عملية حرق السيليكون

📅 آخر تحديث: ٢٩ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٩ يوليو ٢٠٢٦
الموسوعة الحرة

في الفيزياء الفلكية ، يُعدّ احتراق السيليكون سلسلةً قصيرةً جدًا [ 1 ] من تفاعلات الاندماج النووي التي تحدث في النجوم الضخمة التي لا تقل كتلتها عن 8-11 كتلة شمسية. ويُمثّل احتراق السيليكون المرحلة الأخيرة من الاندماج في النجوم الضخمة التي نفدت منها أنواع الوقود التي تُغذّيها طوال حياتها الطويلة في التسلسل الرئيسي على مخطط هرتزبرونغ-راسل . ويأتي هذا الاحتراق بعد المراحل السابقة من عمليات احتراق الهيدروجين والهيليوم والكربون والنيون والأكسجين .

يبدأ احتراق السيليكون عندما يرفع الانكماش الجذبي درجة حرارة لب النجم إلى ما بين 2.7 و3.5 مليار كلفن . وتعتمد درجة الحرارة الدقيقة على الكتلة. وعندما يكتمل احتراق السيليكون في النجم، يصبح الاندماج النووي مستحيلاً. فينهار النجم بشكل كارثي، وقد ينفجر فيما يُعرف بالمستعر الأعظم من النوع الثاني . وتتميز عملية احتراق السيليكون بقصر مدتها: فبالنسبة لنجم كتلته 25 ضعف كتلة الشمس، تستغرق هذه العملية 5 أيام فقط، مقارنةً بـ 10 ملايين سنة من احتراق الهيدروجين. [ 1 ] ويُفترض أن المراحل المبكرة من عملية احتراق السيليكون تحدث في قرص التراكم للثقوب السوداء النجمية ، وخاصةً تلك التي تقل كتلتها عن 10 أضعاف كتلة الشمس. [ 2 ]

تسلسل الاندماج النووي والتفكك الضوئي للسيليكون

بعد أن يُكمل النجم عملية احتراق الأكسجين ، يتكون لبه بشكل أساسي من السيليكون والكبريت. [ 3 ] [ 4 ] إذا كانت كتلته عالية بما يكفي، فإنه ينكمش أكثر حتى تصل درجة حرارة لبه إلى نطاق 2.7-3.5 جيجا كلفن (230-300 كيلو إلكترون فولت ). عند هذه الدرجات، يمكن للسيليكون وعناصر أخرى أن تتفكك ضوئيًا ، مُصدرةً بروتونًا أو جسيم ألفا. [ 3 ] يتم احتراق السيليكون عن طريق إعادة ترتيب التفكك الضوئي، [ 5 ] مما يُنتج عناصر جديدة من خلال عملية ألفا ، بإضافة أحد جسيمات ألفا المُحررة [ 3 ] (ما يُعادل نواة هيليوم) لكل خطوة التقاط في التسلسل التالي (لم يتم عرض انبعاث جسيمات ألفا ضوئيًا):

28 14 Si + 4 2 هو → 32 16 جنوباً
32 16 جنوباً + 4 2 هو → 36 18 أر
36 18 أر + 4 2 هو → 40 20 Ca
40 20 Ca + 4 2 هو → 44 22 تي
44 22 تي + 4 2 هو → 48 24 كرور
48 24 كرور + 4 2 هو → 52 26 Fe
52 26 Fe + 4 2 هو → 56 28 Ni

من الناحية النظرية، يمكن أن تستمر السلسلة، حيث أن إضافة المزيد من ذرات ألفا تستمر في كونها طاردة للحرارة حتى الوصول إلى القصدير-100 . [ 6 ] ومع ذلك، فإن الخطوات التي تلي النيكل-56 أقل طاردة للحرارة بكثير، وتكون درجة الحرارة مرتفعة للغاية لدرجة أن التفكك الضوئي يمنع المزيد من التقدم. [ 3 ]

تستمر عملية احتراق السيليكون لمدة يوم تقريبًا قبل أن تصطدم بها الموجة الصدمية الناتجة عن انهيار النواة. يصبح الاحتراق بعد ذلك أسرع بكثير عند درجة الحرارة المرتفعة، ولا يتوقف إلا عند تحول سلسلة إعادة الترتيب إلى نيكل-56 أو عند توقفها بفعل انبعاث المستعر الأعظم والتبريد. يتحلل النيكل-56 أولًا إلى كوبالت-56 ثم إلى حديد-56 ، بنصف عمر يبلغ 6 و77 يومًا على التوالي، ولكن هذا يحدث لاحقًا، لأن دقائق معدودة فقط متاحة داخل نواة النجم الضخم. ينفد الوقود النووي من النجم، وفي غضون دقائق تبدأ نواته بالانكماش. [ 7 ]

خلال هذه المرحلة من الانكماش، تعمل طاقة الوضع الناتجة عن الانكماش بفعل الجاذبية على تسخين باطن النجم إلى 5  جيجا كلفن (430 كيلو إلكترون فولت)، مما يعيق الانكماش ويؤخره. [ 8 ] ومع ذلك، نظرًا لعدم إمكانية توليد طاقة حرارية إضافية عبر تفاعلات اندماج جديدة، يتسارع الانكماش النهائي غير المُعاق بسرعة ليتحول إلى انهيار لا يدوم سوى بضع ثوانٍ. [ 9 ] يُسحق الجزء المركزي من النجم الآن ليتحول إلى نواة نيوترونية ترتفع درجة حرارتها إلى 100 جيجا كلفن (8.6 ميجا إلكترون فولت) [ 10 ] ، والتي تبرد بسرعة [ 11 ] لتتحول إلى نجم نيوتروني إذا كانت كتلة النجم أقل من 20 كتلة شمسية . [ 9 ] بين 20 كتلة شمسية و40-50 كتلة شمسية ، سيؤدي سقوط المادة إلى انهيار النواة النيوترونية بشكل أكبر لتتحول إلى ثقب أسود . [ 12 ] تُقذف الطبقات الخارجية للنجم في انفجار يُعرف باسم المستعر الأعظم من النوع الثاني ، والذي يستمر من أيام إلى شهور. يُطلق انفجار المستعر الأعظم كمية هائلة من النيوترونات، التي قد تُركّب في حوالي ثانية واحدة ما يقارب نصف مخزون العناصر الأثقل من الحديد في الكون، وذلك عبر سلسلة سريعة من التقاط النيوترونات تُعرف باسم عملية r (حيث يرمز الحرف "r" إلى "التقاط النيوترونات السريع"). [ 13 ]    

انظر أيضاً

مراجع

  1. ووسلي ، س .؛ جانكا، ت. (2006). "فيزياء المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النواة". مجلة نيتشر فيزيكس . 1 (3): 147-154 . arXiv : astro-ph/0601261 . Bibcode : 2005NatPh...1..147W . CiteSeerX : 10.1.1.336.2176 . doi : 10.1038/nphys172 . S2CID : 118974639 .  
  2. ↑ تانغ، زيفان؛ لو، يانغ؛ وانغ، جيان مين (2024-11-26). "الاحتراق النووي في تدفق تراكمي حول ثقب أسود ذي كتلة نجمية مُضمّن في قرص نواة مجرية نشطة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 535 (4): 3050-3058 . doi : 10.1093/mnras/stae2557 . ISSN 0035-8711 . 
  3. 1 2 3 4 كلايتون، دونالد د. (1983). مبادئ تطور النجوم وتخليق العناصر . مطبعة جامعة شيكاغو . الصفحات 519-524 . ISBN  9780226109534.
  4. ↑ Woosley SE, Arnett WD, Clayton DD, "احتراق الأكسجين الهيدروستاتيكي في النجوم II. احتراق الأكسجين عند طاقة متوازنة"، Astrophys. J. 175، 731 (1972)
  5. ↑ دونالد د. كلايتون، مبادئ تطور النجوم وتخليق العناصر ، الفصل 7 (مطبعة جامعة شيكاغو 1983)
  6. ↑ وانغ، مينغ؛ هوانغ، دبليو جيه؛ كونديڤ، إف جي؛ أودي، جي؛ نعيمي، إس. (2021). "تقييم الكتلة الذرية AME 2020 (الجزء الثاني). الجداول والرسوم البيانية والمراجع". الفيزياء الصينية ج . 45 (3) 030003. doi : 10.1088/1674-1137/abddaf .
  7. ↑ ووسلي، إس إي؛ هيجر، أ؛ ويفر، تي إيه (7 نوفمبر 2002). "تطور وانفجار النجوم الضخمة" (ملف PDF) . مراجعات الفيزياء الحديثة . 72 .
  8. ↑ جانكا، هـ.-ث.؛ ماريك، أ.؛ مارتينيز-بينيدو، ج.؛ مولر، ب. (4 ديسمبر 2006). "نظرية المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النوى". تقارير الفيزياء . 442 ( 1-6 ): 38-74 . arXiv : astro-ph/0612072v1 . doi : 10.1016/j.physrep.2007.02.002 .
  9. 1 2 فراير، سي إل؛ نيو، كي سي بي (24 يناير 2006). "موجات الجاذبية الناتجة عن الانهيار الجاذبي" . معهد ماكس بلانك لفيزياء الجاذبية . مؤرشف من الأصل في 13 ديسمبر 2006. تم الاطلاع عليه في 14 ديسمبر 2006 .
  10. ↑ مان، ألفريد ك. (1997). ظل نجم: قصة النيوترينو للمستعر الأعظم 1987A . نيويورك: دبليو إتش فريمان. ص 122. ISBN  978-0-7167-3097-2أُرشف من المصدر الأصلي بتاريخ 5 مايو 2008. تم الاطلاع عليه بتاريخ 19 نوفمبر 2007 .
  11. ↑ بومباتشي، إ. (1996). "الكتلة القصوى للنجم النيوتروني". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 305 : 871-877 . Bibcode : 1996A & A...305..871B .
  12. ↑ فراير، كريس ل. (2003). "تكوين الثقوب السوداء من انهيار النجوم" . الجاذبية الكلاسيكية والكمية . 20 (10): S73– S80 . Bibcode : 2003CQGra..20S..73F . doi : 10.1088/0264-9381/20/10/309 . S2CID 122297043. مؤرشف من الأصل في 31 أكتوبر 2020. تم الاسترجاع في 29 نوفمبر 2019 . 
  13. ↑ تشيان، ي.-ز.؛ فوغل، ب.؛ فاسربورغ، ج. ج. (1998). "مصادر متنوعة للمستعرات العظمى لعملية الالتقاط السريع للنيوترونات". المجلة الفيزيائية الفلكية . 494 (1): 285-296 . arXiv : astro-ph/9706120 . Bibcode : 1998ApJ...494..285Q . doi : 10.1086/305198 . S2CID 15967473 .