การสังเคราะห์นิวเคลียสของซูเปอร์โนวา
การสังเคราะห์นิวเคลียสของซูเปอร์โนวา เป็นการสังเคราะห์ นิวเคลียส ของ องค์ประกอบทางเคมี ใน ซูเปอร์โนวา การระเบิด ในดาวฤกษ์ที่มีมวลมากพอการสังเคราะห์นิวคลีโอซิลโดยการหลอมรวมของธาตุที่เบากว่าให้เป็นวัตถุที่หนักกว่าเกิดขึ้นในระหว่างกระบวนการเผาไหม้แบบไฮโดรสแตติกตามลำดับที่เรียกว่า การเผาด้วยฮีเลียม , การเผาคาร์บอน , การเผาด้วยออกซิเจน และ การเผาไหม้ของซิลิกอน ซึ่งผลพลอยได้จากเชื้อเพลิงนิวเคลียร์หนึ่งตัวกลายเป็นเชื้อเพลิงสำหรับขั้นตอนการเผาไหม้ในภายหลัง
ในระหว่างการเผาไหม้แบบไฮโดรสแตติกเชื้อเพลิงเหล่านี้จะสังเคราะห์ผลิตภัณฑ์แอลฟา – นิวเคลียส (A = 2Z) อย่างท่วมท้น การเผาไหม้ที่ระเบิดขั้นสุดท้ายอย่างรวดเร็วเกิดจากอุณหภูมิที่พุ่งสูงขึ้นอย่างกะทันหันเนื่องจากการผ่านของคลื่นกระแทกที่เคลื่อนที่ในแนวรัศมีซึ่งเกิดจากการยุบตัวของแกนกลาง WD Arnett และเพื่อนร่วมงาน Rice University ของเขาแสดงให้เห็นว่าการเผาไหม้แบบช็อกขั้นสุดท้ายจะสังเคราะห์ไอโซโทปที่ไม่ใช่แอลฟา – นิวเคลียสได้อย่างมีประสิทธิภาพมากกว่าการเผาไหม้แบบไฮโดรสแตติกซึ่งชี้ให้เห็นว่าการสังเคราะห์นิวคลีโอซิโนเทสของคลื่นช็อกที่คาดไว้เป็นองค์ประกอบที่จำเป็น ของการสังเคราะห์ด้วยนิวเคลียสของซูเปอร์โนวา เมื่อรวมกันการสังเคราะห์นิวคลีโอซิสเทติกของคลื่นช็อกและกระบวนการเผาไฮโดรสแตติกจะสร้างไอโซโทปส่วนใหญ่ของธาตุ คาร์บอน (Z= 6), ออกซิเจน (Z = 8) และองค์ประกอบที่มี Z = 10– 28 (จาก นีออน ถึง นิกเกิล ) อันเป็นผลมาจากการขับออกของไอโซโทป ที่สังเคราะห์ใหม่ ขององค์ประกอบทางเคมี โดยการระเบิดของซูเปอร์โนวาการระเบิดของพวกมันจะเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่องภายในก๊าซระหว่างดวงดาว การเพิ่มขึ้นดังกล่าวเป็นที่ประจักษ์แก่นักดาราศาสตร์จากจำนวนดาวที่เกิดใหม่มีจำนวนมากเกินกว่าดาวฤกษ์ที่เกิดก่อนหน้านี้
องค์ประกอบที่หนักกว่านิกเกิลนั้นค่อนข้างหายากเนื่องจากการลดลงของน้ำหนักอะตอมของพลังงานยึดเหนี่ยวนิวเคลียร์ต่อนิวคลีออน แต่องค์ประกอบเหล่านี้ก็ถูกสร้างขึ้นจากส่วนหนึ่งภายในซูเปอร์โนวาเช่นกัน สิ่งที่น่าสนใจที่สุดในอดีตคือการสังเคราะห์โดยการจับ นิวตรอน อย่างรวดเร็วในระหว่าง r-process ซึ่งสะท้อนให้เห็นถึงความเชื่อทั่วไปที่ว่าแกนซุปเปอร์โนวามีแนวโน้มที่จะให้เงื่อนไขที่จำเป็น แต่โปรดดู r-process ด้านล่างสำหรับทางเลือกที่เพิ่งค้นพบ ไอโซโทป r-process มีความอุดมสมบูรณ์น้อยกว่าองค์ประกอบทางเคมีหลักที่หลอมรวมอยู่ในเปลือกหอยซูเปอร์โนวาด้านบนประมาณ 100,000 เท่า นอกจากนี้กระบวนการสังเคราะห์นิวคลีโอซิสต์อื่น ๆ ในซูเปอร์โนวายังมีความรับผิดชอบในการสังเคราะห์นิวคลีโอซินของธาตุหนักอื่น ๆ โดยเฉพาะอย่างยิ่งกระบวนการจับ โปรตอน ที่เรียกว่า rp-process การจับตัวช้าของ นิวตรอน (s-process ) ในเปลือกหอยที่เผาด้วยฮีเลียมและในเปลือกคาร์บอนที่เผาไหม้ของดาวมวลมากและกระบวนการ photodisintegration ที่เรียกว่า γ-process (กระบวนการแกมมา) อย่างหลังสังเคราะห์ไอโซโทปของธาตุที่มีน้ำหนักเบาที่สุดและด้อยที่สุดซึ่งเป็นนิวตรอนที่หนักกว่าเหล็กจากไอโซโทปที่หนักกว่าก่อนหน้านี้
ในปี 1946 Fred Hoyle เสนอว่าธาตุที่หนักกว่าไฮโดรเจนและฮีเลียมจะเกิดจากการสังเคราะห์นิวคลีโอซิลใน แกนกลางของดาวฤกษ์มวลมาก ก่อนหน้านี้เคยมีความคิดว่าองค์ประกอบที่เราเห็นในจักรวาลสมัยใหม่ส่วนใหญ่เกิดขึ้นในระหว่างการก่อตัว ในเวลานี้ธรรมชาติของซูเปอร์โนวายังไม่ชัดเจนและฮอยล์แนะนำว่าธาตุหนักเหล่านี้กระจายสู่อวกาศโดยความไม่เสถียรในการหมุน ในปีพ. ศ. 2497 ทฤษฎีการสังเคราะห์นิวคลีโอซิลของธาตุหนักในดาวฤกษ์มวลมากได้รับการขัดเกลาและรวมกับความเข้าใจเกี่ยวกับซูเปอร์โนวามากขึ้นเพื่อคำนวณความอุดมสมบูรณ์ของธาตุจากคาร์บอนถึงนิกเกิล องค์ประกอบหลักของทฤษฎี ได้แก่ การทำนายสถานะตื่นเต้นในนิวเคลียส C ที่ทำให้กระบวนการ triple-alpha เผาไหม้เป็นคาร์บอนและออกซิเจนได้อย่างรวดเร็ว ภาคต่อของเทอร์โมนิวเคลียร์ของ การเผาไหม้คาร์บอน สังเคราะห์ Ne, Mg และ Na; และการสังเคราะห์ด้วยออกซิเจน Si, Al และ S. มีการคาดการณ์ว่า การเผาไหม้ของซิลิกอน จะเกิดขึ้นในขั้นตอนสุดท้ายของการหลอมรวมแกนกลางในดาวมวลมากแม้ว่าวิทยาศาสตร์นิวเคลียร์จะยังไม่สามารถคำนวณได้อย่างแน่ชัด นอกจากนี้เขายังคาดการณ์ว่าการล่มสลายของแกนกลางที่พัฒนาแล้วของดาวฤกษ์มวลมากนั้น “หลีกเลี่ยงไม่ได้” เนื่องจากอัตราการสูญเสียพลังงานที่เพิ่มขึ้นโดยนิวตริโนและการระเบิดที่เกิดขึ้นจะทำให้เกิดการสังเคราะห์นิวคลีโอซิลของธาตุหนักต่อไปและขับออกสู่อวกาศ
ในปีพ. ศ. 2500 บทความของผู้เขียน E. M. Burbidge , G. อาร์เบอร์บริดจ์ , W. A. Fowler และ Hoyle ได้ขยายและปรับแต่งทฤษฎีและได้รับเสียงชื่นชมอย่างกว้างขวาง มันกลายเป็นที่รู้จักในชื่อกระดาษ BFH หรือ BBFH ตามชื่อย่อของผู้เขียน เอกสารก่อนหน้านี้ตกอยู่ในความสับสนมานานหลายทศวรรษหลังจากที่กระดาษ BFH ที่มีชื่อเสียงมากขึ้นไม่ได้ระบุถึงคำอธิบายดั้งเดิมของ Hoyle เกี่ยวกับการสังเคราะห์นิวเคลียสในดาวมวลมาก โดนัลด์ดีเคลย์ตัน ได้อ้างถึงความคลุมเครือเช่นกันกับเอกสารของ Hoyle ในปี 1954 ที่อธิบายสมการสำคัญเป็นคำพูดเท่านั้นและการขาดการทบทวนอย่างรอบคอบโดย Hoyle of the BFH โดยผู้เขียนร่วมที่ไม่ได้ศึกษาเอกสารของ Hoyle อย่างเพียงพอ ในระหว่างการอภิปรายในปีพ. ศ. 2498 ในเคมบริดจ์กับผู้ร่วมเขียนของเขาในการจัดทำร่าง B2FH ฉบับแรกในปีพ. ศ. 2499 ในเมืองพาซาดีนาความสุภาพเรียบร้อยของ Hoyle ได้ยับยั้งไม่ให้เขาเน้นย้ำถึงความสำเร็จอันยิ่งใหญ่ของทฤษฎีในปี 2497 แก่พวกเขา
สิบสามปีหลังจากกระดาษ B2FH WD Arnett และเพื่อนร่วมงานแสดงให้เห็นว่าการเผาไหม้ขั้นสุดท้ายในคลื่นช็อกที่ส่งผ่านซึ่งเกิดจากการยุบตัวของแกนกลางสามารถสังเคราะห์ไอโซโทปที่ไม่ใช่อนุภาคอัลฟาได้อย่างมีประสิทธิภาพมากกว่าการเผาแบบไฮโดรสแตติกซึ่งบ่งชี้ว่า การสังเคราะห์นิวคลีโอซินที่ระเบิดได้เป็นองค์ประกอบสำคัญของการสังเคราะห์นิวคลีโอซินของซูเปอร์โนวา คลื่นกระแทกที่ดีดตัวขึ้นจากสสารที่ยุบตัวเข้าสู่แกนกลางที่หนาแน่นหากมีความแข็งแรงเพียงพอที่จะนำไปสู่การขับไล่มวลของซูเปอร์โนวาออกมาจำเป็นจะต้องมีความแข็งแรงเพียงพอที่จะให้ความร้อนอย่างกะทันหันของเปลือกของดาวมวลสูงที่จำเป็นสำหรับการเผาไหม้ของนิวเคลียสที่ระเบิดได้ภายในเสื้อคลุม .
การทำความเข้าใจว่าคลื่นกระแทกนั้นสามารถเข้าถึงเสื้อคลุมได้อย่างไรเมื่อเผชิญกับการกระแทกอย่างต่อเนื่องกลายเป็นความยากในทางทฤษฎี การสังเกตการณ์ซูเปอร์โนวา ทำให้มั่นใจได้ว่าจะต้องเกิดขึ้น
ดาวแคระขาวได้รับการเสนอให้เป็นแหล่งกำเนิดที่เป็นไปได้ของซูเปอร์โนวาบางชนิดในช่วงปลายทศวรรษ 1960 แม้ว่าความเข้าใจที่ดีเกี่ยวกับกลไกและการสังเคราะห์นิวคลีโอซิลที่เกี่ยวข้องจะไม่เกิดขึ้นจนถึงทศวรรษที่ 1980 สิ่งนี้แสดงให้เห็นว่าซูเปอร์โนวา ประเภท Ia ขับนิกเกิลกัมมันตภาพรังสีออกมาจำนวนมากและองค์ประกอบยอดเหล็กอื่น ๆ ในปริมาณที่น้อยกว่าโดยนิกเกิลจะสลายตัวเป็นโคบอลต์อย่างรวดเร็วจากนั้นจึงเป็นเหล็ก
ยุคของแบบจำลองคอมพิวเตอร์
เอกสารของ Hoyle (1946) และ Hoyle (1954) และของ B2FH (1957) เขียนโดยนักวิทยาศาสตร์เหล่านั้นก่อนการถือกำเนิดของยุคคอมพิวเตอร์ พวกเขาอาศัยการคำนวณด้วยมือความคิดเชิงลึกสัญชาตญาณทางกายภาพและความคุ้นเคยกับรายละเอียดของฟิสิกส์นิวเคลียร์ ยอดเยี่ยมเช่นเดียวกับเอกสารการก่อตั้งเหล่านี้การตัดการเชื่อมต่อทางวัฒนธรรมได้เกิดขึ้นในไม่ช้ากับนักวิทยาศาสตร์รุ่นใหม่ที่เริ่มสร้างโปรแกรมคอมพิวเตอร์ซึ่งในที่สุดก็จะให้คำตอบที่เป็นตัวเลขสำหรับวิวัฒนาการขั้นสูงของดวงดาวและการสังเคราะห์นิวคลีโอซินภายในพวกมัน
