You are currently viewing تفاعلات الانصهار النجمي
Born from clouds of gas and dust, stars like our Sun spend most of their lifetime slowly burning their primary nuclear fuel, hydrogen, into the heavier element helium. After leading this bright and shiny life for several billion years, their fuel is almost exhausted and they start swelling, pushing the outer layers away from what has turned into a small and very hot core. These “middle-aged” stars become enormous, hence cool and red — red giants. All red giants exhibit a slow oscillation in brightness due their rhythmic “breathing” in and out, and one third of them are also affected by additional, slower and mysterious changes in their luminosity. After this rapid and tumultuous phase of their later life, these stars do not end in dramatic explosions, but die peacefully as planetary nebulae, blowing out everything but a tiny remnant, known as white dwarf.
  • كاتب المشاركة:
العلامات:, ,

تفاعلات الانصهار النجمي

تفاعلات الانصهار النجمي (أو التخليق النووي النجمي) هو مصطلح عام يُطلق على كافة التفاعلات النووية التي تحدث في النجوم لكي تُنتج نوى ذرية أثقل من الهيدروجين، ويحدث أيضاً قدر صغير من هذه التفاعلات على سطوح النجوم تحت ظروف متنوّعة، أما عندما تتشكّل هذه العناصر الأثقل خلال انفجار نجم فإنه يُطلق عليها “تفاعلات انصهار المستعرات العظيمة”،

بدأت هذه العمليّة المعقّدة تُفهم في أوائل القرن العشرين، حينما أدرك العلماء للأول مرة أن الطاقة التي تنشأ من التفاعلات النووية تُعلّل عمر الشمس الطويل كمصدر للحرارة والضوء، الطاقة الأوليّة التي تنشأ في الشمس هي نتيجة لاندماج ذرّات الهيدروجين في النواة مكونة ذرات الهيليوم، وأدنى درجة حرارة يُمكن أن يحدث فيها هذا الاندماج هي 3 ملايين كلفن،

صورة تُظهر العناصر المتكوّنة داخل عملاق أحمر نتيجة لتفاعلات الانصهار النجمي،

 

تاريخ

كان آرثر إيدنغتون أوّل من اقترح أن النجوم تُنتج طاقتها عن طريق عمليّة الاندماج النووي لنوى الهديروجين لكي تشكّل نوى هيليوم، وقام بذلك في عام 1920 بناء على قياسات دقيقة للذرات أجراها فرانسيس أستون، وفي عام 1928، اقترح “جورج غاموُو” ما يُعرف الآن بـ”عامل غاموُو”، وهي صيغة لميكانيكا الكم تُعطي احتمالية بتجاذب نواتين ذريّتين قريبتين من بعضهما كفاية لكي تستطيع القوة النووية الشديدة التغلّب على “حاجز الكووْلومب”، وقد استخدم أتكنسون وهووْترمانز – ولاحقاً غاموو نفسه وتيلّار – عامل غاموو في ثلاثينيّات القرن العشرين لاستنتاج المعدّل الذي تحتاجه التفاعلات النووية لكي تنشأ في درجات الحرارة العالية (والتي يُعتقد أنها توجد في نوى النجوم)،

قام “هانز بيث” في عام 1939 بتحليل إمكانيات اختلاف التفاعلات التي يندمج الهيدروجين بواسطتها إلى هيليوم بين النجوم المختلفة،  في ورقة بعنوان “إنتاج الطاقة في النجوم”، وقام باختيار عمليّتين يعتقد أنهم مصدر طاقة النجوم، الأولى – “سلسلة البروتون-بروتون” – هي مصدر الطاقة الأكثر شيوع للنجوم ذات الكتلة التي تصل إلى حوالي كتلة الشمس،

أما الثانية – “دورة الكربون-نتيروجين-أوكسجين” – فهي الأكثر أهميّة في النجوم الأعلى كتلة من الشمس، وقد قام “كارل وييْزسوكِر” أيضاً بدراسة هذه العملية في عام 1938، وتتعلّق هذه الفرضيّات بطريقة تولّد الطاقة القادرة على الحفاظ على حرارة النجوم، في حين أنها لم تتطرّق إلى إنتاج العناصر الأثقل في النواة، أما بالنسبة لهذه النظرية – إنتاج العناصر – فقد وضعها فريد هويل في عام 1946 مع برهانه على أن مجموعة من النوى شديدة الحرارة يُمكن أن تندمج مكوّنة نواة حديد،

وقد تم تصحيح العديد من الأمور المهملة في نظرية هويل بسرعة، وبدأت هذه الإصلاحات بورقة مراجعة لـ”مارغرت بربدج” و”جيوفرّي بربدج” و”ويليام فووْلر” وهويل نفسه، والتي نُشرت في عام 1957،

مفتاح التفاعلات

أهم التفاعلات في الانصهار النجمي هي:

  • احتراق الهيدروجين:
    • سلسلة البروتون-بروتون،
    • دورة الكربون-نتيروجين-أوكسجين،
  • احتراق الهيليوم:
    • عملية ثلاثية-ألفا،
    • عملية ألفا،
  • احتراق العناصر الأثقل:
    • احتراق الكربون،
    • احتراق النيون،
    • احتراق الأوكسجين،
    • احتراق السيليكون،
  • إنتاج العناصر الأثقل من الحديد:
    • أسر النيوترونات:
      • عملية-آر،
      • عملية-إس،
    • أسر البروتونات:
      • عملية آربي،
    • انحلال الفوتون:
      • عملية بي،

اترك رد