הארץ]] אינו קדום. בתהליכי דעיכה רדיואקטיבית מסוגים אחרים, כמו דעיכת אשכול{{הערה|שם=הערת הסבר|הכוונה היא לתהליכי התפרקות של גרעינים כבדים במיוחד, בהם נפלטים אשכולות של פרוטונים ונייטרונים, יותר מאשר בחלקיק-אלפא.}}, נפלטים גרעינים גדולים יותר (למשל, [[נאון|ניאון-20]]), ואלה הופכים, בסופו של דבר, לאטומים יציבים שזה עתה נוצרו.

* 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|פחמן-14]]{{הערה|שם=הערת הסבר|משמש כלי מרכזי בתיארוכם של ממצאים [[ארכאולוגיה|ארכיאולוגיים]].}}, הנוצר באטמוספירה הארצית מ[[חנקן|חנקן-14]] עקב פגיעתן של קרניים קוסמיות. דוגמה אחרת היא [[יוד|יוד-129]].