משתמש:בנצי/נוקליאוסינתזה של סופרנובה

נוקליאוסינתזה (נוקליאו - גרעיני, סינתזה - הרכבה) היא מושג באסטרופיזיקה המתייחס לתהליכים בהם נוצרו ונוצרים יסודות כימיים מיסודות 'קלים' יותר הקיימים כבר.

תיאור, הסבר

|description={{en|1=Within the Large Magellanic Cloud (LMC), a nearby and irregularly-shaped galaxy seen in the Southern Hemisphere, lies a star-forming region heavily obscured by interstellar dust. NASA's Spitzer Space Telescope has used its infrared eyes to poke through the cosmic veil to reveal a striking nebula where the entire lifecycle of stars is seen in splendid detail.

מבחינים בין טיפוסים שונים של נוקליאוסינתזה, הנקבעים על-פי תנאי הסביבה בהם מתרחש התהליך, כמו לחץ, טמפרטורה וצפיפות חלקיקים. טיפוסים אלה הם:

• נולקליאוסינתזה של המפץ הגדול - תהליכי הרכבה של גרעינים 'קלים', דוגמת מימן על האיזוטופים השונים שלו.
• נוקליאוסינתזה כוכבית - תהליכי הרכבה של גרעיני יסודות עד
• נוקליאוסינתזה של סופרנובה - תהליכי הרכבה של גרעיני יסודות מ עד .
• ספאלציה של קרניים קוסמיות (ספאלציה (spallation) - התפרקות) - תהליך בו מתחוללת התפרקות גרעינית כתוצאה מפגיעתן של קרניים קוסמיות, המורכבות מפרוטונים, חלקיקי אלפא וחלקיקים אחרים.

נוקליאוסינתזה של סופרנובה היא תהליך בו נוצר יסוד כימי חדש בתוככי סופרנובה מיסודות 'קלים' יותר הקיימים כבר. תהליך זה מתרחש בעיקר תודות לנוקליאוסינתזה המתקבלת בהתפוצצות לאחר מיצוי בעירת חמצן ובעירת צורן. תגובות מיזוג אלה יוצרות את היסודות צורן, גופרית, כלור, ארגון, נתרן, אשלגן, סידן, סקנדיום, טיטניום ויסודות קבוצת הברזל המהווה שיא בעקומת אנרגיית קשר לנוקליאון, הכוללת את ונדיום, כרום, מנגן, ברזל, קובלט ו-ניקל. מאחר שיסודות אלה נזרקים החוצה מתוך סופרנובה במהלך התפוצצותה, הם הופכים שכיחים יותר בתווך הבין-כוכבי. יסודות ה'כבדים' מניקל נוצרים בעיקר באמצעות לכידה מהירה של נייטרון בתהליך הנקרא תהליך-r. עם זאת, ישנם תהליכים נוספים הנחשבים אחראיים, בכמה מקרים, להיווצרותם של יסודות 'כבדים', בהם בולטים תהליך לכידת פרוטון והתפרקות-באמצעות-אור (photodisintegration). התהליך האחרון הוא הגורם ליצירתם של ה'קלים' ביותר ודלי-הנייטרונים ביותר, מבין האיזוטופים של היסודות ה'כבדים'.

שרידי הסופרנובה 1604 (צביעה מלאכותית)

הרכבה של גרעינים עתירי-נייטרונים בעלי מספר מסה מעל 60, בתהליכי לכידה מהירה של פרוטון או של נייטרון - ראה הסברים בגוף הטקסט

מהי סופרנובה ?

ערך מורחב – סופרנובה

סופרנובה היא כינוי לאירוע התפוצצות מאסיבית של כוכב המתחולל בשני תסריטים עיקריים. הראשון קורה כאשר כוכב (לבדוק אם יש מופע קודם) ננס לבן עובר התפוצצות שיסודה גרעיני (nuclear based), לאחר שהוא מגיע לגבול צ'נדרסקאר שלו בעקבות ספיחת מסה מכוכב שכן (בדרך-כלל, ענק אדום). התסריט השני, הנפוץ יותר ביקום, מתרחש כאשר כוכב מאסיבי ביותר, על-פי-רוב ענק אדום, ממצה את יכולתו למזג גרעינים (לוודא מופע קודם) ומגיע בתהליכי המיזוג האפשריים בו לניקל-56. איזוטופ זה של ניקל עובר דעיכה רדיואקטיבית לברזל-56, לו אנרגיית קשר גרעינית מהגבוהים ביותר בכל האיזוטופים של כל היסודות, והוא היסוד (?) האחרון המשחרר אנרגיה בתהליך של היתוך גרעיני, באופן אקסותרמי (תירגום + הערת הסבר)(לתקן ולעדכן: בעל אנרגיית הקשר הגבוהה ביותר הוא ניקל-62 ולא בניקל-56). כל תגובות המיזוג הגרעיני המניבות יסודות 'כבדים' יותר מאשר ??? כרוכות בהשקעת אנרגיה מצד הכוכב, והן מכונות תגובות אנדותרמיות. כתוצאה מתהליכים מסוג זה, הלחץ התומך בשכבותיו החיצוניות של הכוכב יורד בצורה חדה (להסביר: מעבר חד, לחץ קרינה נגדי). מאחר שהמעטפת החיצונית של הכוכב המורכבת משכבות אלה, אינה נתמכת במידה מספקת על ידי לחץ הקרינה (הסבר, הפנייה), גוברת כבידת הכוכב על לחץ זה, והשכבות הללו קורסות פנימה. קריסת הכוכב הינה מהירה מאוד, ובעקבות פגיעתן של שכבות אלה (המשפט המקורי באנגלית כתוב בצורה שגויה - לתקן) בליבתו הבלתי-דחיסה של הכוכב, נוצר גל-הלם בעוצמה אדירת ממדים המתקדם בכיוון החוצה מהכוכב דרך החומר שלא עבר מיזוג עד שלב זה המצוי בקליפתו החיצונית של הכוכב. הלחצים והצפיפויות האופייניות לגל-הלם שכזה גבוהים דיים כדי להביא לתהליכי היתוך קיצוניים יותר (להסביר) בחומר זה, ולהתפוצצות הכוכב (לא ברור - להסביר).

התהוותם של יסודות 'כבדים'

בתהליכי מיזוג גרעיניים המתרחשים בכוכבים (נוקליאוסינתזה כוכבית)(הערה: להבחין, עוד קודם, בין כוכב לסופרנובה), היסוד ה'כבד' ביותר המתקבל הוא ברזל (לתקן לניקל), וליתר דיוק, איזוטופ שלו, בעל משקל אטומי 56 (לתקן גם כאן, בהתאם). לפני (???) סופרנובה (להסביר), היתוכם של היסודות בין צורן לבין ברזל מתקיים בליבתם של הכוכבים הגדולים ביותר בלבד (משפט זה מתייחס לסוגריים לעיל, בתחילת הפיסקה) בתהליך הנקרא בעירת צורן(מופע קודם ?). תהליך אחר, של לכידה איטית של נייטרון, הקרוי תהליך-s (הפנייה ו/או הערת הסבר) המתחולל בעצמו בנוקליאוסינתזה כוכבית רגילה, יכול ליצור יסודות נוספים עד לביסמוט, לו מסה אטומית (מופע קודם ?) 209 בקירוב. אולם, תהליך-s קורה בעיקר בכוכבים קטני מסה המתפתחים לאט יותר. כאשר ליבת הכוכב כבר לא מספקת די אנרגיה שיש בה כדי לתמוך במעטפת החיצונית הגזית, הכוכב מתפוצץ בצורת סופרנובה, ביצרו את החלק הארי של היסודות שמעבר לברזל (ניקל). היווצרותם של יסודות מברזל לאורניום מתחוללת תוך שניות בהתפוצצות סופרנובה. בשל הכמות העצומה של האנרגיה המשתחררת באירוע כזה, הטמפרטורות והצפיפויות המתפתחות בו גבוהות בהרבה מאשר בכוכבים נורמליים (רגילים). תנאים אלה מאפשרים (allow for - לרשום, פועל שימושי טוב) קיומה של סביבה בה עשויים להיווצר יסודות מעבר-לאורניום (יש ע"ע: יסוד טרנס-אורני - שגוי: כינוי לא נכון + למה 'טרנס' אם אפשר 'מעבר' - רדידות לשונית - לבקש לשנות זאת).

מטלות שצריך להשלים

1. הערות חשובות בנוגע ל'בעירה' ול'התפוצצות'; תמונות ואיורים (רשימה: אנרגיית קשר גרעינית + להסביר את הגרף, הניתן בערכים מוחלטים, שכן אנרגיית הקשר שלילית היא, ולכן מבטאת יציבות רבה יותר); 2. לטפל בריבוי אדומים - לדלל, בינתיים; לא לשכוח לכלול בינוויקי. 3. להכין משהו ראשוני של נוקליאוסינתזה - לא להשאיר את הקצרמר הקיים + להוסיף הערה ושינו מתאימים בדף התחרות;

Supernova nucleosynthesis is the production of new chemical elements inside supernovae. It occurs primarily due to explosive nucleosynthesis during explosive oxygen burning and silicon burning. Those fusion reactions create the elements silicon, sulfur, chlorine, argon, sodium, potassium, calcium, scandium, titanium and iron peak elements: vanadium, chromium, manganese, iron, cobalt, and nickel. As a result of their ejection from supernovae, their abundances increase within the interstellar medium. Elements heavier than nickel are created primarily by a rapid capture of neutrons in a process called the r-process. However, there are other processes thought to be responsible for some of the nucleosynthesis of heavy elements, notably a proton capture process known as the rp-process and a photodisintegration process known as the gamma (or p) process. The latter synthesizes the lightest, most neutron-poor, isotopes of the heavy elements.

Supernova

A supernova is a massive explosion of a star that occurs under two principal scenarios. The first is that a white dwarf star undergoes a nuclear based explosion after it reaches its Chandrasekhar limit after absorbing mass from a neighboring star (usually a red giant). The second, and more common, cause is when a massive star, usually a red giant, reaches nickel-56 in its nuclear fusion (or burning) processes. This isotope undergoes radioactive decay into iron-56, which has one of the highest binding energies of all of the isotopes, and is the last element that produces a net release of energy by nuclear fusion, exothermically. All nuclear fusion reactions that produce heavier elements cause the star to lose energy or are said to be endothermic reactions. The pressure that supports the star's outer layers drops sharply. As the outer envelope is no longer sufficiently supported by the radiation pressure, the star's gravity pulls its outer layers rapidly inward. The star collapses very quickly, and strikes the incompressible core causing a shockwave that progresses outward through the unfused material of the outer shell. The pressures and densities in the shockwave are sufficient to induce fusion in that material and the star explodes.

Elements fused

Composite image of Kepler's supernova from pictures by the Spitzer Space Telescope, Hubble Space Telescope, and Chandra X-ray Observatory.

In nuclear fusion processes during stellar nucleosynthesis, the maximum weight for an element fused is that of iron, reaching an isotope with an atomic mass of 56. Prior to a supernova, fusion of elements between silicon and iron occurs only in the largest of stars, in the silicon burning process. A slow neutron capture process, known as the s-process which also occurs during normal stellar nucleosynthesis can create elements up to bismuth with an atomic mass of approximately 209. However, the s-process occurs primarily in low-mass stars that evolve more slowly. Once the core fails to produce enough energy to support the outer envelope of gasses (to be corrected - this phase is correct) the star explodes as a supernova producing the bulk of elements beyond iron. Production of elements from iron to uranium occurs within seconds in a supernova explosion. Due to the large amounts of energy released, much higher temperatures and densities are reached than at normal stellar temperatures. These conditions allow for an environment where transuranium elements might be formed.

תהליך-r

במהלך נוקליאוסינתזה של סופרנובה, תהליך-r יוצר איזוטופים 'כבדים' עתירי-נייטרונים, הדועכים לאחר אירוע הסופרנובה לאיזוטופ היציב הראשון, ויוצרים (כפילות לשונית) בכך את איזוטופים עתירי-נייטרונים יציבים בכל היסודות ה'כבדים'. תהליך זה של לכידת נייטרון מתרחש בסביבה של צפיפות נייטרונים וטמפרטורה (מופע קודם) גבוהות במיוחד, ולכן, גרעינים 'כבדים' מופצצים בשטף עצום של נייטרונים והופכים לאיזוטופים עתירי-נייטרונים (חוזר) בלתי-יציבים ביותר. תוך זמן קצר עוברים איזוטופים אלה דעיכת בטא (לציין שמדובר בפליטת אלקטרון >> נייטרון הופך לפרוטון וכו') והופכים על ידי כך יציבים יותר, עם אותה מסה אטומית, אבל עם מספר אטומי גבוה יותר. כאמור, (שטף) הנייטרונים הוא עצום מאוד, ועוצמתו כ-10²² נייטרונים לסמ"ר לשנייה. חישוב ראשון (לא ברור) של תהליך-r דינמי (להסביר), המראה את התפתחות התוצאות המחושבות (הערת הסבר) בזמן, מלמד (suggested that) גם כי שכיחויות היסודות המתקבלות בתהליך זה הינן סופרפוזיציה (הרכבה) של שטפים (שטפים או עוצמות ?) שונים של נייטרונים. שטף (כנ"ל) קטן מייצר שיא שכיחות בתהליך זה סמוך למסה אטומית A=130, אבל ללא אקטינידים (הבהרה: למה ללא ? - מדובר ביסודות מעל 130), בעוד ששטף גדול מייצר את האקטינידים אורניום (מופע קודם ?) ותוריום, אבל ללא השיא ב-A=130. תהליכים אלה מתחוללים בפרק זמן בין שבריר שנייה עד למספר שניות, התלוי בפרטים (?) של התהליך. מאות מאמרים פורסמו לאחר גילוי תלות זו בזמן (להבהיר עניין זה), אשר ניצלו גישה זו של תלות בזמן (לוותר ?). מעניין כי בסופרנובה הקרובה היחידה שנתגלתה בתקופה המודרנית, הנושאת את הכינוי 1987A, לא נתגלו תרומות (של ?) הנובעות מתהליך-r. סבורים היום (?) כי תוצרי (כנ"ל) תהליך-r עשויים היו להיזרק החוצה מכמה סופרנובות, ולהיבלע באחרות (?) כחלק מכוכב נייטרונים או חור שחור הנותר בעקבות אירוע סופרנובה (לשכתב).

The r-process

During supernova nucleosynthesis, the r-process (r for rapid) creates very neutron-rich heavy isotopes, which decay after the event to the first stable isotope, thereby creating the neutron-rich stable isotopes of all heavy elements. This neutron capture process occurs in high neutron density with high temperature conditions. In the r-process, any heavy nuclei are bombarded with a large neutron flux to form highly unstable neutron rich nuclei which very rapidly undergo beta decay to form more stable nuclei with higher atomic number and the same atomic weight. The neutron flux is astonishingly high, about 10²² neutrons per square centimeter per second. First calculation of a dynamic r-process, showing the evolution of calculated results with time, also suggested that the r-process abundances are a superposition of differing neutron fluences. Small fluence produces the first r-process abundance peak near atomic weight A=130 but no actinides, whereas large fluence produces the actinides uranium and thorium but no longer contains the A=130 abundance peak. These processes occur in a fraction of a second to a few seconds, depending on details. Hundreds of subsequent papers published have utilized this time-dependent approach. Interestingly, the only modern nearby supernova, 1987A, has not revealed r-process enrichments. Modern thinking is that the r-process yield may be ejected from some supernovae but swallowed up in others as part of the residual neutron star or black hole.

ראו גם

• נוקליאוסינתזה
• סופרנובה
• נוקליאוסינתזה כוכבית
• נוקליד
• דעיכה רדיואקטיבית
• מיזוג גרעיני

לקריאה נוספת

• 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).
• D. D. Clayton, "Handbook of Isotopes in the Cosmos", Cambridge University Press, 2003, ISBN 0-521-82381-1.

קישורים חיצוניים

• Atom Smashers Shed Light on Supernovae, Big Bang Sky & Telescope Online, April 22, 2005
• G. Gonzalez, D. Brownlee, P. Ward (2001). "The Galactic Habitable Zone: Galactic Chemical Evolution" (PDF). Icarus. 152: 185–200. arXiv:astro-ph/0103165. Bibcode:2001Icar..152..185G. doi:10.1006/icar.2001.6617.{{cite journal}}: תחזוקה - ציטוט: multiple names: authors list (link)

הערות שוליים

[[קטגוריה:פיזיקה גרעינית]] [[קטגוריה:אסטרופיזיקה]] [[קטגוריה:סופרנובות]] [[קטגוריה:מדעי החלל|* פורטל]]