נוקליאוסינתזה – הבדלי גרסאות
תוכן שנמחק תוכן שנוסף
מ הפיכת קישורים מהצורה ISBN XXX לתבנית:ISBN# |
Matanyabot (שיחה | תרומות) מ בוט החלפות: \1נאס"א\2, \1-\2 |
||
שורה 60:
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=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 <sup>60</sup>Ni). נוקלידים כאלה, הבנויים מכפולות שלמות של חלקיקי-אלפא, הם יציבים לחלוטין עד ל-<sup>40</sup>Ca (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|גרעיני אטומים השייכים ליסודות שונים, להם אותו מספר נוקליאונים}} רדיואקטיביים דוגמת <sup>44</sup>Ti, <sup>52</sup>Cr, <sup>56</sup>Fe, ו-<sup>56</sup>Ni, הנוצרים (מלבד <sup>44</sup>Ti) 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 <sup>48</sup>Ti ,<sup>52</sup>Cr, ו-<sup>56</sup>Fe{{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 <sup>56</sup>Co 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|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 [[
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 <sup>44</sup>Ti רדיואקטיבי נמצא בכמויות גדולות בקרב החלקיקים המרכיבים את אבק-הכוכבים בסופרנובה, בעת שאלה נדחסו במהלך התפשטותה של סופרנובה{{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.
| |||