الفيزياء الفلكية النووية

يدرس علم الفيزياء الفلكية النووية أصل العناصر الكيميائية والنظائر، ودور توليد الطاقة النووية، في المصادر الكونية مثل النجوم والمستعرات العظمى والنجوم المستعرة والتفاعلات العنيفة بين النجوم الثنائية . وهو فرع متعدد التخصصات يجمع بين الفيزياء النووية والفيزياء الفلكية ، ويتطلب تعاونًا وثيقًا بين الباحثين في مختلف المجالات الفرعية لكل منهما. ويشمل ذلك، على وجه الخصوص، التفاعلات النووية ومعدلاتها في البيئات الكونية، ونمذجة الأجرام الفلكية التي قد تحدث فيها هذه التفاعلات النووية، بالإضافة إلى دراسة التطور الكوني للتركيب النظائري والعنصري (والذي يُطلق عليه غالبًا التطور الكيميائي). وتتضمن القيود المستمدة من الملاحظات مصادر متعددة، عبر الطيف الكهرومغناطيسي ( أشعة غاما النووية ، والأشعة السينية ، والضوء المرئي ، وعلم الفلك الراديوي/دون المليمتر )، فضلًا عن القياسات النظائرية لمواد النظام الشمسي مثل النيازك وشوائبها من غبار النجوم، والأشعة الكونية ، ورواسب المواد على الأرض والقمر. تتناول تجارب الفيزياء النووية استقرار النوى الذرية (أي أعمارها وكتلها) إلى ما هو أبعد من نطاق النوى المستقرة، وصولاً إلى عالم النوى المشعة /غير المستقرة، تقريبًا إلى حدود النوى المرتبطة ( خطوط التنقيط )، وتحت كثافة عالية (تصل إلى كثافة مادة النجوم النيوترونية ) ودرجة حرارة عالية (درجات حرارة البلازما تصل إلى10 ⁹ K  ). تعتبر النظريات والمحاكاة أجزاء أساسية هنا، حيث لا يمكن تحقيق بيئات التفاعل النووي الكوني، ولكن في أحسن الأحوال يتم تقريبها جزئيًا عن طريق التجارب.

في أربعينيات القرن العشرين، تكهن الجيولوجي هانز سويس بأن الانتظام الملحوظ في وفرة العناصر قد يكون مرتبطًا بالخصائص البنيوية لنواة الذرة. ^{[ 1 ]} وقد انطلقت هذه التكهنات باكتشاف بيكريل للنشاط الإشعاعي عام 1896 ^{[ 2 ]} ، كنتيجة جانبية للتقدم في الكيمياء الذي كان يهدف إلى إنتاج الذهب. أثارت هذه الإمكانية المذهلة لتحويل المادة حماسًا كبيرًا بين الفيزيائيين لعقود تالية، وبلغت ذروتها باكتشاف نواة الذرة ، مع إنجازات بارزة في تجارب إرنست رذرفورد للتشتت عام 1911، واكتشاف جيمس تشادويك للنيوترون عام 1932. بعد أن أثبت أستون أن كتلة الهيليوم أقل من أربعة أضعاف كتلة البروتون، اقترح إدينغتون أنه من خلال عملية غير معروفة في لب الشمس، يتحول الهيدروجين إلى هيليوم، مُحررًا الطاقة. ^{[ 3 ]} بعد عشرين عامًا، استنتج بيث وفون فايتسكر بشكل مستقل دورة CN ، ^{[ 4 ] [ 5 ]} وهي أول تفاعل نووي معروف يحقق هذا التحول. يُعزى الفاصل الزمني بين اقتراح إيدنغتون واستنتاج دورة CN بشكل رئيسي إلى الفهم غير الكامل للبنية النووية . تظهر المبادئ الأساسية لتفسير أصل العناصر وتوليد الطاقة في النجوم في المفاهيم التي تصف التخليق النووي ، والتي ظهرت في أربعينيات القرن العشرين، بقيادة جورج غاموف ، وقُدِّمت في ورقة بحثية من صفحتين عام 1948 بعنوان ورقة ألفير-بيث-غاموف . وقُدِّم مفهوم كامل للعمليات التي تُشكِّل التخليق النووي الكوني في أواخر خمسينيات القرن العشرين من قِبَل بوربيدج، وبوربيدج ، وفاولر ، وهويل ، ^{[ 6 ]} وكاميرون . ^{[ 7 ]} يُنسب الفضل إلى فاولر بشكل كبير في بدء التعاون بين علماء الفلك، وعلماء الفيزياء الفلكية، وعلماء الفيزياء النووية النظرية والتجريبية، في مجال نعرفه الآن باسم الفيزياء الفلكية النووية ^{[ 8 ]} (والذي نال عنه جائزة نوبل عام 1983). خلال العقود نفسها، تمكن آرثر إدينغتون وآخرون من ربط تحرير طاقة الربط النووي من خلال هذه التفاعلات النووية بالمعادلات البنيوية للنجوم. ^{[ 9 ]}

لم تخلُ هذه التطورات من انحرافات غريبة. فقد افترض العديد من الفيزيائيين البارزين في القرن التاسع عشر، مثل ماير ، وواترسون، وفون هيلمهولتز ، واللورد كلفن ، أن الشمس تشع طاقة حرارية عن طريق تحويل طاقة الوضع التثاقلية إلى حرارة . وقد وُجد أن عمرها، كما حُسب بناءً على هذا الافتراض باستخدام نظرية فيريال ، والذي يبلغ حوالي 19 مليون سنة، لا يتوافق مع تفسير السجلات الجيولوجية ونظرية التطور البيولوجي (التي كانت حديثة آنذاك) . وبدلاً من ذلك، إذا كانت الشمس تتكون بالكامل من وقود أحفوري كالفحم ، وبالنظر إلى معدل انبعاثها للطاقة الحرارية، فإن عمرها سيكون أربعة أو خمسة آلاف سنة فقط، وهو ما يتعارض بوضوح مع سجلات الحضارة الإنسانية .

خلال العصور الكونية، تُعيد التفاعلات النووية ترتيب النيوكليونات المتبقية من الانفجار العظيم (على شكل نظائر الهيدروجين والهيليوم، وآثار من الليثيوم والبريليوم والبورون ) إلى نظائر وعناصر أخرى كما نعرفها اليوم (انظر الرسم البياني). ^{[ 10 ]} ويكمن المحرك الرئيسي في تحويل طاقة الربط النووي إلى طاقة طاردة للحرارة، مما يُفضل النوى ذات طاقة الربط الأكبر للنيوكليونات - والتي تكون أخف وزنًا من مكوناتها الأصلية بفضل طاقة الربط. وتُعد نواة النيكل-56 (56Ni) أكثر النوى ترابطًا من بين المادة المتناظرة المكونة من النيوترونات والبروتونات . ^[ 11 ^{] ويُتيح إطلاق} طاقة الربط النووي للنجوم الاستمرار في التألق لمليارات السنين، وقد يُؤدي إلى تفكك النجوم في الانفجارات النجمية في حالة حدوث تفاعلات عنيفة (مثل اندماج نظيري الكربون ^{-12 في} انفجارات المستعرات العظمى الحرارية النووية). أثناء معالجة المادة داخل النجوم والانفجارات النجمية، تُقذف بعض النواتج من موقع التفاعل النووي لتستقر في الغاز بين النجوم. ومن ثم، قد تُشكّل نجوماً جديدة، وتخضع لمزيد من المعالجة عبر تفاعلات نووية، في دورة للمادة. ينتج عن ذلك تطور في تركيب الغاز الكوني داخل النجوم والمجرات وبينها، مما يُثري هذا الغاز بعناصر أثقل. يُعنى علم الفيزياء الفلكية النووية بوصف وفهم العمليات النووية والفيزيائية الفلكية ضمن هذا التطور الكيميائي الكوني والمجري، وربطها بمعارف الفيزياء النووية والفيزياء الفلكية. تُستخدم القياسات لاختبار فهمنا: تُستخلص القيود الفلكية من بيانات وفرة العناصر والنظائر في النجوم وبين النجوم، وتساعد قياسات فلكية أخرى متعددة الوسائط لظواهر الأجرام الكونية على فهم هذه الظواهر ونمذجتها. ويمكن الحصول على الخصائص النووية من المختبرات النووية الأرضية، مثل مسرعات الجسيمات، من خلال تجاربها. هناك حاجة إلى النظرية والمحاكاة لفهم واستكمال هذه البيانات، وتوفير نماذج لمعدلات التفاعل النووي في ظل مجموعة متنوعة من الظروف الكونية، ولبنية وديناميكيات الأجسام الكونية.

لا تزال الفيزياء الفلكية النووية لغزًا معقدًا للعلم. ^{[ 12 ]} ويُجمع العلماء حاليًا على أن الهيدروجين والهيليوم فقط (وآثار من الليثيوم) يمكن أن تتشكل في الانفجار العظيم المتجانس (انظر: التخليق النووي للانفجار العظيم )، بينما تتشكل جميع العناصر الأخرى ونظائرها في أجرام كونية تشكلت لاحقًا، مثل النجوم وانفجاراتها. ^{[ 13 ]}

يُعدّ اندماج الهيدروجين لإنتاج الهيليوم المصدر الرئيسي للطاقة في الشمس عند درجة حرارة تقارب 15 مليون درجة. وتسيطر تفاعلات سلسلة البروتون-بروتون ، التي تحدث عند طاقات أقل بكثير، وإن كانت أبطأ بكثير من اندماج الهيدروجين التحفيزي عبر تفاعلات دورة الكربون-أكسجين - نيتروجين. تُقدّم الفيزياء الفلكية النووية صورةً لمصدر طاقة الشمس، مُنتجةً عمرًا يتوافق مع عمر النظام الشمسي المُستنتج من وفرة نظائر الرصاص واليورانيوم في النيازك ، وهو عمرٌ يبلغ حوالي 4.5 مليار سنة. يُحدّد احتراق الهيدروجين في لبّ النجوم، كما يحدث الآن في الشمس، التسلسل الرئيسي للنجوم، كما هو مُوضّح في مُخطّط هرتزبرونغ-راسل الذي يُصنّف مراحل تطوّر النجوم. يبلغ عمر احتراق الهيدروجين في الشمس عبر سلاسل البروتون-بروتون حوالي 9 مليارات سنة. ويُحدّد هذا بشكل أساسي الإنتاج البطيء للغاية للديوتيريوم.

والتي تخضع للتفاعل الضعيف.

إن العمل الذي أدى إلى اكتشاف تذبذب النيوترينو (مما يعني وجود كتلة غير صفرية للنيوترينو الغائبة في النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات ) كان مدفوعًا بتدفق النيوترينو الشمسي الذي يقل بنحو ثلاثة أضعاف عما هو متوقع من النظريات - وهو مصدر قلق طويل الأمد في مجتمع الفيزياء الفلكية النووية والمعروف بشكل عام باسم مشكلة النيوترينو الشمسي .

تُدعم مفاهيم الفيزياء الفلكية النووية برصد عنصر التكنيتيوم (أخف عنصر كيميائي لا يمتلك نظائر مستقرة) في النجوم، ^{[ 14 ]} وبمصادر انبعاث خطوط أشعة غاما المجرية (مثل ^26Al ، ^{[ 15 ] و 60} Fe ، و ⁴⁴ Ti ^{[ 16 ]} )، وبخطوط أشعة غاما الناتجة عن التحلل الإشعاعي لسلسلة تحلل ^56Ni المرصودة من مستعرين أعظمين (SN1987A وSN2014J) المتزامنين مع ضوء المستعر الأعظم المرئي، وبرصد النيوترينوات من الشمس ^{[ 17 ]} ومن المستعر الأعظم 1987a . لهذه الملاحظات آثار بعيدة المدى. يبلغ عمر ^26Al مليون سنة، وهي مدة قصيرة جدًا على المقياس الزمني المجري ، مما يثبت أن التخليق النووي عملية مستمرة داخل مجرتنا درب التبانة في العصر الحالي.

تتفق الأوصاف الحالية للتطور الكوني لوفرة العناصر بشكل عام مع تلك التي لوحظت في النظام الشمسي والمجرة. ^{[ 13 ]}

تتضح أدوار بعض الأجرام الكونية في إنتاج هذه الوفرة العنصرية بالنسبة لبعض العناصر، بينما لا تزال موضع نقاش حاد بالنسبة لعناصر أخرى. فعلى سبيل المثال، يُعتقد أن الحديد ينشأ في الغالب من انفجارات المستعرات العظمى الحرارية النووية (المعروفة أيضًا باسم المستعرات العظمى من النوع Ia)، ويُعتقد أن الكربون والأكسجين ينشآن في الغالب من النجوم الضخمة وانفجاراتها. أما الليثيوم والبريليوم والبورون، فيُعتقد أنها تنشأ من تفاعلات التفتت النووي لنوى الأشعة الكونية، مثل الكربون والنوى الأثقل، مما يؤدي إلى تفككها. ^{[ 13 ]} وتُنتج العناصر الأثقل من النيكل عبر عمليتي التقاط النيوترونات البطيئة والسريعة ، حيث تُساهم كل منهما بنحو نصف وفرة هذه العناصر. ^{[ 18 ]} ويُعتقد أن عملية الالتقاط البطيء للنيوترونات (s-process) تحدث في أغلفة النجوم المحتضرة، بينما لا يزال هناك بعض الغموض فيما يتعلق بمواقع عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (r -process). يُعتقد أن عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (r -process) تحدث في انفجارات المستعرات العظمى واندماج الأجسام المدمجة ، على الرغم من أن الأدلة الرصدية تقتصر على حدث واحد، وهو GW170817 ، كما أن النسب النسبية لمواقع عملية الالتقاط السريع للنيوترونات المقترحة التي تؤدي إلى وفرة العناصر الثقيلة المرصودة غير مؤكدة. ^{[ 13 ] [ 18 ] [ 19 ]}

لا يزال انتقال نواتج التفاعلات النووية من مصادرها عبر الوسط بين النجوم والمجرات غير واضح. إضافةً إلى ذلك، فإن العديد من النوى المشاركة في التفاعلات النووية الكونية غير مستقرة، وقد لا تتواجد إلا مؤقتًا في المواقع الكونية، ولا يمكن دراسة خصائصها (مثل طاقة الربط) في المختبر لصعوبة تصنيعها. وبالمثل، فإن بنية النجوم وديناميكيتها لا تُوصف بدقة في النماذج، ويصعب رصدها إلا من خلال علم الزلازل النجمية ، كما تفتقر نماذج انفجارات المستعرات العظمى إلى وصف متسق قائم على العمليات الفيزيائية، وتتضمن عناصر استدلالية. وتعتمد الأبحاث الحالية بشكل مكثف على الحوسبة والنمذجة العددية . ^{[ 20 ]}

على الرغم من أن أسس الفيزياء الفلكية النووية تبدو واضحة ومعقولة، إلا أن العديد من الألغاز لا تزال قائمة. وتشمل هذه الألغاز فهم اندماج الهيليوم (وتحديدًا تفاعلات ^12C (α,γ) ^16O )، ^{[ 21 ]} والمواقع الفيزيائية الفلكية لعملية الالتقاط السريع للنيوترونات ( r-process) ، ^{[ 18 ]} ووفرة الليثيوم الشاذة في نجوم المجموعة الثانية ، ^{[ 22 ]} وآلية الانفجار في المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النواة ، ^{[ 20 ]} وأسلاف المستعرات العظمى الحرارية النووية . ^{[ 23 ]}

• الفيزياء النووية
• الفيزياء الفلكية
• التخليق النووي
• وفرة العناصر الكيميائية
• المعهد المشترك للفيزياء الفلكية النووية