عملية r

📅 آخر تحديث: ١٨ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ١٨ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 1 صور
الموسوعة الحرة

في الفيزياء الفلكية النووية ، تُعرف عملية التقاط النيوترونات السريعة ، أو ما يُسمى بعملية r ، بأنها مجموعة من التفاعلات النووية المسؤولة عن تكوين ما يقارب نصف النوى الذرية الأثقل من الحديد ، أي "العناصر الثقيلة"، بينما يُنتج النصف الآخر بشكل رئيسي عن طريق عملية s . تُنتج عملية r النظائر المستقرة الأكثر غنىً بالنيوترونات للعناصر الزوجية، أما تلك التي تفصلها عن النظائر المستقرة بيتا، والتي غالبًا ما يكون إنتاجها في عملية s منخفضًا جدًا ، وتُعتبر نوى r فقط ؛ وتندرج أثقل نظائر معظم العناصر الزوجية، من الزنك إلى الزئبق، ضمن هذه الفئة. تحدث ذروات الوفرة لعملية r بالقرب من الأعداد الكتلية A = 82 (العناصر Se وBr وKr)، و A = 130 (العناصر Te وI وXe)، و A = 196 (العناصر Os وIr وPt). علاوة على ذلك، يجب أن تنشأ جميع العناصر الأثقل من البزموت، بما في ذلك الثوريوم واليورانيوم الطبيعيين (وغيرهما من الأكتينيدات) في نهاية المطاف من نواة عملية r .

تتضمن عملية الالتقاط السريع للنيوترونات ( r -process) سلسلة من عمليات التقاط النيوترونات السريعة (ومن هنا جاء الاسم) بواسطة نواة بذرة ثقيلة واحدة أو أكثر ، تبدأ عادةً بنوى تقع في ذروة الوفرة المتمركزة حول الحديد -56 . يجب أن تكون عمليات الالتقاط سريعة بمعنى أنه لا يجب أن يتوفر للنوى وقت كافٍ للخضوع للتحلل الإشعاعي (عادةً عبر تحلل بيتا السالب ) قبل وصول نيوترون آخر ليتم التقاطه. يمكن أن يستمر هذا التسلسل حتى حد استقرار النوى الغنية بالنيوترونات بشكل متزايد ( خط تقطير النيوترونات ) للاحتفاظ بالنيوترونات فعليًا وفقًا للقوة النووية قصيرة المدى. لذلك، يجب أن تحدث عملية الالتقاط السريع للنيوترونات في مواقع ذات كثافة عالية من النيوترونات الحرة . بعد فترة من التقاط النيوترونات، تتحلل النواة تحللًا بيتا عائدةً إلى خط الاستقرار (تمامًا كما هو الحال مع نواتج الانشطار ) مما ينتج عنه نظير مستقر له نفس العدد الكتلي A، وعادةً ما يكون الأكثر غنىً بالنيوترونات من بين هذه النوى.

افترضت دراسات مبكرة أن 10 ^24 نيوترونًا حرًا لكل سنتيمتر مكعب ستكون مطلوبة، عند درجات حرارة تقارب 1  جيجا كلفن، لمطابقة نقاط الانتظار، التي لا يمكن عندها التقاط المزيد من النيوترونات، مع أعداد الكتل لذروات وفرة نوى عملية الالتقاط السريع للنيوترونات ( r -process). [ 1 ] وهذا يعادل تقريبًا غرامًا واحدًا من النيوترونات الحرة في كل سنتيمتر مكعب، وهو عدد هائل يتطلب مواقع متطرفة. تقليديًا، كان هذا يشير إلى المادة المقذوفة من النواة المتوسعة لمستعر أعظم ناتج عن انهيار النواة ، كجزء من عملية التخليق النووي للمستعر الأعظم ، [ 2 ] أو انخفاض ضغط مادة النجوم النيوترونية المنبعثة من اندماج نجمين نيوترونيين في كيلونوفا . [ 3 ] ولا تزال المساهمة النسبية لكل من هذه المصادر في الوفرة الفيزيائية الفلكية لعناصر عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (r -process) موضوع بحث مستمر حتى عام 2018.[ 4 ]​

تحدث سلسلة من عمليات التقاط النيوترونات، شبيهة بعملية الالتقاط السريع للنيوترونات (على اليورانيوم-238 عادةً)، بنسبة ضئيلة في انفجارات الأسلحة النووية الحرارية ، ويمكن تعزيزها بتصميم مُتعمّد. يظهر عنصرا الإينشتاينيوم (العنصر 99، A = 252) والفيرميوم (العنصر 100، A = 257) في مخلفات الأسلحة النووية ، وعمومًا ينتج عن التقاط النيوترونات هذا نظائر ثقيلة تصل كتلتها الذرية إلى A = 257.

تتناقض عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (r -process) مع عملية الالتقاط البطيء للنيوترونات (s -process) ، وهي الآلية السائدة الأخرى لإنتاج العناصر الثقيلة، والتي تعتمد على التخليق النووي من خلال التقاط النيوترونات ببطء . عمومًا، تتمتع النظائر المشاركة في عملية الالتقاط البطيء للنيوترونات بعمر نصف طويل بما يكفي لدراستها في التجارب المخبرية، لكن هذا لا ينطبق عادةً على النظائر المشاركة في عملية الالتقاط السريع للنيوترونات . [ 5 ] تحدث عملية الالتقاط البطيء للنيوترونات بشكل أساسي داخل النجوم العادية، وخاصة نجوم فرع العملاق المقارب (AGB) ، حيث يكون تدفق النيوترونات كافيًا لتكرار التقاط النيوترونات كل 10-100 سنة، وهي مدة بطيئة جدًا بالنسبة لعملية الالتقاط السريع للنيوترونات ، التي تتطلب ما يصل إلى 100 عملية التقاط في الثانية. تُعد عملية الالتقاط البطيء للنيوترونات عملية ثانوية ، أي أنها تتطلب وجود نظائر ثقيلة مسبقًا كنوى أولية ليتم تحويلها إلى نوى ثقيلة أخرى من خلال سلسلة بطيئة من التقاط النيوترونات الحرة. تُنتج سيناريوهات عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (r - process) نوى أولية خاصة بها، لذا قد تحدث في النجوم الضخمة التي لا تحتوي على نوى أولية ثقيلة. وبشكل عام، تُفسر عمليتا الالتقاط السريع والبطيء للنيوترونات ( r -process و s -process) معظم وفرة العناصر الكيميائية الأثقل من الحديد. ويكمن التحدي التاريخي في تحديد البيئات الفيزيائية المناسبة لأطرها الزمنية.

تاريخ

بعد أبحاث رائدة حول الانفجار العظيم وتكوين الهيليوم في النجوم، ساد الاشتباه بوجود عملية غير معروفة مسؤولة عن إنتاج العناصر الأثقل الموجودة على الأرض من الهيدروجين والهيليوم. كانت إحدى المحاولات المبكرة لتفسير هذه العملية من قِبل سوبرامانيان تشاندراسيكار ولويس ر. هنريش، اللذين افترضا أن العناصر تُنتَج عند درجات حرارة تتراوح بين 6 مليارات و8 مليارات كلفن . وقد فسّرت نظريتهما وجود عناصر تصل إلى الكلور ، إلا أنه لم يكن هناك تفسير لوجود عناصر ذات وزن ذري أثقل من 40 وحدة كتل ذرية بوفرة ملحوظة. [ 6 ] شكّل هذا أساس دراسة أجراها فريد هويل ، الذي افترض أن الظروف في لبّ النجوم المنهارة تُتيح التخليق النووي لبقية العناصر عبر الالتقاط السريع للنيوترونات الحرة المكتظة. ومع ذلك، بقيت أسئلة دون إجابة حول التوازن في النجوم اللازم لتحقيق التوازن بين اضمحلالات بيتا، ولتفسير وفرة العناصر التي ستتكون في مثل هذه الظروف بدقة. [ 6 ]

ظهرت الحاجة إلى بيئة فيزيائية توفر التقاطًا سريعًا للنيوترونات ، والذي كان من المعروف أنه يلعب دورًا شبه مؤكد في تكوين العناصر، في جدول وفرة نظائر العناصر الثقيلة الذي وضعه هانز سويس وهارولد أوري عام 1956. [ 7 ] كشف جدول الوفرة عن وفرة أكبر من المتوسط ​​للنظائر الطبيعية التي تحتوي على أعداد سحرية [ a ] من النيوترونات، بالإضافة إلى ذروات وفرة أخف بحوالي 10 وحدات كتل ذرية من النوى المستقرة التي تحتوي على أعداد سحرية من النيوترونات والتي كانت وفيرة أيضًا، مما يشير إلى تكوّن نوى مشعة غنية بالنيوترونات تحتوي على أعداد سحرية من النيوترونات ولكن بعشرة بروتونات أقل تقريبًا. كما أشارت هذه الملاحظات إلى أن التقاط النيوترونات السريع يحدث أسرع من تحلل بيتا ، وأن ذروات الوفرة الناتجة كانت بسبب ما يُسمى بنقاط الانتظار عند الأعداد السحرية. [ 1 ] [ ب ] عُرفت هذه العملية، وهي عملية التقاط النيوترونات السريعة بواسطة النظائر الغنية بالنيوترونات، باسم عملية r ، بينما سُميت عملية s نسبةً إلى عملية التقاط النيوترونات البطيئة المميزة لها. نُشر جدولٌ يُوزّع النظائر الثقيلة بين عمليتي s و r في عام 1957 في ورقة مراجعة B2FH ، [ 1 ] والتي سمّت عملية r ووضّحت الفيزياء التي تحكمها. [ 8 ] كما نشر أليستير جي دبليو كاميرون دراسةً أصغر حول عملية r في العام نفسه. [ 9 ]

تم إثبات عملية الالتقاط السريع للنيوترونات الثابتة ، كما ورد في ورقة B2FH، لأول مرة في حساب زمني في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا ( كالتك ) بواسطة فيليب أ. سيجر، وويليام أ. فاولر، ودونالد د . كلايتون [ 10 ]. وقد وجدوا أنه لا توجد لقطة زمنية واحدة تتطابق مع وفرة النظائر في عملية الالتقاط السريع للنيوترونات الشمسية ، ولكن عند تراكبها، تم التوصل إلى توصيف ناجح لتوزيع وفرة هذه العملية . تُبرز التوزيعات الزمنية القصيرة الوفرة عند الأوزان الذرية الأقل من A = 140 ، بينما تُبرز التوزيعات الزمنية الطويلة الوفرة عند الأوزان الذرية الأكبر من A = 140 [ 11 ] . وقد عززت المعالجات اللاحقة لعملية الالتقاط السريع للنيوترونات هذه الخصائص الزمنية. كما تمكن سيجر وزملاؤه من بناء توزيع كمي أكثر دقة بين عمليتي الالتقاط البطيء والالتقاط السريع للنيوترونات في جدول وفرة النظائر الثقيلة، مما أدى إلى إنشاء منحنى وفرة أكثر موثوقية لنظائر عملية الالتقاط السريع للنيوترونات مما كان بإمكان B2FH تحديده . تُحدد وفرة العناصر في عملية الالتقاط السريع للنيوترونات ( r -process) اليوم باستخدام تقنية طرح وفرة العناصر في عملية الالتقاط البطيء للنيوترونات ( s -process) الأكثر موثوقية من إجمالي وفرة العناصر، ثم يُعزى الباقي إلى عملية الالتقاط السريع للنيوترونات. [ 12 ] وقد شكّل منحنى وفرة العناصر في عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (مقابل الوزن الذري) على مدى عقود عديدة هدفًا للحسابات النظرية لوفرة العناصر المُصنّعة بواسطة عملية الالتقاط السريع للنيوترونات الفيزيائية .

إن تكوين النيوترونات الحرة عن طريق التقاط الإلكترونات أثناء الانهيار السريع لنواة المستعر الأعظم إلى كثافة عالية، بالإضافة إلى التجميع السريع لبعض النوى الأولية الغنية بالنيوترونات، يجعل عملية r عمليةً أوليةً لتخليق العناصر ، وهي عملية يمكن أن تحدث حتى في نجم يتكون في البداية من الهيدروجين والهيليوم النقيين. وهذا على عكس تصنيف B2FH الذي يمثل عمليةً ثانويةً تعتمد على الحديد الموجود مسبقًا. يبدأ تخليق العناصر النجمية الأولي في وقت أبكر في المجرة من تخليق العناصر الثانوي. وبدلاً من ذلك، ستكون الكثافة العالية للنيوترونات داخل النجوم النيوترونية متاحةً للتجميع السريع في نوى عملية r إذا أدى تصادم إلى قذف أجزاء من نجم نيوتروني، والذي يتمدد بعد ذلك بسرعة متحررًا من الحصر. يمكن أن يبدأ هذا التسلسل أيضًا في وقت أبكر في الزمن المجري من تخليق العناصر في عملية s ؛ لذا فإن كل سيناريو يتوافق مع النمو المبكر لوفرة عملية r في المجرة. كل من هذه السيناريوهات هو موضوع بحث نظري نشط. قدم جيمس دبليو تروران في عام 1981 أول دليل رصدي على إثراء الغاز بين النجوم والنجوم المتشكلة حديثًا بعملية الالتقاط السريع للعناصر (r -process) في المراحل المبكرة، وذلك من خلال دراسة تطور وفرة العناصر في مجرة ​​النجوم. [ 13 ] وأظهر هو وعلماء فلك لاحقون أن نمط وفرة العناصر الثقيلة في أقدم النجوم الفقيرة بالمعادن يتطابق مع شكل منحنى عملية الالتقاط السريع للعناصر الشمسية ، كما لو أن مكون عملية الالتقاط البطيء للعناصر (s -process) مفقود. ويتوافق هذا مع فرضية أن عملية الالتقاط البطيء للعناصر لم تكن قد بدأت بعد في إثراء الغاز بين النجوم عندما ولدت هذه النجوم الفتية التي تفتقر إلى وفرة العناصر الناتجة عن عملية الالتقاط البطيء للعناصر من ذلك الغاز، إذ يتطلب بدء عملية الالتقاط البطيء للعناصر حوالي 100 مليون سنة من تاريخ المجرة، بينما يمكن أن تبدأ عملية الالتقاط السريع للعناصر بعد مليوني سنة. لا بد أن هذه التركيبات النجمية الفقيرة بعملية الالتقاط البطيء للنيوترونات والغنية بعملية الالتقاط السريع للنيوترونات قد نشأت قبل أي عملية التقاط بطيئة للنيوترونات، مما يدل على أن عملية الالتقاط السريع للنيوترونات تنشأ من نجوم ضخمة سريعة التطور تتحول إلى مستعرات عظمى وتترك بقايا نجوم نيوترونية يمكن أن تندمج مع نجم نيوتروني آخر. وبالتالي، فإن الطبيعة الأساسية لعملية الالتقاط السريع للنيوترونات المبكرة مستمدة من أطياف الوفرة المرصودة في النجوم القديمة [ 4 ] التي نشأت مبكرًا، عندما كانت نسبة المعادن في المجرة لا تزال منخفضة، ولكنها مع ذلك تحتوي على مجموعتها من نوى عملية الالتقاط السريع للنيوترونات.

الجدول الدوري يوضح الأصل الكوني لكل عنصر. العناصر الأثقل من الحديد ذات الأصل المستعر الأعظم تُنتج بواسطة عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (r -process)، وكذلك العناصر المصنفة على أنها ناتجة عن اندماج النجوم النيوترونية .

على الرغم من أن كلا التفسيرين يحظى بتأييد عام من خبراء المستعرات العظمى، إلا أنهما لم يحققا بعد حسابًا مُرضيًا تمامًا لوفرة عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (r -process) نظرًا لصعوبة المسألة حسابيًا. مع ذلك، تُشير النتائج الحالية إلى صحة كلا التفسيرين؛ ففي عام 2017، تم اكتشاف بيانات جديدة حول عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (r -process) عندما رصد مرصدا ليغو وفيرجو لموجات الجاذبية اندماج نجمين نيوترونيين يقذفان مادة ناتجة عن عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (r -process). [ 14 ] انظر المواقع الفيزيائية الفلكية أدناه.

الفيزياء النووية

المواقع المرشحة الطبيعية الوحيدة لعملية التخليق النووي r حيث يُعتقد أن الشروط المطلوبة موجودة هي المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النواة (بما في ذلك المستعرات العظمى الناتجة عن التقاط الإلكترون )، والآن اندماجات النجوم النيوترونية .

مباشرةً بعد الانضغاط الشديد للإلكترونات في مستعر أعظم من النوع الثاني، يتوقف تحلل بيتا السالب . ويعود ذلك إلى أن الكثافة الإلكترونية العالية تملأ جميع مستويات الإلكترونات الحرة المتاحة حتى طاقة فيرمي أعلى من طاقة تحلل بيتا النووي. ومع ذلك، يستمر أسر هذه الإلكترونات الحرة بواسطة النوى، مما يؤدي إلى زيادة نيوترونية المادة. ينتج عن ذلك كثافة عالية للغاية من النيوترونات الحرة غير القابلة للتحلل، تصل إلى حوالي 10²⁴ نيوترون لكل سنتيمتر مكعب ، [ 1 ] ودرجات حرارة عالية . ومع إعادة تمدد هذه المادة وتبريدها، يحدث أسر النيوترونات بواسطة النوى الثقيلة المتبقية بسرعة أكبر بكثير من تحلل بيتا السالب . ونتيجةً لذلك، تتصاعد عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (r -process) على طول خط تساقط النيوترونات ، مما يؤدي إلى تكوين نوى غنية بالنيوترونات وغير مستقرة للغاية.

تؤثر ثلاث عمليات على ارتفاع خط تنقيط النيوترونات، وهي: انخفاض ملحوظ في مقطع امتصاص النيوترونات في النوى ذات الأغلفة النيوترونية المغلقة ، وعملية التثبيط الناتجة عن التفكك الضوئي ، ودرجة استقرار النواة في منطقة النظائر الثقيلة. يؤدي امتصاص النيوترونات في عملية التخليق النووي r إلى تكوين نوى غنية بالنيوترونات وضعيفة الارتباط ، ذات طاقات فصل نيوترونية منخفضة تصل إلى 2  ميغا إلكترون فولت. [ 15 ] [ 1 ] في هذه المرحلة، يتم الوصول إلى أغلفة نيوترونية مغلقة عند N  =  50 و82 و126، ويتوقف امتصاص النيوترونات مؤقتًا. تتميز نقاط الانتظار هذه بزيادة طاقة الربط مقارنةً بالنظائر الأثقل، مما يؤدي إلى انخفاض مقاطع امتصاص النيوترونات وتراكم نوى شبه سحرية أكثر استقرارًا تجاه تحلل بيتا. [ 16 ] إضافةً إلى ذلك، فإن النوى الواقعة خارج نطاق إغلاق الغلاف النووي تكون أكثر عرضةً لتحلل بيتا أسرع نظرًا لقربها من خط التقطير؛ بالنسبة لهذه النوى، يحدث تحلل بيتا قبل التقاط المزيد من النيوترونات. [ 17 ] بعد ذلك، تُترك نوى نقطة الانتظار لتتحلل بيتا نحو الاستقرار قبل أن يحدث التقاط المزيد من النيوترونات، [ 1 ] مما يؤدي إلى تباطؤ التفاعل أو توقفه . [ 16 ]

يؤدي انخفاض استقرار النواة إلى إنهاء عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (r -process) عندما تصبح أثقل نوى هذه العملية غير مستقرة للانشطار التلقائي، أي عندما يقترب العدد الإجمالي للنيوكليونات من 270. قد يكون حاجز الانشطار منخفضًا بما يكفي قبل الوصول إلى 270 بحيث قد يؤدي التقاط النيوترونات إلى حدوث الانشطار بدلًا من استمراره في مسار النيوترونات. [ 18 ] بعد انخفاض تدفق النيوترونات، تخضع هذه النوى المشعة غير المستقرة لسلسلة سريعة من اضمحلالات بيتا حتى تصل إلى نوى أكثر استقرارًا وغنية بالنيوترونات. [ 19 ] بينما تُنتج عملية الالتقاط البطيء للنيوترونات (s -process ) وفرة من النوى المستقرة ذات الأغلفة النيوترونية المغلقة، تُنتج عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (r -process)، في النوى السابقة الغنية بالنيوترونات، وفرة من النوى المشعة التي تقل كتلتها عن ذروة عملية الالتقاط البطيء للنيوترونات بحوالي 10 وحدة كتل ذرية . [ 20 ] تتوافق قمم الوفرة هذه مع النظائر المستقرة الناتجة عن اضمحلالات بيتا المتتالية لنوى نقطة الانتظار التي لها N = 50 و 82 و 126 - والتي تبعد حوالي 10 بروتونات عن خط استقرار بيتا . [ 21 ]  

كما ذُكر، يمكن إحداث عملية r اصطناعية عن طريق الانفجارات النووية. وقد اقتُرح أن الانفجارات المتعددة من شأنها أن تُتيح الوصول إلى جزيرة الاستقرار ، حيث لن يتوفر للنويدات المتأثرة (بدءًا من اليورانيوم-238 كنوى أولية) الوقت الكافي للتحلل بيتا وصولًا إلى النويدات سريعة الانشطار التلقائي عند خط استقرار بيتا قبل امتصاص المزيد من النيوترونات في الانفجار التالي، مما يُتيح فرصة الوصول إلى نويدات فائقة الثقل غنية بالنيوترونات مثل الكوبرنيسيوم -291 و-293، والتي قد يصل عمر النصف لها إلى قرون أو آلاف السنين. [ 22 ]

المواقع الفيزيائية الفلكية

لطالما اعتُبرت المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النوى (من الأنواع الطيفية Ib و Ic و II ) الموقعَ الأكثر ترجيحًا لحدوث عملية الالتقاط السريع للنيوترونات ( r-process )، إذ قد توفر هذه المستعرات الظروف الفيزيائية اللازمة لحدوث هذه العملية . ويجب أن تكون المادة المقذوفة من عملية الالتقاط السريع غنية نسبيًا بالنيوترونات، وهو شرط يصعب تحقيقه في النماذج [ 2 ]، ولذلك يبقى علماء الفيزياء الفلكية غير متأكدين من مدى كفاية هذه النماذج لإنتاج كميات كافية من النيوترونات في عملية الالتقاط السريع للنيوترونات .

في عام 2017، تم اكتشاف بيانات فلكية جديدة حول عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (r -process) من خلال بيانات اندماج نجمين نيوترونيين . وباستخدام بيانات موجات الجاذبية الملتقطة في GW170817 لتحديد موقع الاندماج، رصدت عدة فرق بحثية [ 23 ] [ 24 ] [ 25 ] ودرست البيانات البصرية للاندماج، ووجدت أدلة طيفية على وجود مادة ناتجة عن عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (r -process) منبعثة من النجمين النيوترونيين المندمجين. ويبدو أن معظم هذه المادة يتكون من نوعين: كتل زرقاء ساخنة من مادة عالية الإشعاع ناتجة عن عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (r -process ) ذات نوى ثقيلة ذات نطاق كتلي منخفض ( A < 140 مثل السترونتيوم ) [ 26 ] ، وكتل حمراء أبرد من نوى ذات عدد كتلي أعلى ناتجة عن عملية الالتقاط السريع للنيوترونات ( r - process ) غنية بالأكتينيدات (مثل اليورانيوم والثوريوم والكاليفورنيوم ). عند تحررها من الضغط الداخلي الهائل للنجم النيوتروني، تتمدد هذه المقذوفات وتُشكّل نوى ثقيلة أولية تلتقط بسرعة النيوترونات الحرة، وتشع ضوءًا مرئيًا يمكن رصده لمدة أسبوع تقريبًا. ولا يمكن تحقيق هذا اللمعان لفترة طويلة دون التسخين الناتج عن التحلل الإشعاعي الداخلي، والذي توفره نوى عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (r -process) بالقرب من نقاط انتظارها. وقد عُرفت منطقتان متميزتان للكتلة ( A < 140 و A > 140 ) لعوائد عملية الالتقاط السريع للنيوترونات منذ أولى الحسابات الزمنية لهذه العملية . [ 10 ] وبسبب هذه الخصائص الطيفية، يُعتقد أن عملية التخليق النووي هذه في مجرة ​​درب التبانة كانت في الأساس ناتجة عن مقذوفات من اندماج النجوم النيوترونية وليس من المستعرات العظمى. [ 3 ]

تُقدّم هذه النتائج إمكانية جديدة لتوضيح ستة عقود من الغموض حول موقع منشأ نوى عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (r -process). ومما يؤكد أهمية هذه النتائج لعملية الالتقاط السريع للنيوترونات هو أن الطاقة الإشعاعية الناتجة عن التحلل الإشعاعي لنوى هذه العملية هي التي تُحافظ على وضوح هذه الشظايا المتولدة منها ، وإلا لكانت ستتلاشى بسرعة. وقد طُرحت هذه المواقع البديلة بجدية لأول مرة عام 1974 [ 27 ] باعتبارها مادة النجوم النيوترونية التي تتفكك . واقتُرح أن هذه المادة تُقذف من النجوم النيوترونية التي تندمج مع الثقوب السوداء في الأنظمة الثنائية المدمجة. وفي عام 1989 [ 28 ] (و1999 [ 29 ] )، وُسّع هذا السيناريو ليشمل اندماج النجوم النيوترونية الثنائية ( نظام نجمي ثنائي يتكون من نجمين نيوترونيين يصطدمان). وبعد تحديد هذه المواقع مبدئيًا [ 30 ] ، تم تأكيد هذا السيناريو بواسطة موجات الجاذبية GW170817 . تشير النماذج الفيزيائية الفلكية الحالية إلى أن حدث اندماج نجم نيوتروني واحد ربما يكون قد ولّد ما بين 3 و 13 ضعف كتلة الأرض من الذهب. [ 31 ]

انظر أيضاً

ملحوظات

  1. ↑ عدد النيوترونات 50 و82 و126
  2. ↑ تقع قمم الوفرة للعمليات r و s عند A  = 80 و 130 و 196 و A  = 90 و 138 و 208 على التوالي.

مراجع

  1. 1 2 3 4 5 6 بوربيدج، إي إم؛ بوربيدج، جي آر؛ فاولر، دبليو إيه؛ هويل، إف. (1957). "تخليق العناصر في النجوم" . مراجعات الفيزياء الحديثة . 29 (4): 547-650 . Bibcode : 1957RvMP...29..547B . doi : 10.1103/RevModPhys.29.547 .
  2. 1 2 ثيلمان، ف. ك .؛ وآخرون (2011). "ما هي المواقع الفيزيائية الفلكية لعملية الالتقاط السريع للنيوترونات وإنتاج العناصر الثقيلة؟". التقدم في فيزياء الجسيمات والفيزياء النووية . 66 (2): 346-353 . Bibcode : 2011PrPNP..66..346T . doi : 10.1016/j.ppnp.2011.01.032 . S2CID 119412716 .  
  3. 1 2 كاسين، د.؛ ميتزجر، ب.؛ بارنز، ج.؛ كواتيرت، إ.؛ راميريز-رويز، إ. (2017). "أصل العناصر الثقيلة في اندماجات النجوم النيوترونية الثنائية من حدث موجات الجاذبية" . مجلة نيتشر . 551 (7678): 80-84 . arXiv : 1710.05463 . Bibcode : 2017Natur.551...80K . doi : 10.1038/nature24453 . PMID: 29094687 . 
  4. 1 2 فريبل، أ.؛ بيرز، ت.س. (2018). "تكوين أثقل العناصر" . فيزياء اليوم . 71 (1): 30-37 . arXiv : 1801.01190 . Bibcode : 2018PhT....71a..30F . doi : 10.1063/pt.3.3815 . لا يزال علماء الفيزياء النووية يعملون على نمذجة عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (r -process)، ويحتاج علماء الفيزياء الفلكية إلى تقدير تواتر اندماج النجوم النيوترونية لتقييم ما إذا كان إنتاج العناصر الثقيلة في عملية الالتقاط السريع للنيوترونات يحدث حصريًا أو على الأقل بشكل ملحوظ في بيئة الاندماج.
  5. ^ كوان ، جون ج. ثيليمان، فريدريش كارل ثيليمان (2004). “التخليق النووي لعملية R في المستعرات الأعظم” (PDF) . الفيزياء اليوم . 57 (10): 47– 54. بيب كود : 2004PHT....57j..47C . دوى : 10.1063/1.1825268 .
  6. 1 2 هويل، ف. (1946). "تخليق العناصر من الهيدروجين" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 106 (5): 343-383 . Bibcode : 1946MNRAS.106..343H . doi : 10.1093/mnras/106.5.343 .
  7. ↑ سويس، هـ. إي.؛ يوري، هـ. سي. (1956). "وفرة العناصر". مراجعات الفيزياء الحديثة . 28 (1): 53-74 . Bibcode : 1956RvMP...28...53S . doi : 10.1103/RevModPhys.28.53 .
  8. ↑ ووسلي، ستان ؛ تريمبل، فيرجينيا ؛ ثيلمان، فريدريش-كارل (2019). "أصل العناصر". فيزياء اليوم . 72 (2): 36-37 . Bibcode : 2019PhT....72b..36W . doi : 10.1063/PT.3.4134 . S2CID 186549912 . 
  9. ↑ كاميرون، أ. ج. و. (1957). "التفاعلات النووية في النجوم وتكوين النوى" . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 69 (408): 201. Bibcode : 1957PASP...69..201C . doi : 10.1086/127051 .
  10. 1 2 سيجر، بنسلفانيا؛ فاولر، واشنطن؛ كلايتون، د.د. (1965). "التخليق النووي للعناصر الثقيلة عن طريق التقاط النيوترونات" . ملحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 11 : 121-166 . Bibcode : 1965ApJS...11..121S . doi : 10.1086/190111 .
  11. ↑ انظر Seeger و Fowler و Clayton 1965. يوضح الشكل 16 حساب التدفق القصير ومقارنته بوفرة عملية r الطبيعية ، بينما يوضح الشكل 18 الوفرة المحسوبة لتدفقات النيوترونات الطويلة.
  12. ↑ انظر الجدول 4 في Seeger, Fowler & Clayton 1965 .
  13. ↑ تروران، جيه دبليو (1981). "تفسير جديد لوفرة العناصر الثقيلة في النجوم الفقيرة بالمعادن". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 97 (2): 391-393 . Bibcode : 1981A & A....97..391T .
  14. ↑ أبوت، بي بي؛ وآخرون (التعاون العلمي ليغو وتعاون فيرجو) (2017). "GW170817: رصد موجات الجاذبية من نجم نيوتروني ثنائي في حالة اقتراب حلزوني" . رسائل المراجعة الفيزيائية . 119 (16) 161101. arXiv : 1710.05832 . Bibcode : 2017PhRvL.119p1101A . doi : 10.1103/PhysRevLett.119.161101 . PMID 29099225 .  
  15. ↑ ثونيسن، م. (2004). "الوصول إلى حدود الاستقرار النووي" (ملف PDF) . تقارير عن التقدم في الفيزياء . 67 (7): 1187-1232 . Bibcode : 2004RPPh...67.1187T . doi : 10.1088/0034-4885/67/7/R04 . S2CID 250790169 . 
  16. 1 2 إيخلر، ماجستير (2016). التخليق النووي في البيئات المتفجرة: اندماج النجوم النيوترونية والمستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النواة (ملف PDF) (أطروحة دكتوراه). جامعة بازل.
  17. ↑ وانغ، ر.؛ تشين، ل. و. (2015). "تحديد موقع خط تنقيط النيوترونات ومسارات عملية الالتقاط السريع للنيوترونات في المشهد النووي". مجلة Physical Review C. 92 ( 3): 031303–1–031303–5. arXiv : 1410.2498 . Bibcode : 2015PhRvC..92c1303W . doi : 10.1103/PhysRevC.92.031303 . S2CID 59020556 . 
  18. ↑ بوليو، ر.؛ نيلسون، س. ج.؛ شيلين، ر. ك. (1972). "حول إنهاء عملية الالتقاط السريع للنيوترونات وتخليق العناصر فائقة الثقل" . رسائل الفيزياء ب . 40 (5): 517-521 . رمز Bibcode : 1972PhLB...40..517B . doi : 10.1016/0370-2693(72)90470-4 .
  19. ↑ كلايتون، د.د. (1968)، مبادئ تطور النجوم وتخليق العناصر ، ماكجرو هيل، الصفحات 577-591 ، رقم ISBN  978-0-226-10953-4يقدم هذا الكتاب مقدمة تقنية واضحة لهذه الميزات. ويمكن الاطلاع على وصف تقني أكثر تفصيلاً في كتاب سيجر، فاولر وكلايتون 1965 .
  20. ↑ يوضح الشكل 10 من Seeger و Fowler و Clayton 1965 مسار عمليات الالتقاط هذا الذي يصل إلى أعداد النيوترونات السحرية 82 و 126 عند قيم أصغر للشحنة النووية Z مقارنة بما يحدث على طول مسار الاستقرار.
  21. ↑ سورمان، ر.؛ مامباور، م.؛ سنكلير، ر.؛ جونز، ك . ل.؛ هيكس، و. ر.؛ ماكلولين، ج. س. (2014). "دراسات حساسية لعملية r الضعيفة: معدلات التقاط النيوترونات" . مجلة AIP Advances . 4 (41008): 041008. Bibcode : 2014AIPA....4d1008S . doi : 10.1063/1.4867191 .
  22. ↑ زاغرباييف، ف.؛ كاربوف، أ.؛ غرينر، و. (2013). "مستقبل أبحاث العناصر فائقة الثقل: ما هي النوى التي يمكن تصنيعها خلال السنوات القليلة القادمة؟" . مجلة الفيزياء: سلسلة المؤتمرات . 420 (1) 012001. arXiv : 1207.5700 . Bibcode : 2013JPhCS.420a2001Z . doi : 10.1088/1742-6596/420/1/012001 .
  23. ↑ أركافي، آي.؛ وآخرون (2017). "انبعاث ضوئي من كيلونوفا عقب اندماج نجم نيوتروني تم رصده بواسطة موجات الجاذبية" . نيتشر . 551 (7678): 64-66 . arXiv : 1710.05843 . Bibcode : 2017Natur.551...64A . doi : 10.1038/nature24291 . 
  24. ↑ بيان، إي.؛ وآخرون (2017). "التحديد الطيفي لعملية التخليق النووي r في اندماج نجمين نيوترونيين" . مجلة نيتشر . 551 (7678): 67-70 . arXiv : 1710.05858 . Bibcode : 2017Natur.551...67P . doi : 10.1038/nature24298 . PMID: 29094694 .  
  25. ↑ سمارت، إس جيه؛ وآخرون (2017). "كيلونوفا كنظير كهرومغناطيسي لمصدر موجات الجاذبية" . نيتشر . 551 (7678): 75-79 . arXiv : 1710.05841 . Bibcode : 2017Natur.551...75S . doi : 10.1038/nature24303 . PMID 29094693 .  
  26. ^ واتسون ، داراش. هانسن، كاميلا J.؛ سيلسينج، جوناتان؛ كوخ، أندرياس. ماليساني، دانييلي ب. أندرسن، أنجا سي؛ فينبو ، يوهان بو . Arcones, المودينا ; بوسوين، أندرياس؛ كوفينو، ستيفانو؛ جرادو ، أنيلو (2019). “التعرف على السترونتيوم في اندماج نجمين نيوترونيين”. طبيعة . 574 (7779): 497–500 . أرخايف : 1910.10510 . بيب كود : 2019Natur.574..497W . دوى : 10.1038/s41586-019-1676-3 . ISSN 0028-0836 . بميد 31645733 . S2CID 204837882 .   
  27. ↑ لاتيمر، جيه إم؛ شرام، دي إن (1974). "اصطدامات الثقوب السوداء بالنجوم النيوترونية" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 192 (2): L145–147. Bibcode : 1974ApJ...192L.145L . doi : 10.1086/181612 .
  28. ↑ إيخلر، د.؛ ليفيو، م.؛ بيران، ت.؛ شرام، د.ن. (1989). "التخليق النووي، وانفجارات النيوترينو، وأشعة غاما من النجوم النيوترونية المندمجة" . مجلة نيتشر . 340 (6229): 126-128 . رمز Bibcode : 1989Natur.340..126E . doi : 10.1038/340126a0 .
  29. ↑ فرايبورغهاوس، سي.؛ روسوغ، إس.؛ ثيلمان، إف.-ك. (1999). " عملية الالتقاط السريع للنيوترونات في اندماج النجوم النيوترونية" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 525 (2): L121– L124. Bibcode : 1999ApJ...525L.121F . doi : 10.1086/312343 . PMID 10525469 . 
  30. ↑ تانفير، ن.؛ وآخرون (2013). "انفجار كيلونوفا مرتبط بانفجار أشعة غاما قصير المدة GRB 130603B" . مجلة نيتشر . 500 (7464): 547-549 . arXiv : 1306.4971 . Bibcode : 2013Natur.500..547T . doi : 10.1038/nature12505 . PMID: 23912055 .  
  31. ↑ «قد تُنتج اندماجات النجوم النيوترونية جزءًا كبيرًا من ذهب الكون» . سيد بيركنز . مجلة ساينس، الجمعية الأمريكية لتقدم العلوم. 20 مارس 2018. تاريخ الاطلاع: 24 مارس 2018 .