الفلك

لماذا يستهلك صهر الحديد في قلب نجمي طاقة أكثر مما يطلقه

لماذا يستهلك صهر الحديد في قلب نجمي طاقة أكثر مما يطلقه

أعلم أن النجوم الأكبر يمكن أن تندمج العناصر الأثقل والأثقل حتى تصل إلى الحديد حيث تتوقف لأن اندماج الحديد يتطلب طاقة أكبر مما يطلقه ، مما يتسبب في الانهيار والمستعر الأعظم.

لماذا يستهلك صهر الحديد في قلب نجمي طاقة أكثر مما يطلق؟


تحتوي النواة الذرية على البروتونات والنيوترونات. هناك توازن قوى: القوة النووية القوية (المتبقية) تجذب البروتونات والنيوترونات معًا. القوة الكهرومغناطيسية تدفعهم بعيدًا.

عندما تندمج النوى ، فإن الطاقة مطلوبة لدفعها معًا ، حيث يتعين عليك الدفع ضد التنافر الكهرومغناطيسي. ولكن عندما تقترب النوى بشكل كافٍ ، تنجذب النوى بواسطة القوة الشديدة ، ويتم إطلاق الطاقة عندما تسقط النوى على بعضها البعض. بالنسبة إلى النوى الصغيرة ، تكون الطاقة المنبعثة في الاندماج أكبر من الطاقة اللازمة للتغلب على التنافر الكهرومغناطيسي. بالنسبة إلى النوى الكبيرة (التي لها شحنة موجبة أكبر) يكون العكس صحيحًا ، حيث يلزم قدر أكبر من الطاقة لدفع النوى معًا أكثر مما يتم إطلاقه.

الحديد عند نقطة التوازن ، حيث الطاقة المطلوبة للتغلب على التنافر الكهرومغناطيسي تتجاوز فقط ما يتم توفيره عند الاندماج. لذا فإن الحديد هو أصغر نوى لامتصاص الطاقة عندما ينخرط في الاندماج. وهكذا عندما تتشكل كميات كبيرة من الحديد في قلب النجم ، فلن يعود بإمكان اللب أن يسخن للحفاظ على التوازن مع الجاذبية ، وينهار اللب وينفجر النجم. انظر لماذا الحديد مسؤول عن التسبب في المستعر الأعظم؟

لذا فإن الحديد هو واحد من أكثر النوى استقرارًا (وليس الأكثر استقرارًا: وهو Nickle-62 ، ولكن لأسباب مختلفة من غير المحتمل أن يكون هذا الشكل داخل النجوم) يعمل الحديد مثل "رماد" الاندماج النووي.

تتطلب الإجابة الأكثر تفصيلاً فهم ميكانيكا الكم لكيفية عمل الطاقة الرابطة في النوى ، وهو ما يمكن أن يفسر سبب كون الحديد يحتوي على طاقة ربط قريبة من الحد الأقصى.


لماذا يستهلك صهر الحديد في قلب نجمي طاقة أكثر مما يطلق؟

لا ، على الأقل ليس في سلم ألفا. يبدأ سلم ألفا بالكربون 12 الذي تنتجه عملية ألفا الثلاثية. يتحد جزيء كربون -12 وجسيم ألفا (الهليوم -4) لتكوين الأكسجين -16 ، والذي يتحد بدوره مع جسيم ألفا لتكوين نيون -20 ، وهكذا ، حتى تيتانيوم -44 ، وكروميوم -48 ، ثم حديد -52 ، ثم النيكل 56 ، ثم الزنك -60.

إن إنتاج الزنك -60 هو الذي يقتل النجوم بدلاً من إنتاج النيكل 56. تكون التفاعلات التي تصل إلى إنتاج النيكل 56 وتتضمنها طاردة للحرارة (أي أنها تطلق حرارة). يعتبر إنتاج الزنك -60 ماصًا للحرارة (يستهلك الحرارة في شكل جسيمات جاما). التفاعلات المنتجة للطاقة التي حالت دون انهيار النجم من تلقاء نفسه. علاوة على ذلك ، فإن درجات الحرارة اللازمة لإنتاج الزنك -60 مرتفعة جدًا لدرجة أن الفوتونات يمكن أن تتحلل ضوئيًا الزنك -60 ، مما يعيد تكوين نوى النيكل 56 وجزيئات ألفا التي خلقت نوى الزنك -60. يتوقف سلم ألفا إلى حد كبير مع النيكل 56. (تخلق العمليات الأخرى عناصر تتجاوز النيكل).

النيكل 56 المقذوف من المستعرات الأعظمية قصير العمر إلى حد ما ، يتحلل مع نصف عمر 6 أيام إلى كوبالت -56. هذا أيضًا مشع ، يتحلل مع نصف عمر 77 يومًا إلى الحديد 56. إن التواقيع الفريدة لهذين الانحلالين ، والانتقال المتأخر قليلاً من اضمحلال النيكل 56 إلى اضمحلال الكوبالت 56 ، هي واحدة من العلامات الرئيسية لحدوث مستعر أعظم.


المركز الوطني للملاحة الجوية وإدارة الفضاء

تبدأ النجوم التي تزيد كتلتها عن ثمانية أضعاف كتلة شمسنا حياتها بنفس الطريقة التي تبدأ بها النجوم الأصغر: بدمج الهيدروجين في الهيليوم. ومع ذلك ، فإن النجم الكبير يحترق بشكل أسرع وأسرع ، مما يؤدي إلى اندماج كل الهيدروجين الموجود في قلبه في الهيليوم في أقل من مليار سنة. يصبح النجم بعد ذلك العملاق الأحمر، على غرار العملاق الأحمر ، أكبر فقط. على عكس العمالقة الحمراء ، تمتلك هذه العمالقة الحمراء كتلة كافية لخلق ضغط جاذبية أكبر ، وبالتالي درجات حرارة أساسية أعلى. يدمجون الهيليوم في الكربون والكربون والهيليوم في الأكسجين ، وذرتان من الكربون في المغنيسيوم. من خلال مجموعة من هذه العمليات ، تتشكل عناصر أثقل على التوالي ، حتى الحديد (انظر الجدول 1). تتطلب كل عملية متتالية درجة حرارة أعلى (تصل إلى 3.3 مليار كلن) وتستمر لفترة زمنية أقصر (لأيام قليلة). تصبح بنية العملاق الأحمر مثل البصل (انظر الشكل 3) ، مع دمج عناصر مختلفة في درجات حرارة مختلفة في طبقات حول اللب. الحمل يجلب العناصر بالقرب من سطح النجم ، حيث تشتتهم الرياح النجمية القوية في الفضاء.

الشكل 3: نموذج "قشرة البصل" لعملاق أحمر خارق.

يستمر الاندماج في الكواكب العملاقة الحمراء حتى يتشكل الحديد. على عكس العناصر التي سبقته ، لا يطلق الحديد أي طاقة عند تنصهره. وذلك لأن الحديد يحتوي على النواة الأكثر استقرارًا لجميع العناصر. تنبعث العناصر الأخف من الحديد عمومًا طاقة إذا انصهرت ، لأنها تنتقل من بنية نووية أقل استقرارًا إلى بنية أكثر استقرارًا. على النقيض من ذلك ، فإن العناصر الأثقل من الحديد تنبعث منها طاقة إذا خضعت لها الانشطار النووي، أي عن طريق الخسارة النكليونات (أي البروتونات و / أو النيوترونات). مرة أخرى ، ينتقلون من هيكل نووي أقل استقرارًا إلى هيكل نووي أكثر استقرارًا. ويتضح هذا بمزيد من التفصيل من خلال مخطط "الطاقة الملزمة لكل نيوكليون" (الشكل 4). عدد النوكليونات في النواة ، المرسوم على طول المحور السيني ، يعادل الوزن الذري للذرة. تمثل "الطاقة الملزمة لكل نواة" مقدار الطاقة اللازمة لتفكيك النواة إلى بروتونات ونيوترونات منفصلة. توضح المؤامرة كيف تتغير طاقة الارتباط هذه مع زيادة الوزن الذري. يتمثل استقرار نواة الحديد في حقيقة أنها تتطلب أكبر قدر من الطاقة لتفككها.

الشكل 4: متوسط ​​طاقة الارتباط لكل نواة كدالة لعدد النيوكليونات في النواة الذرية. يتم إطلاق الطاقة عندما تتحد أو تنقسم النوى ذات طاقات الربط الأصغر لتشكيل نوى ذات طاقات ربط أكبر. يحدث هذا عن طريق اندماج العناصر الموجودة أسفل الحديد وعن طريق الانشطار للعناصر الموجودة فوق الحديد. (انقر على الصورة لعرض أكبر.)

سبب آخر لا يتجاوز الاندماج الحديد هو أن درجات الحرارة اللازمة تصبح عالية جدًا بحيث "تذوب" النوى قبل أن تندمج. أي أن الطاقة الحرارية الناتجة عن ارتفاع درجة الحرارة تكسر نوى السيليكون إلى نوى هيليوم منفصلة. ثم تتحد نوى الهيليوم هذه مع عناصر مثل الكلور والأرجون والبوتاسيوم والكالسيوم لتكوين عناصر من التيتانيوم عبر الحديد.

تنتج النجوم الكبيرة أيضًا عناصر أثقل من الحديد عن طريق التقاط النيوترونات. بسبب ارتفاع درجات الحرارة في النجوم الكبيرة ، يتم توفير النيوترونات من تفاعل الهيليوم مع النيون. تتم عملية التقاط النيوترونات هذه على مدى آلاف السنين. يمكن أن تُعزى وفرة العناصر المختارة من الحديد إلى الزركونيوم إلى هذا النوع من الإنتاج في النجوم الكبيرة. مرة أخرى ، تساعد الرياح الحرارية والرياح النجمية على تشتيت هذه العناصر.


عندما يتحول النجم إلى ثقب أسود ، هل يحدث ذلك بشكل تدريجي أم فجأة؟

تشكل الثقوب السوداء عملية سريعة للغاية ، سواء في المقاييس الزمنية النجمية أو المقاييس الزمنية البشرية. اعتمادًا على أي جزء من العملية تحدده على أنه & quot ؛ يصبح الثقب الأسود & quot ؛ تستغرق العملية حوالي أسبوعين ، أو تستغرق أقل من ثانية واحدة بشكل ملحوظ.

تخضع جميع النجوم للاندماج: العملية التي تتحد من خلالها العناصر الضوئية إلى عناصر أثقل وتطلق الطاقة. تمارس الحرارة الهائلة المنبعثة خلال تفاعلات الاندماج ضغطًا خارجيًا يتم موازنته باستمرار ضد الضغط الداخلي بسبب الجاذبية. إذا ارتفعت درجة حرارة النجم ، فسيتمدد ، نظرًا لوجود ضغط داخلي أكبر. إذا أصبح النجم أكثر برودة ، فسوف يتقلص ، حيث يوجد عدد أقل. يتشكل الثقب الأسود التقليدي عندما لا يعود الضغط الداخلي قادرًا على منع الجاذبية من انهيار النجم تمامًا.

ينتج معظم الاندماج خلال عمر النجوم عناصر خفيفة للغاية: الهيليوم والكربون والأكسجين والنيتروجين وما إلى ذلك. ومع بدء الوقود الخفيف في النفاد ، تبدأ العناصر الأثقل في الاندماج أيضًا: يندمج الكربون في النيون ، ويندمج الأكسجين في السيليكون ، والعديد من العناصر الأخرى. ردود أفعال أخرى. تطلق هذه التفاعلات اللاحقة أيضًا طاقة كبيرة أيضًا ، لذلك يمكن للنجم أن يدعم نفسه عن طريق حرق الهيدروجين ، أو حرق الكربون ، وما إلى ذلك حسب الظروف المحددة. ومن المثير للاهتمام أن النجم منظم ذاتيًا إلى حد ما: يؤدي انخفاض توليد الطاقة داخل النجم إلى الانكماش ، مما يؤدي إلى زيادة الكثافة داخل النجم ، مما يؤدي إلى اندماج المزيد من العناصر الثقيلة وإطلاق المزيد من الطاقة. يغير النجم درجة الحرارة والحجم واللون اعتمادًا على نوع الوقود الذي يحترق ، لكن الهيكل الأساسي للنجم يكون مستقرًا إلى حد ما حتى النهاية.

ومع ذلك ، فإن إحدى هذه التفاعلات خاصة جدًا ، وهي إنتاج الحديد. الحديد عنصر مستقر للغاية ، مما يعني أنه من وجهة نظر الاندماج النووي هو حالة مسدودة. بمجرد تكوين الحديد داخل النجم ، فإنه يستخرج كل الطاقة التي يمكنه الحصول عليها من تلك البروتونات والنيوترونات والإلكترونات المعينة. الآن هذه الكتلة تجلس في النجم وتساهم في قوة جاذبية قوية ، لكنها لا تساهم بأي طاقة في دعم النجم ، لذلك يتقلص النجم قليلاً. مع تكوين المزيد والمزيد من الحديد ، يستمر النجم في الانكماش.

هذا يعطينا إجابة واحدة على سؤالك. إذا حددنا نجمًا سليمًا عاديًا على أنه نجم غير متقلص ، وبدء الانكماش على أنه بداية ثقب أسود ، فمن المنطقي أن نقول إن اندماج الحديد هو الحدث المادي الذي يبدأ في تكوين الثقب الأسود. يمكننا وضع رقم على هذه العملية. ستحترق النجوم العادية لملايين السنين دون تكوين أي حديد ، ولكن بمجرد أن يبدأ تكوين الحديد ، فإنها ستحترق فقط لمدة أسبوعين أو ثلاثة أسابيع أخرى (اعتمادًا على الكتلة الأولية للنجم) قبل نهايتها الكارثية.

إذا كنت فضوليًا ، فلن يتغير لمعان النجم بشكل كبير خلال هذا الوقت. يحدث تكوين الحديد في أعماق النجم ، ولا تزال أشكال الاندماج الأخرى تحدث داخل النجم ، لكن المقاييس تميل داخليًا نحو الانهيار. ومع ذلك ، فإن توليد النيوترينو آخذ في الارتفاع عن المخططات ، لذلك قد تسمح لنا مشاريع الكشف عن النيوترينو في المستقبل بالتنبؤ متى وأين تنهار النجوم.

ومع ذلك ، هناك حدث آخر في تطور الثقب الأسود يمكن أن تشير إليه أيضًا على أنه التكوين الفعلي. بعد أن يتراكم قدر كافٍ من الحديد ، سيخضع النجم لانهيار لب الحديد ، وهي النقطة التي ينتج عندها القليل جدًا من الطاقة عن طريق الاندماج في قلب النجم بحيث تتغلب قوة الجاذبية على القوى الكهرومغناطيسية العادية التي تبقي المادة العادية منفصلة ومنتظمة. عناصر. عندما يحدث هذا ، فإن الداخلية من النجم يبدأ في الانهيار أسرع من الخارج من النجم. سيبدأ قلب النجم في السقوط على نفسه بسرعات تصل إلى ربع سرعة الضوء.

في هذه المرحلة ، انهار نصف اللب إلى الداخل ، والنصف الآخر يحاول اللحاق بالركب. يبلغ النصف الأول الآن حدًا فيزيائيًا جديدًا لضغط تنكس النيوترونات: هناك عدد كبير جدًا من النيوترونات التي تحاول احتلال مساحة صغيرة جدًا في نفس الوقت ، والقوة النووية القوية تطرد النيوترونات بعيدًا عن بعضها البعض ، وتوقف الانكماش وتدعم المادة الصلبة. كتلة النيوترونات. إذا لم يكن النجم ضخمًا بدرجة كافية ، فهذا هو المكان الذي تنتهي فيه القصة والنتيجة هي نجم نيوتروني جديد. ومع ذلك ، بالنسبة للنجوم الأثقل ، هذه ليست حالة طويلة العمر ، حيث ينهار النصف الثاني من اللب ، مما يرفع الكثافة الفيزيائية إلى قيم لا تصدق ويبدأ الانهيار في ثقب أسود. تطغى الجاذبية على كل شيء ، حتى القوة النووية القوية ، ويتم ضغط المادة في القلب في حالة فردية. يقع بعض النجوم في التفرد مع اللب ، بينما يتم إخراج الباقي في عرض عنيف لقوانين الحفاظ على الزخم.

هذه العملية برمتها ، وهي تحريك كتل نجمية متعددة من المواد حول أجزاء كبيرة من سرعة الضوء ، تستغرق أقل بكثير من ثانية. قبل حدوث هذه العملية ، يكون لديك كرة كبيرة من مادة ذات مظهر طبيعي تحتوي على نسبة عالية من الحديد ، وبعد ثانية يكون لديك ثقب أسود وسحابة سريعة التوسع من النيوترينوات والمادة التي نسميها سوبرنوفا. تشير التقديرات التي رأيتها إلى أن طول هذه العملية يبلغ بضع مئات من الألف من الثانية.

يجب أن أشير إلى أن النجوم الأخف التي تمر بهذه العملية ستنتهي كأقزام بيضاء بدلاً من النجوم النيوترونية أو الثقوب السوداء. هذه النجوم مدعومة بتأثير آخر مثير للاشمئزاز يعتمد على ميكانيكا الكم يسمى ضغط تنكس الإلكترون. درجة الحرارة والضغط مرتفعان بما يكفي لفصل غلاف الإلكترون عن الذرات ، لكنهما ليسا مرتفعين بما يكفي لإجبار الإلكترونات والبروتونات على الاندماج في نيوترونات (كما حدث أعلاه). وهكذا ، بمجرد حرق كمية كافية من الوقود ، يصبح النجم حساءًا كبيرًا من النوى الذرية الحرة والإلكترونات الحرة. النجم ليس ضخمًا بما يكفي لبدء اندماج العناصر الأثقل مثل الكربون أو النيون ، لذلك بمجرد أن يحرق النجم كل الهيدروجين والهيليوم ، فإنه يحترق. ومع ذلك ، لا يزال الجو حارًا للغاية ، وسيستمر في التوهج باللون الأبيض الساطع لفترة طويلة حيث يبرد ليصبح قزمًا أسود. تستغرق هذه العملية وقتًا طويلاً بحيث لا يُتوقع وجود أقزام سوداء حاليًا (ومن المثير للاهتمام ، أن هذا يعني أيضًا أن أروع قزم أبيض يتم ملاحظته يعطينا حدًا أدنى لعمر الكون).

وأشير أيضًا إلى أن هذا يصف فقط إنشاء ثقوب سوداء بحجم النجوم. هناك أجسام أكبر مثل الثقوب السوداء المتوسطة والثقوب السوداء الهائلة التي يشتبه في أنها تتشكل بشكل مختلف كثيرًا.


الحديد 56 (56Fe) هو النواة الأكثر ارتباطًا بكفاءة مما يعني أن لديها أقل متوسط ​​كتلة لكل نواة. ومع ذلك ، فإن النيكل -62 هو النواة الأكثر ارتباطًا بإحكام من حيث طاقة الارتباط لكل نواة. (لا تُترجم طاقة الارتباط العالية للنيكل -62 إلى متوسط ​​خسارة أكبر للكتلة من Fe-56 ، لأن Ni-62 يحتوي على نسبة نيوترونات / بروتونات أعلى قليلاً من الحديد -56 ، كما أن وجود النيوترونات الأثقل يزيد من النيكل -62 متوسط ​​كتلة النواة).

على أي حال ، فإن iron-56 هو ليس يظهر بالضرورة عادةً (بعد الآن) كأعلى طاقة ربط لكل نواة ، غالبًا لأنه لا يمكن عادةً إظهار صغير الحجم الفرق في طاقة الربط بين الحديد -56 والنيكل -62. الاختلاف ضئيل للغاية لدرجة أن حساب حقيقة أن النيوترون أثقل بنسبة 0.1٪ من البروتون ، بدلاً من معالجة جميع النيوكليونات على قدم المساواة ، يتغير ارتباط أكثر إحكامًا. بسبب هذا الاختلاف الضئيل ، من غير المحتمل أن ترى أحدهما مُصوَّرًا على أنه أعلى من الآخر في أي قطعة تُظهر كلاهما بالفعل ، مثل هذا (المصدر: https://www.asc.ohio-state.edu/ kagan.1 / phy367 / محاضرات / P367_lec_14.html):

هل يمكنك معرفة أيهما يحتوي على طاقة ربط أعلى؟ أنا بالتأكيد لا أستطيع.

بالإضافة إلى ذلك ، تؤدي إضافة النيوترونات إلى ذلك ليس دائما جعل النواة أكثر استقرارا. في نموذج الغلاف النووي ، تشغل البروتونات والنيوترونات ، التي يمكن تمييزها عن بعضها البعض ، مجموعات متميزة من مستويات الطاقة في النواة. (كملاحظة جانبية ، يتم إزاحة مستويات طاقة النيوترونات إلى أقل من مستويات طاقة البروتون لأنه لا يوجد تنافر كولوم بين النيوترونات. وهذا هو السبب في أن النوى الأثقل تميل إلى أن تحتوي على نيوترونات أكثر من البروتونات - يمكنك ملء المزيد من الطاقة النيوترونية مستويات نفس طاقة النوكليون التكافؤ.) نظرًا لأن كلاهما فرميونات ، يجب عليك إضافة نيوترونات جديدة إلى مستويات طاقة أعلى وأعلى. إن إضافة عدد كبير جدًا من النيوترونات ، وهو ما يكفي لوضع أعلى مستوى طاقة نيوتروني ممتلئ بشكل كبير فوق أعلى مستوى طاقة بروتون ، سيؤدي إلى تحويل النيوترونات عالية الطاقة تلقائيًا إلى بروتونات عبر اضمحلال بيتا بحيث يمكنها احتلال مستوى طاقة (بروتون) أقل.


لسوء الحظ ، بغض النظر عن مقدار الذهب الخالص الذي تضيفه إلى كتلتك ، فلن ينتهي بك الأمر بنجمة. والسبب في ذلك أن صهر الذهب عملية ماصة للحرارة ، أي أنها تتطلب طاقة بدلاً من إطلاقها. في الواقع ، كل العناصر التي لها كتلة ذرية أكبر من أو تساوي كتلة الحديد تستهلك الطاقة عند الاندماج ، بدلاً من إطلاقها ، كما تفعل كل الذرات الأصغر من الحديد. أسباب ذلك معقدة وتتعلق بالطاقة الرابطة للذرات.

دائمًا ما تكون طاقة الارتباط للذرة موجبة (كما لو لم تكن كذلك ، فإن الذرة الافتراضية المعنية سوف تتباعد تلقائيًا بمجرد تكوينها) وتزداد مع حجم الذرة. حتى نقطة معينة ، تكون طاقة الارتباط للذرة الناتجة عن اندماج ذرتين أصغر حجمًا أكبر من مجموع طاقة الارتباط لذرات المكون. على سبيل المثال ، عند دمج ذرتين من الهيدروجين في ذرة واحدة من الهيليوم ، تكون طاقة الارتباط للهيليوم أكبر من إجمالي طاقة الارتباط لهذين الهيدروجين. انخفض صافي الطاقة الكامنة للنظام الآن (حيث سيستغرق فصل الذرة الجديدة إلى مكوناتها طاقة أكبر مما كانت ستحصل عليه في الذرات السابقة) ، وبالتالي يتم إطلاق الطاقة (بشكل عام على شكل حرارة). ومع ذلك ، مع زيادة حجم الذرات ، تبدأ طاقة الارتباط في الزيادة بخطوات أصغر وأصغر ، حتى يصل المرء إلى نقطة التحول. عندما يدمج المرء ، على سبيل المثال ، ذرة حديد وذرة هيليوم ، تكون النتيجة ذرة واحدة ذات طاقة ملزمة أدنى من مجموع طاقة الربط للذرتين الأصليتين. وبالتالي ، قمنا بزيادة الطاقة الكامنة واضطررنا بالفعل إلى استهلاك الطاقة من خارج النظام ، مما يجعل التفاعل ماصًا للحرارة.

نظرًا لأن الذهب هو ذرة أكبر بكثير من الحديد ، فهو غير قادر على الاندماج كطارد للحرارة ، وبالتالي لن ينزل نجمك عن الأرض أبدًا. إذا أضفت كميات كافية من الذهب بمعدل سريع بما فيه الكفاية ، فقد تطلق الطاقة عن طريق الانكماش ، لكنها ستكون باهتة بشكل كبير وأقصر عمراً من النجم المكافئ. في النهاية ، إذا أضفت الذهب باستمرار إلى كتلتك ، فسوف ينتهي بك الأمر مع ثقب أسود قبل أن تحصل على نجم.


الاصطدامات الذرية

قام الفيزيائيون النوويون بجامعة أوسلو بقياس حالات الطاقة لعنصري الحديد والموليبدينوم. يمكن لنتائج هذه التجارب أن تغير فهمنا لانفجارات السوبرنوفا. أجريت جميع التجارب في مختبر السيكلوترون في UiO ، حيث يمكن لعلماء الفيزياء النووية قياس ما يحدث عندما تتصادم النوى الذرية مع بعضها البعض بسرعات عالية جدًا.

يتم وضع البروتونات والنيوترونات معًا بإحكام شديد ويدوران داخل النواة نفسها. البروتونات هي جسيمات موجبة الشحنة. النيوترونات غير مشحونة.

في إحدى التجارب ، أطلق الفيزيائيون النوويون النار على هدف يتكون من الحديد وأيونات الهيليوم. عندما يتم إعطاء كمية هائلة من الطاقة لنواة الحديد ، يتم دفع البروتونات والنيوترونات الموجودة في قلب الحديد إلى مدار جديد. في التجربة الثانية ، تم إطلاق الهيليوم على الموليبدينوم.

& # 8220 تصبح النوى الذرية شديدة الإثارة وتصدر إشعاعًا كهرومغناطيسيًا. يمكن قياس هذا الإشعاع. تبدو خصائص النواة الذرية مختلفة عما كان يعتقد سابقًا. & # 8221

بدلاً من إطلاق كل الطاقة في قفزة كمية واحدة ، تطلق النواة الذرية الطاقة في سلسلة من القفزات الكمية الصغيرة.

& # 8220 تظهر تجاربنا احتمالية قوية بأن النواة الذرية تطلق كميات صغيرة من الطاقة. كان من المعتقد على نطاق واسع أن هذا كان له تأثير ضئيل على تكوين العناصر في المستعرات الأعظمية. فوجئنا. يمكن أن تكون ديناميكيات إنتاج العناصر مختلفة جدًا. جميع النوى الذرية متصلة في شبكة. إذا غيرت نواة الذرة خصائصها ، فقد يغير هذا النمط بأكمله الذي يحكم تكوين العناصر الأخرى. & # 8221

طاقة منخفضة: يوضح المنحنى الأزرق النموذج القياسي المقبول عمومًا لكيفية إصدار نواة الذرة للطاقة. يظهر المنحنى الأحمر نتائج جامعة أوسلو. اتضح أن النواة الذرية تصدر إشعاعات منخفضة الطاقة أكثر بكثير مما كان يعتقد سابقًا. توجد أمثلة على إشعاع الذرة منخفض الطاقة وعالي الطاقة في الزاوية اليمنى العليا. الضوء الأزرق له تردد أعلى من الضوء الأحمر. بمعنى آخر ، يحتوي الضوء الأزرق على طاقة أكثر من الضوء الأحمر. تظهر تجارب UiO أن بعض النوى الذرية تنتج كميات أكبر من الضوء الأحمر مما كان يعتقد سابقًا.


عملنا

مركز الفيزياء الفلكية | يستخدم علماء الفلك في جامعة هارفارد وسميثسونيان العديد من الأدوات لفهم المستعرات الأعظمية وبقاياها:

دراسة أنواع المستعرات الأعظمية المنهارة للتعرف على أوجه التشابه والاختلاف بينهما. على وجه الخصوص ، قد يحدث نوع نادر يعرف بالمستعر الأعظم "السوبرنوفا" في البيئات الغنية بالعناصر الثقيلة التي يسميها علماء الفلك "المعادن". ومع ذلك ، فمن غير المؤكد ما إذا كانت كل هذه المستعرات الأعظمية تحدث بهذه الطريقة.
اكتشف علماء الفلك تأرجح سوبر نوفا من نوع "هيفي ميتال"

رصد أقرب مستعر أعظم في السنوات الأخيرة: الانفجار المعروف بالمستعر الأعظم 1987A. كان هذا المستعر الأعظم انفجار نجم أزرق ضخم للغاية في مجرة ​​مجاورة ، سحابة ماجلان الكبيرة. سمح قربها النسبي من درب التبانة لعلماء الفلك بتتبع البقايا باستخدام مرصد شاندرا للأشعة السينية التابع لناسا ، وتلسكوب هابل الفضائي ، وأدوات أخرى. لقد تعلموا أن البقية تحتوي على بعض الميزات الغامضة التي تجعل سوبر نوفا 1987A فريدة من نوعها.
فجر عصر جديد للمستعر الأعظم 1987A

مراقبة المستعرات الأعظمية من النوع Ia وبقاياها لتحديد ما كان يحتويه النظام الأصلي بالضبط قبل الانفجار. على وجه التحديد ، ما زلنا لا نعرف ما إذا كانت المستعرات الأعظمية من النوع Ia تشتمل على قزمين أبيضين أو قزم أبيض في ثنائي بنجم عادي - أو ما إذا كانت المستعرات الأعظمية التي نراها تمثل كلا النوعين من الأنظمة السلفية.
الاكتشاف الأول لرفيق ثنائي لمُستعر أعظم من النوع Ia

دراسة بقايا المستعر الأعظم في أنواع متعددة من الضوء ، لإعادة بناء الأجزاء الداخلية والعمليات التي تشكلها. يستخدم علماء الفلك مرصد شاندرا للأشعة السينية ونظام مصفوفة تلسكوب التصوير الإشعاعي النشط للغاية (VERITAS) التابع لـ CfA وأدوات أخرى لتتبع تصادمات الطاقة العالية والمجالات المغناطيسية وموجات الصدمة داخل البقايا. يتضمن ذلك دراسات حول سوبر نوفا تايكو ، وهو انفجار قريب لاحظه تايكو براهي في عام 1572 ، والذي نعرف الآن أنه مستعر أعظم من النوع الأول. إن قرب هذه البقايا منا ، جنبًا إلى جنب مع حداثتها النسبية ، يعني أن لدينا الكثير من البيانات الممتازة على النظام.
بقايا سوبر نوفا من تايكو: فيلم شاندرا يلتقط الحطام المتسع من انفجار نجمي

نمذجة المستعرات الأعظمية باستخدام المحاكاة الحاسوبية لفهم طرق انفجارها. هذه الدراسات مهمة بشكل خاص لتتبع تكوين عناصر جديدة ، ولكن أيضًا لتحديد مصادر المستعرات الأعظمية غير العادية. يعتقد العلماء أن المصادر العابرة الساطعة المعروفة باسم انفجارات أشعة جاما طويلة الأمد هي مستعرات عظمى نشطة ، وقد ساعد العمل النظري على ترسيخ هذا الاتصال.
انفجار أشعة جاما - اتصال سوبر نوفا

تُظهر صورة مرصد شاندرا للأشعة السينية التابع لوكالة ناسا مادة متوهجة في بقايا مستعر أعظم كاسيوبيا. تزرع انفجارات النجوم العملاقة الكون بعناصر كيميائية جديدة ، مما يوفر المواد الخام لنجوم وكواكب المستقبل.


ما هو متوسط ​​النجم؟

النجم المتوسط ​​هو نجم يُتوقع أو يُلاحظ أنه يمر خلال دورة حياة التسلسل الرئيسي: السديم إلى التسلسل الرئيسي من النجم إلى العملاق الأحمر إلى القزم الأبيض إلى القزم الأسود. النجوم ذات الكتلة الأكبر تنفجر وتتحول إلى مستعر أعظم وتنهار إلى نجم نيوتروني أو ثقب أسود.

تعمل النجوم باستمرار على موازنة الجاذبية والتمدد الحراري. يحدث التمدد الحراري مع اندماج ذرات الهيدروجين في ذرات الهيليوم في النجم. عندما ينفد الهيدروجين ، ينهار النجم ويتوسع مرة أخرى إلى عملاق أحمر يحرق الهيليوم. إذا كان النجم على الأقل خمسة أضعاف كتلة الشمس ، فإن هذه العملية تتكرر مع العناصر الأثقل ، مثل الكربون والسيليكون والحديد. الحديد هو العنصر الأخير الذي يتم دمجه ، حيث يستهلك تفاعل الاندماج للحديد طاقة أكثر مما يطلقه.

إذا لم يكن للنجم جاذبية داخلية كافية لمواجهة التمدد الحراري ، فإن أول طور عملاق أحمر يتسبب في تخلصه من طبقاته الخارجية المنتشرة. تؤدي زيادة الكتلة إلى الانهيار. في الحالات القصوى ، تولد جاذبية النجم حرارة وضغطًا ، مما يؤدي بدوره إلى حدوث مستعر أعظم. يتحول اللب المتبقي من النجم إلى نيوترونات فائقة الكثافة والتي قد تنهار أكثر إلى ثقب أسود. هذا جسم كثيف لدرجة أنه يخترق نسيج الزمكان ولديه سرعة هروب أكبر من سرعة الضوء.


نموذج الثقب الأسود يكشف عن انهيار نجمي بدون انفجار لامع

انطباع الفنان عن سوبر نوفا الائتمان: جيمس جوزيفيدس ، جامعة سوينبورن للتكنولوجيا

قام فريق من العلماء ، بما في ذلك كبير الباحثين إيليا ماندل من مركز التميز ARC لاكتشاف الموجات الثقالية (OzGrav) بجامعة موناش ، بدراسة ما يحدث للنجوم الضخمة الدوارة عندما تصل إلى نهاية حياتها.

تنتج النجوم الطاقة عن طريق دمج العناصر الأخف وزناً في العناصر الأثقل في قلبها: الهيدروجين في الهيليوم ، ثم الهيليوم في الكربون والأكسجين وهكذا ، حتى الحديد. توفر الطاقة الناتجة عن هذا الاندماج النووي أيضًا دعمًا للضغط داخل النجم ، مما يوازن قوة الجاذبية ويسمح للنجم بالبقاء في حالة توازن.

هذه العملية تتوقف عند الحديد. ما وراء الحديد ، الطاقة مطلوبة للحفاظ على الاندماج بدلاً من إطلاقه عن طريق الاندماج. يتقلص قلب النجم الحديدي الثقيل تحت تأثير الجاذبية ، مكونًا نجمًا نيوترونيًا ، أو ثقبًا أسود إذا كان ثقيلًا بدرجة كافية. وفي الوقت نفسه ، تنفجر الطبقات الخارجية للنجم في وميض لامع يمكن ملاحظته على شكل مستعر أعظم. ومع ذلك ، يبدو أن بعض النجوم الضخمة تختفي تمامًا دون أي انفجار. تشير النظريات إلى أن هذه النجوم الضخمة تنهار تمامًا وتتحول إلى ثقوب سوداء ، لكن هل هذا ممكن؟

فريق بقيادة Ariadna Murguia-Berthier ، دكتوراه. مرشح في جامعة كاليفورنيا سانتا كروز ، ويضم كبير محققين OzGrav Ilya Mandel ، شرعوا في الإجابة على هذا السؤال. كانوا مهتمين بشكل خاص بفهم ما إذا كان النجم الدوار يمكن أن ينهار بهدوء إلى ثقب أسود.

يوضح الشكل تشكيل كعكة دائرية من الغاز مدعومة بالتناوب حول الثقب الأسود ، حيث يدور الغاز الأولي بشكل أسرع. الائتمان: إيليا ماندل ، مركز التميز في ARC لاكتشاف الموجات الثقالية

في ورقتهم المقدمة إلى رسائل مجلة الفيزياء الفلكيةيصفون مجموعة من عمليات المحاكاة التي تحقق في انهيار سحابة غازية دوارة في ثقب أسود. وجدوا أنه إذا كان الغاز يدور بسرعة كبيرة في البداية ، فلا يمكن أن ينهار بكفاءة بدلاً من ذلك ، ويتوقف الغاز في شكل يشبه الكعك حول خط الاستواء للثقب الأسود.

افترض الفريق أن الحرارة الناتجة عن ارتطام الغاز المتساقط في كعكة الغاز الدوارة هذه ستفك الطبقات الخارجية للنجم وتخلق انفجارًا يشبه المستعر الأعظم. وُجِد أيضًا أن نسبة صغيرة من جميع النجوم تدور ببطء كافٍ - دون عتبة حدوث توقف الغاز هذا - ويمكن ، في الواقع ، أن تنهار إلى ثقوب سوداء بهدوء.

يقول ماندل: "من المثير جدًا الجمع بين النسبية العامة والتقنيات الحسابية المتطورة والنماذج النجمية وأحدث الملاحظات لاستكشاف تشكيل الثقوب السوداء من النجوم الضخمة".


كيف تعمل مفاعلات الاندماج النووي

عندما تندمج ذرات الهيدروجين ، يجب أن تتجمع النوى معًا. ومع ذلك ، فإن البروتونات في كل نواة تميل إلى صد بعضها البعض لأن لها نفس الشحنة (موجبة). إذا حاولت في أي وقت وضع مغناطيسين معًا وشعرت أنهما ينفصلان عن بعضهما البعض ، فقد اختبرت هذا المبدأ بشكل مباشر.

لتحقيق الاندماج ، تحتاج إلى تهيئة ظروف خاصة للتغلب على هذا الاتجاه. فيما يلي الشروط التي تجعل الاندماج ممكنًا:

درجة حرارة عالية يعطي ذرات الهيدروجين طاقة كافية للتغلب على التنافر الكهربائي بين البروتونات.

  • يتطلب الاندماج درجات حرارة تبلغ حوالي 100 مليون كلفن (ما يقرب من ستة أضعاف درجة حرارة لب الشمس).
  • في درجات الحرارة هذه ، يكون الهيدروجين بلازما وليس غازًا. البلازما هي حالة مادة عالية الطاقة يتم فيها تجريد جميع الإلكترونات من الذرات وتتحرك بحرية.
  • تحقق الشمس درجات الحرارة هذه من خلال كتلتها الكبيرة وقوة الجاذبية التي تضغط على هذه الكتلة في اللب. يجب أن نستخدم الطاقة من الموجات الدقيقة والليزر وجزيئات الأيونات لتحقيق درجات الحرارة هذه.

ضغط مرتفع يضغط ذرات الهيدروجين معًا. يجب أن تكون في حدود 1 × 10-15 مترًا من بعضها البعض حتى يتم دمجها.

  • تستخدم الشمس كتلتها وقوة الجاذبية لضغط ذرات الهيدروجين معًا في لبها.
  • يجب علينا ضغط ذرات الهيدروجين معًا باستخدام مجالات مغناطيسية مكثفة أو أشعة ليزر قوية أو أشعة أيونية.

مع التكنولوجيا الحالية ، يمكننا فقط تحقيق درجات الحرارة والضغوط اللازمة لجعل اندماج الديوتيريوم والتريتيوم ممكنًا. يتطلب اندماج الديوتيريوم والديوتيريوم درجات حرارة أعلى قد تكون ممكنة في المستقبل. في نهاية المطاف ، سيكون اندماج الديوتيريوم والديوتيريوم أفضل لأنه من الأسهل استخراج الديوتيريوم من مياه البحر بدلاً من إنتاج التريتيوم من الليثيوم. أيضًا ، الديوتيريوم ليس مشعًا ، وستنتج تفاعلات الديوتيريوم والديوتيريوم طاقة أكبر.


شاهد الفيديو: شاهد مراحل استخلاص الحديد صناعيا بواسطة الفرن العالى كيميا ث. علوم بوك #إستخلاصالحديد (شهر نوفمبر 2021).