هذه المقالة يتيمة. ساعد بإضافة وصلة إليها في مقالة متعلقة بها

الفيزياء الفلكية النووية

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى التنقل اذهب إلى البحث

الفيزياء الفلكية النووية هي فرع متعدد التخصصات في الفيزياء يتضمن التعاون الوثيق بين الباحثين في المجالات الفرعية المختلفة للفيزياء النووية والفيزياء الفلكية لا سيما التشكيل النجمي والقياس والتقدير النظري لمعدلات التفاعل النووي وعلم الكون والكيمياء الكونية الفيزيائية، وأشعة غاما وعلم الفلك البصري والأشعة السينية، وتوسيع نطاق معرفتنا بالفترات الزمنية والكتل النووية. تهدف الفيزياء الفلكية النووية بشكل عام إلى فهم أصل العناصر الكيميائية وتوليد الطاقة في النجوم.

التاريخ[عدل]

تظهر المبادئ الأساسية لشرح أصل العناصر وتوليد الطاقة في النجوم في نظرية التخليق النووي، واجتمعت في أواخر الخمسينيات من القرن العشرين في أعمال علماء الفلك بوربيدج وفاولر وهويل [1] وكاميرون.[2] تتمثل المبادئ الأساسية للفيزياء الفلكية النووية في أنه لا يمكن تشكيل نظائر الهيدروجين والهيليوم (وآثار الليثيوم والبريليوم والبورون) إلا في نموذج متجانس لنظرية الانفجار العظيم، بينما تتشكل جميع العناصر الأخرى في النجوم.[3]

إن تحويل الكتلة النووية إلى طاقة إشعاعية (حسب علاقة أينشتاين الشهيرة في مجال الطاقة الكلية) هو ما يسمح للنجوم باللمعان لمدة تصل إلى مليارات السنين. افترض العديد من علماء الفيزياء البارزين في القرن التاسع عشر مثل ماير وواترسون وفون هيلمهولتز ولورد كيلفن أن الشمس تُشِع بالطاقة الحرارية عن طريق تحويل طاقة الجاذبية المحتملة إلى حرارة. يمكن حساب زمن هذه الطاقة بسهولة نسبية في ظل هذا النموذج باستخدام نظرية فيريال فتظهر النتيجة بحوالي 19 مليون عام. لم يتطابق هذا الرقم مع الرقم الموجود في السجلات الجيولوجية ونظرية التطور البيولوجي الجديدة.

يشير حساب الجزء الخلفي من الغلاف إلى أنه في حالة عدم احتواء الشمس إلا على الوقود الأحفوري مثل الفحم مع الأخذ في الاعتبار معدل انبعاث الطاقة الحرارية، فإن عمرها سيكون مجرد أربعة أو خمسة آلاف سنة وهو ما لا يتوافق حتى مع سجلات الحضارة الإنسانية. تنص إحدى الفرضيات قبل ظهور الفيزياء الحديثة إلى أن مصدر الطاقة الأساسي للشمس هو تقلّص الجاذبية. لم تلاقي هذه الفرضية الاهتمام المطلوب بالإضافة إلى أن النشاط الإشعاعي نفسه لم يكتشفه بيكريل حتى عام 1895.[4] لا يمكن فهم الطاقة النجمية بالشكل الصحيح بدون نظريات النسبية وميكانيكا الكم.

اقترح إدينجتون انتقال الهيدروجين إلى الهيليوم محررًا الطاقة من خلال عملية غير معروفة في قلب الشمس، وذلك بعد أن أثبت أستون أن كتلة الهيليوم أقل من أربعة أضعاف كتلة البروتون.[5]

تمثل الصورة وفرة العناصر الكيميائية في المجموعة الشمسية. الهيدروجين والهيليوم هما الأكثر شيوعًا، وهما من البقايا في نموذج الانفجار العظيم. [9] تُعد العناصر الثلاثة (الليثيوم والبيريليوم والبورون) نادرة لأنها تُرَكّب بشكل سيء في نموذج الانفجار العظيم وفي النجوم أيضًا. الاتجاهان العامان في العناصر المتبقية المنتجة بالنجوم هما: 1- تناوب وفرة العناصر وفقًا لامتلاكهم أعداد ذرية زوجية أو غريبة، 2- انخفاض عام في الوفرة حيث تصبح العناصر أثقل. [6]

توقعات[عدل]

تقدر نظرية التخليق النووي النجمي الوفرة الكيميائية بالاتفاق مع تلك التي لوحظت في النظام الشمسي والمجرة.[7][8] استُخدمت هذه البيانات لصياغة النظرية ولكن يجب أن تكون النظرية العلمية مميزة. [بحاجة لمصدر] وقد اختُبرت النظرية جيدًا من خلال الملاحظة والتجربة منذ صياغتها لأول مرة.

تتنبأ النظرية بالتكنيتيوم في النجوم وهو أخف عنصر كيميائي بدون نظائر مستقرة، وبواعث غاما الخاصة بالمجرات ومراقبة النيوترونات الشمسية [9] ومن المستعرات الأعظم. هذه الملاحظات لها آثار بعيدة المدى. كان الدافع وراء العمل الذي أدى إلى اكتشاف تذبذب النيوترينو (يعني وجود كتلة غير صفرية للنيوترينو المتغيب في النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات) هو تدفق النيوترينو الشمسي بأقل بثلاثة أضعاف من المتوقع، واعتُبر هذا مصدر قلق طويل في الفيزياء الفلكية النووية العامية، وعُرف باسم مشكلة النيوترينو الشمسية. إن تدفق النيوترينو الذي يمكن ملاحظته من المفاعلات النووية أكبر بكثير من تدفق الشمس، لذلك كان الدافع الأساسي لدافيس وآخرون هو البحث عن النيوتريونات الشمسية لأسباب فلكية.

المراجع[عدل]

  1. ^ E. M. Burbidge؛ G. R. Burbidge؛ W. A. Fowler & F. Hoyle. (1957). "Synthesis of the Elements in Stars" (PDF). Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547. مؤرشف من الأصل (PDF) في 23 يوليو 2018. 
  2. ^ Cameron, A.G.W. (1957). Stellar Evolution, Nuclear Astrophysics, and Nucleogenesis (PDF) (Report). الطاقة الذرية الكندية المحدودة.  نسخة محفوظة 12 أبريل 2019 على موقع واي باك مشين.
  3. ^ Barnes، C. A.؛ Clayton، D. D.؛ Schramm، D. N.، المحررون (1982)، Essays in Nuclear Astrophysics، مطبعة جامعة كامبريدج، ISBN 978-0-52128-876-7 
  4. ^ Henri Becquerel (1896). "Sur les radiations émises par phosphorescence". Comptes Rendus. 122: 420–421. مؤرشف من الأصل في 24 أكتوبر 2019.  See also a translation by Carmen Giunta
  5. ^ Eddington، A. S. (1919). "The sources of stellar energy". The Observatory. 42: 371–376. Bibcode:1919Obs....42..371E. 
  6. ^ Massimo S. Stiavelli. From First Light to Reionization. John Wiley & Sons, Apr 22, 2009. Pg 8. نسخة محفوظة 3 ديسمبر 2016 على موقع واي باك مشين.
  7. ^ von Weizsäcker، C. F. (1938). "Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne II". Physikalische Zeitschrift. 39: 633–646. 
  8. ^ Bethe، H. A. (1939). "Energy Production in Stars". فيزيكال ريفيو. 55 (5): 434–56. Bibcode:1939PhRv...55..434B. doi:10.1103/PhysRev.55.434. 
  9. ^ Chadwick، James (1932). "Possible Existence of a Neutron". نيتشر. 129 (3252): 312. Bibcode:1932Natur.129Q.312C. doi:10.1038/129312a0.