การสังเคราะห์ด้วยนิวเคลียสของดาวฤกษ์
การสังเคราะห์นิวคลีโอซินของดาวฤกษ์ เป็นการสร้าง (การสังเคราะห์นิวคลีโอซิส ) ของ องค์ประกอบทางเคมี โดย ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน ภายในดาว การสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์เกิดขึ้นตั้งแต่ การสร้างดั้งเดิม ของ ไฮโดรเจน , ฮีเลียม และ ลิเธียม ในช่วง บิ๊กแบง ในฐานะที่เป็น ทฤษฎีการทำนาย จะให้ค่าประมาณที่แม่นยำของจำนวนองค์ประกอบที่สังเกตได้
อธิบายได้ว่าเหตุใดองค์ประกอบที่สังเกตได้จึงเปลี่ยนไปตามกาลเวลาและเหตุใดธาตุบางชนิดและไอโซโทปจึงมีมากมากกว่าธาตุอื่น ๆ ทฤษฎีนี้ได้รับการเสนอครั้งแรกโดย Fred Hoyle ในปี 1946 ซึ่งต่อมาได้ปรับแต่งมันในปี 1954 ความก้าวหน้าเพิ่มเติมเกิดขึ้นโดยเฉพาะอย่างยิ่งในการสังเคราะห์นิวคลีโอซิลโดย การจับนิวตรอน ของธาตุที่หนักกว่าเหล็กโดย Margaret และ Geoffrey Burbidge , William Alfred Fowler และ Hoyle ในกระดาษ BFH ที่มีชื่อเสียงในปี 1957 ซึ่งกลายเป็นหนึ่งในเอกสารที่ถูกอ้างถึงมากที่สุดใน ประวัติศาสตร์ดาราศาสตร์ฟิสิกส์
ดาวมีวิวัฒนาการ เนื่องจากการเปลี่ยนแปลงในองค์ประกอบ (ความอุดมสมบูรณ์ขององค์ประกอบที่เป็นส่วนประกอบ) ตลอดอายุขัยของพวกมันอันดับแรกโดย การเผาไหม้ไฮโดรเจน (ลำดับหลัก ดาว) จากนั้น ฮีเลียม (ดาวยักษ์แดง ) และเผาผลาญธาตุที่สูงขึ้นอย่างต่อเนื่อง อย่างไรก็ตามสิ่งนี้ไม่ได้เปลี่ยนแปลงความอุดมสมบูรณ์ขององค์ประกอบในจักรวาลอย่างมีนัยสำคัญเนื่องจากองค์ประกอบต่างๆนั้นมีอยู่ภายในดาว ต่อมาในช่วงชีวิตของมันดาวฤกษ์มวลน้อยจะขับออกจากชั้นบรรยากาศอย่างช้าๆผ่าน ลมดาวฤกษ์ ก่อตัวเป็น เนบิวลาดาวเคราะห์ ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่มีมวลสูงกว่าจะขับมวลออกจากเหตุการณ์ภัยพิบัติอย่างฉับพลัน เรียกว่า ซูเปอร์โนวา คำว่า supernova nucleosynthesis ใช้เพื่ออธิบายการสร้างองค์ประกอบระหว่างการระเบิดของดาวฤกษ์มวลมากหรือดาวแคระขาว
ลำดับขั้นสูงของการเผาไหม้เชื้อเพลิงขับเคลื่อนโดย การยุบตัวของแรงโน้มถ่วง และความร้อนที่เกี่ยวข้องส่งผลให้เกิดการเผาไหม้ของ คาร์บอน , ออกซิเจน และ ซิลิกอน อย่างไรก็ตามการสังเคราะห์นิวคลีโอซินส่วนใหญ่ในช่วงมวล A = 28–56 (จากซิลิกอนเป็นนิกเกิล) เกิดจากชั้นบนของดาว ยุบตัวลงบนแกนกลาง ทำให้เกิด คลื่นกระแทก แรงอัด ดีดตัวออกไปด้านนอก หน้าช็อตทำให้อุณหภูมิสูงขึ้นชั่วครู่ประมาณ 50% ซึ่งทำให้เกิดการลุกไหม้อย่างรุนแรงเป็นเวลาประมาณหนึ่งวินาที การเผาไหม้ครั้งสุดท้ายในดาวมวลมากเรียกว่าการสังเคราะห์นิวคลีโอซิสเทซิสที่ระเบิดได้หรือ การสังเคราะห์นิวเคลียสของซูเปอร์โนวา เป็นช่วงสุดท้ายของการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์
สิ่งกระตุ้นในการพัฒนาทฤษฎีการสังเคราะห์นิวคลีโอซิลคือการค้นพบการเปลี่ยนแปลงใน จำนวนมากขององค์ประกอบที่พบในจักรวาล ความต้องการคำอธิบายทางกายภาพนั้นได้รับแรงบันดาลใจมาจากจำนวนไอโซโทปที่สัมพันธ์กันขององค์ประกอบทางเคมีในระบบสุริยะ ความอุดมสมบูรณ์เหล่านั้นเมื่อพล็อตบนกราฟเป็นฟังก์ชันของเลขอะตอมของธาตุจะมีรูปฟันเลื่อยหยักซึ่งแตกต่างกันไปตามปัจจัยหลายสิบล้าน (ดู ประวัติทฤษฎีการสังเคราะห์นิวคลีโอซิสเทอรี ) สิ่งนี้ชี้ให้เห็นกระบวนการทางธรรมชาติที่ไม่ใช่การสุ่ม สิ่งกระตุ้นที่สองในการทำความเข้าใจกระบวนการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์เกิดขึ้นในช่วงศตวรรษที่ 20 เมื่อตระหนักว่าพลังงาน ที่ปล่อยออกมาจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันทำให้ ดวงอาทิตย์ มีอายุยืนยาวขึ้นเป็นแหล่งที่มา ของความร้อนและแสง
ประวัติศาสตร์
ในปี 1920 Arthur Eddington เสนอว่าดาวได้รับพลังงานจาก นิวเคลียร์ฟิวชั่น ของ ไฮโดรเจน เพื่อก่อตัวเป็น ฮีเลียม และยังเพิ่มความเป็นไปได้ที่ธาตุที่หนักกว่านั้นจะถูกสร้างขึ้นในดวงดาว
ในปี 1920 Arthur Eddington บนพื้นฐานของการวัดมวลอะตอมอย่างแม่นยำโดย FW Aston และข้อเสนอแนะเบื้องต้นโดย Jean Perrin เสนอว่าดาวได้รับพลังงานจาก นิวเคลียร์ฟิวชั่น ของ ไฮโดรเจน ไปเป็น ฮีเลียม และเพิ่มความเป็นไปได้ที่จะมีการสร้างองค์ประกอบที่หนักกว่าในดวงดาว นี่เป็นขั้นตอนเบื้องต้นของแนวคิดเรื่องการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์ ในปีพ. ศ. 2471 George Gamow ได้มาซึ่งปัจจุบันเรียกว่า Gamow factor ซึ่งเป็นสูตร quantum-mechanical ที่ให้ความน่าจะเป็นที่จะนำนิวเคลียสสองอันมาใกล้กันอย่างเพียงพอสำหรับ แรงนิวเคลียร์ เพื่อเอาชนะ คูลอมบ์แบริเออร์ ปัจจัย Gamow ถูกนำมาใช้ในทศวรรษที่ตามด้วย Atkinson และ Houtermans และต่อมาโดย Gamow เองและ Edward Teller เพื่อหาอัตราที่ปฏิกิริยานิวเคลียร์จะเกิดขึ้น ที่อุณหภูมิสูงซึ่งเชื่อว่ามีอยู่ในการตกแต่งภายในของดาวฤกษ์
ในปี 1939 ในบทความชื่อ “การผลิตพลังงานในดวงดาว” Hans Bethe ได้วิเคราะห์ความเป็นไปได้ที่แตกต่างกันสำหรับปฏิกิริยาที่ไฮโดรเจนหลอมรวมเป็นฮีเลียม เขากำหนดกระบวนการสองอย่างที่เขาเชื่อว่าเป็นแหล่งพลังงานในดวงดาว อันแรกปฏิกิริยาลูกโซ่ โปรตอน – โปรตอน เป็นแหล่งพลังงานที่โดดเด่นในดาวฤกษ์ที่มีมวลมากถึงประมาณมวลดวงอาทิตย์ กระบวนการที่สอง วัฏจักรคาร์บอน – ไนโตรเจน – ออกซิเจน ซึ่งได้รับการพิจารณาโดย Carl Friedrich von Weizsäcker ในปี 1938 มีความสำคัญมากกว่าในดาวฤกษ์ลำดับหลักที่มีมวลมากขึ้น งานเหล่านี้เกี่ยวข้องกับการสร้างพลังงานที่สามารถทำให้ดาวร้อน คำอธิบายทางกายภาพที่ชัดเจนของห่วงโซ่โปรตอน – โปรตอนและวัฏจักร CNO ปรากฏอยู่ในหนังสือเรียนปี 1968 อย่างไรก็ตามเอกสารสองชิ้นของ Bethe ไม่ได้ระบุถึงการสร้างนิวเคลียสที่หนักกว่า ทฤษฎีดังกล่าวเริ่มต้นโดย Fred Hoyle ในปี 1946 โดยมีข้อโต้แย้งว่าคอลเลกชันของนิวเคลียสที่ร้อนมากจะรวมตัวกันทางอุณหพลศาสตร์เป็นเหล็ก Hoyle ตามนั้นในปี 1954 โดยมีเอกสารที่อธิบายว่าขั้นตอนการหลอมรวมขั้นสูงภายในดาวมวลมากจะสังเคราะห์องค์ประกอบได้อย่างไร จากคาร์บอนเป็นเหล็กในมวล
ทฤษฎีของ Hoyle ถูกขยายไปสู่กระบวนการอื่น ๆ โดยเริ่มจากการตีพิมพ์บทความทบทวนในปี 2500 โดย Burbidge , Burbidge , Fowler และ Hoyle (โดยทั่วไปเรียกว่า BFH paper ) เอกสารบทวิจารณ์นี้รวบรวมและกลั่นกรองงานวิจัยก่อนหน้านี้ให้เป็นภาพที่อ้างถึงอย่างหนักซึ่งให้คำมั่นสัญญาในการบันทึกความอุดมสมบูรณ์ขององค์ประกอบที่สังเกตได้ แต่มันไม่ได้ขยายภาพของ Hoyle ในปี 1954 สำหรับการกำเนิดนิวเคลียสหลักให้มากเท่าที่หลาย ๆ คนสันนิษฐานยกเว้นในความเข้าใจเกี่ยวกับการสังเคราะห์นิวคลีโอซิลของธาตุเหล่านั้นที่หนักกว่าเหล็กโดยการจับนิวตรอน การปรับปรุงที่สำคัญเกิดขึ้นโดย Alastair G. W. Cameron และโดย Donald D. Clayton คาเมรอนนำเสนอแนวทางที่เป็นอิสระของตนเองในปีพ. ศ. 2500 (ตามแนวทางของ Hoyle เป็นส่วนใหญ่) ในการสังเคราะห์นิวคลีโอซิล เขานำคอมพิวเตอร์เข้าสู่การคำนวณวิวัฒนาการของระบบนิวเคลียร์ขึ้นอยู่กับเวลา เคลย์ตันคำนวณแบบจำลองที่ขึ้นกับเวลาเป็นครั้งแรกของ s-process ในปี 1961 และของ r-process ในปี 1965 รวมถึงการเผาซิลิคอนเป็นอนุภาคอัลฟาที่มีอยู่มากมาย องค์ประกอบนิวเคลียสและกลุ่มเหล็กในปีพ. ศ. 2511 และค้นพบลำดับเหตุการณ์รังสีเพื่อกำหนดอายุขององค์ประกอบ
สาขาการวิจัยทั้งหมดขยายตัวอย่างรวดเร็วในปี 1970
