เส้นทางการฟิวชันนิวเคลียร์

Linas Juozenas

Proton-proton chain vs. CNO cycle, และวิธีที่อุณหภูมิแกนกลางและมวลกำหนดกระบวนการหลอมรวม

ที่ใจกลางของดาวฤกษ์ลำดับหลักที่ส่องแสงทุกดวงมี fusion engine ซึ่งนิวเคลียสเบารวมตัวกันเพื่อสร้างธาตุที่หนักกว่า ปล่อยพลังงานจำนวนมาก ปฏิกิริยานิวเคลียร์เฉพาะที่เกิดขึ้นในแกนกลางของดาวฤกษ์ขึ้นอยู่กับ mass core temperature และ chemical composition อย่างมาก สำหรับดาวฤกษ์ที่มีขนาดเท่าหรือเล็กกว่าดวงอาทิตย์ proton-proton (p–p) chain เป็นเส้นทางหลักของการหลอมรวมไฮโดรเจน ในขณะที่ massive, hotter stars พึ่งพา CNO cycle ซึ่งเป็นกระบวนการเร่งปฏิกิริยาที่เกี่ยวข้องกับไอโซโทปของคาร์บอน ไนโตรเจน และออกซิเจน การเข้าใจเส้นทางการหลอมรวมที่แตกต่างกันเหล่านี้ช่วยให้เข้าใจว่าทำไมดาวฤกษ์จึงสร้างความสว่างมหาศาล และทำไมดาวที่มีมวลมากกว่าจึงเผาไหม้เร็วและสว่างกว่า แต่มีอายุสั้นกว่า

ในบทความนี้ เราจะเจาะลึกพื้นฐานของการหลอมรวม p–p chain อธิบาย CNO cycle และอธิบายว่าอุณหภูมิแกนกลางและมวลของดาวฤกษ์กำหนดเส้นทางใดที่ขับเคลื่อนระยะการเผาไหม้ไฮโดรเจนที่เสถียรของดาวฤกษ์ นอกจากนี้เรายังจะสำรวจหลักฐานการสังเกตสำหรับทั้งสองกระบวนการและสะท้อนถึงวิธีที่สภาพแวดล้อมที่เปลี่ยนแปลงภายในดาวฤกษ์สามารถเปลี่ยนสมดุลของช่องทางการหลอมรวมตลอดเวลาคอสมิก

1. บริบท: การหลอมรวมไฮโดรเจนในแกนกลางดาวฤกษ์

1.1 บทบาทสำคัญของการหลอมรวมไฮโดรเจน

ดาวฤกษ์ลำดับหลักมีความสว่างคงที่เนื่องจาก hydrogen fusion ที่แกนกลาง ซึ่งสร้างแรงดันรังสีออกไปข้างนอกที่สมดุลกับการยุบตัวของแรงโน้มถ่วง ในระยะนี้:

Hydrogen (ธาตุที่มีมากที่สุด) หลอมรวมเป็น helium
Mass → Energy: เศษเสี้ยวเล็กๆ ของมวลเปลี่ยนเป็นพลังงาน (E=mc²) ปล่อยออกมาในรูปแบบโฟตอน นิวตริโน และการเคลื่อนที่ทางความร้อน

มวลรวมของดาวฤกษ์กำหนด core temperature และความหนาแน่น ซึ่งเป็นตัวกำหนดเส้นทางการหลอมรวมที่เป็นไปได้หรือโดดเด่น ในแกนกลางที่มีอุณหภูมิต่ำกว่า (เช่น ดวงอาทิตย์ ~1.3×10⁷ K) p–p chain มีประสิทธิภาพสูงสุด; ในดาวฤกษ์ที่ร้อนกว่าและมีมวลมากกว่า (อุณหภูมิแกนกลาง ≳1.5×10⁷ K) CNO cycle สามารถแซงหน้า p–p chain ได้ ทำให้มีการปล่อยแสงสว่างมากขึ้น [1,2]

1.2 อัตราการสร้างพลังงาน

อัตราการหลอมรวมของไฮโดรเจนไวต่ออุณหภูมิอย่างมาก การเพิ่มขึ้นเล็กน้อยของอุณหภูมิแกนกลางสามารถเพิ่มอัตราปฏิกิริยาอย่างมาก—คุณสมบัติที่ช่วยให้ดาวฤกษ์ลำดับหลักรักษา hydrostatic equilibrium ได้ หากดาวฤกษ์ถูกบีบอัดเล็กน้อย ทำให้อุณหภูมิแกนกลางสูงขึ้น อัตราการหลอมรวมจะพุ่งสูงขึ้น สร้างแรงดันพิเศษเพื่อฟื้นฟูสมดุล และในทางกลับกัน

2. โซ่โปรตอน-โปรตอน (p–p)

2.1 ภาพรวมของขั้นตอน

ใน ดาวมวลต่ำและมวลปานกลาง (ประมาณถึง ~1.3–1.5 M_⊙) โซ่ p–p เป็นเส้นทางฟิวชันไฮโดรเจนที่โดดเด่น มันดำเนินไปในชุดปฏิกิริยาที่เปลี่ยนโปรตอนสี่ตัว (นิวเคลียสไฮโดรเจน) เป็นนิวเคลียสฮีเลียม-4 หนึ่งตัว (⁴He) ปล่อยโพซิตรอน นิวตริโน และพลังงาน ปฏิกิริยาเน็ตที่เรียบง่าย:

4 p → 4He + 2 e⁺ + 2 ν + γ.

โซ่สามารถแบ่งออกเป็นสามโซ่ย่อย (p–p I, II, III) แต่หลักการโดยรวมยังคงเหมือนเดิม: สร้างขึ้นทีละขั้น ⁴He จากโปรตอน มาแสดงสาขาหลัก [3]:

p–p I Branch

p + p → ²H + e⁺ + ν_e
²H + p → ³He + γ
³He + ³He → ⁴He + 2p

p–p II and III Branches

Further involve ⁷Be หรือ ⁸B, การจับอิเล็กตรอนหรือการปล่อยอนุภาคอัลฟา สร้างนิวตริโนที่แตกต่างกันโดยมีพลังงานที่แตกต่างกันเล็กน้อย สาขาย่อยเหล่านี้มีความสำคัญมากขึ้นเมื่ออุณหภูมิสูงขึ้น ทำให้ลักษณะนิวตริโนเปลี่ยนไป

2.2 ผลพลอยได้สำคัญ: นิวตริโน

หนึ่งในลักษณะเด่นของการหลอมรวมโซ่ p–p คือ การผลิตนิวตริโน อนุภาคที่แทบไม่มีมวลเหล่านี้หลบหนีจากแกนดาวแทบจะไม่ถูกขัดขวาง การทดลองนิวตริโนสุริยะบนโลกตรวจจับนิวตริโนส่วนหนึ่งเหล่านี้ ยืนยันว่าโซ่ p–p เป็นแหล่งพลังงานหลักของดวงอาทิตย์จริง การทดลองนิวตริโนในช่วงแรกเผยความไม่สอดคล้องกัน (“ปัญหานิวตริโนสุริยะ”) ซึ่งได้รับการแก้ไขในที่สุดโดยการเข้าใจการสลับนิวตริโนและการปรับปรุงแบบจำลองสุริยะ [4]

2.3 การขึ้นกับอุณหภูมิ

อัตราปฏิกิริยา p–p เพิ่มขึ้นประมาณเป็น T⁴ ที่อุณหภูมิแกนสุริยะ แม้ว่าเลขชี้กำลังที่แน่นอนจะเปลี่ยนแปลงในสาขาต่าง ๆ แม้จะมีความไวต่ออุณหภูมิที่ค่อนข้างปานกลาง (เมื่อเทียบกับ CNO) โซ่ p–p ก็มีประสิทธิภาพเพียงพอที่จะให้พลังงานแก่ดาวที่มีมวลประมาณ 1.3–1.5 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ดาวที่มีมวลมากกว่ามักมีอุณหภูมิศูนย์กลางสูงกว่า ซึ่งเอื้อต่อวงจรทางเลือกที่เร็วกว่า

3. วงจร CNO

3.1 คาร์บอน ไนโตรเจน ออกซิเจนในฐานะตัวเร่งปฏิกิริยา

สำหรับ แกนร้อนกว่า ในดาวที่มีมวลมากกว่า วงจร CNO (คาร์บอน–ไนโตรเจน–ออกซิเจน) เป็นตัวควบคุมการหลอมรวมไฮโดรเจน แม้ว่าปฏิกิริยาสุทธิยังคงเป็น 4p → ⁴He แต่กลไกใช้แกน C, N, และ O เป็น ตัวเร่งปฏิกิริยากลาง:

¹²C + p → ¹³N + γ
¹³N → ¹³C + e⁺ + ν_e
¹³C + p → ¹⁴N + γ
¹⁴N + p → ¹⁵O + γ
¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + ν_e
¹⁵N + p → ¹²C + ⁴He

ผลลัพธ์สุทธิเป็นเหมือนเดิม: โปรตอนสี่ตัวกลายเป็นฮีเลียม-4 บวกนิวตริโน แต่การมีอยู่ของ C, N, และ O มีอิทธิพลอย่างมากต่ออัตราปฏิกิริยา

3.2 ความไวต่ออุณหภูมิ

วงจร CNO มีความไวต่ออุณหภูมิมากกว่าห่วงโซ่ p–p อย่างมาก โดยประมาณเป็น T^15–20 รอบสภาวะแกนกลางของดาวมวลมากทั่วไป ดังนั้น การเพิ่มอุณหภูมิเล็กน้อยสามารถทำให้อัตราการหลอมรวมพุ่งสูงขึ้นอย่างรวดเร็ว นำไปสู่:

ความสว่างสูง ในดาวมวลมาก
การพึ่งพาอย่างมาก ต่ออุณหภูมิแกนกลางที่ช่วยให้ดาวมวลมากรักษาสมดุลแบบไดนามิก

เพราะมวลดาวกำหนดความดันและอุณหภูมิแกนกลาง มีเพียงดาวที่มีมวลมากกว่า ~1.3–1.5 M_⊙ sustain an interior hot enough (~1.5×10⁷ K or greater) for the CNO cycle to dominate [5].

3.3 โลหะและวงจร CNO

ปริมาณ CNO ในองค์ประกอบของดาว (หรือ metallicity สำหรับธาตุที่หนักกว่าเฮเลียม) สามารถปรับประสิทธิภาพของวงจรได้ คาร์บอน ไนโตรเจน และออกซิเจนเริ่มต้นที่สูงขึ้นนำไปสู่ตัวเร่งปฏิกิริยามากขึ้นและอัตราปฏิกิริยาที่เร็วขึ้นเล็กน้อยที่อุณหภูมิที่กำหนด—ซึ่งสามารถเปลี่ยนอายุขัยและเส้นทางวิวัฒนาการของดาว ดาวที่มีโลหะน้อยมากจะพึ่งพาห่วงโซ่ p–p เว้นแต่จะถึงอุณหภูมิสูงมาก

4. มวลดาว แกนกลางอุณหภูมิ และเส้นทางการหลอมรวม

4.1 มวล–อุณหภูมิ–โหมดการหลอมรวม

มวลเริ่มต้นของดาวกำหนดศักย์โน้มถ่วง นำไปสู่อุณหภูมิศูนย์กลางที่สูงหรือต่ำ ดังนั้น:

มวลต่ำถึงปานกลาง (≲1.3 M_⊙): ห่วงโซ่ p–p เป็นเส้นทางหลักของการหลอมรวมไฮโดรเจน โดยมีอุณหภูมิปานกลาง (~1–1.5×10⁷ K)
มวลสูง (≳1.3–1.5 M_⊙): แกนกลางร้อนพอ (≳1.5×10⁷ K) ที่ วงจร CNO มีบทบาทมากกว่าห่วงโซ่ p–p ในการสร้างพลังงาน

ดาวหลายดวงใช้กระบวนการผสมผสานทั้งสองในระดับความลึก/อุณหภูมิที่ต่างกัน; ศูนย์กลางของดาวอาจถูกครอบงำโดยกลไกหนึ่ง ในขณะที่อีกกลไกหนึ่งทำงานในชั้นนอกหรือในช่วงวิวัฒนาการก่อนหน้าหรือหลัง [6,7]

4.2 การเปลี่ยนผ่านรอบ ~1.3–1.5 M_⊙

ขอบเขตไม่ใช่จุดตัดที่ชัดเจน แต่ราวๆ 1.3–1.5 มวลดวงอาทิตย์เป็นจุดที่ CNO กลายเป็นผู้มีส่วนร่วมหลัก ตัวอย่างเช่น ดวงอาทิตย์ (~1 M_⊙) ได้รับพลังงานจากการหลอมรวมประมาณ 99% ผ่าน p–p ดาวที่มีมวล 2 M_⊙ หรือมากกว่าจะเห็นวงจร CNO เป็นผู้ครอง อัตราการหลอมรวม p–p มีสัดส่วนน้อยกว่า

4.3 ผลกระทบต่อโครงสร้างดาว

ดาวเด่น p–p: มักจะแสดงซองการพาความร้อนที่ใหญ่กว่า อัตราการหลอมรวมที่ค่อนข้างช้า และอายุขัยที่ยาวนานกว่า
ดาวที่มี CNO เป็นหลัก: อัตราฟิวชันสูงมาก, ซองรังสีขนาดใหญ่, อายุลำดับหลักสั้น และลมดาวทรงพลังที่สามารถลอกวัสดุออกได้

5. ลักษณะการสังเกต

5.1 ฟลักซ์นิวตริโน

สเปกตรัม นิวตริโน จากดวงอาทิตย์เป็นหลักฐานของ โซ่ p–p ในดาวมวลมากขึ้น (เช่นในดาวแคระสว่างสูงหรือดาวยักษ์) อาจวัดฟลักซ์นิวตริโนเพิ่มเติมจากวงจร CNO ได้ในหลักการ เครื่องตรวจจับนิวตริโนขั้นสูงในอนาคตอาจแยกสัญญาณเหล่านี้ออกมาได้ ทําให้เห็นกระบวนการในแกนกลางโดยตรง

5.2 โครงสร้างดาวและแผนภาพ HR

แผนภาพสี-ความสว่างของกระจุกดาว สะท้อนความสัมพันธ์มวล-ความสว่างที่ถูกกำหนดโดยการฟิวชันในแกนกลางของดาว กระจุกดาวมวลสูงแสดงดาวลำดับหลักที่สว่างและมีอายุสั้นพร้อมความชันสูงในแผนภาพ HR ส่วนบน (ดาว CNO) ขณะที่กระจุกดาวมวลต่ำจะมีดาวโซ่ p–p ที่มีอายุยืนยาวนับพันล้านปีในลำดับหลัก

5.3 Helioseismology และ Asteroseismology

การสั่นภายในของดวงอาทิตย์ (helioseismology) ยืนยันรายละเอียดเช่นอุณหภูมิแกนกลาง สนับสนุนแบบจำลองโซ่ p–p สำหรับดาวอื่น ๆ asteroseismology กับภารกิจเช่น Kepler หรือ TESS เผยเบาะแสโครงสร้างภายใน—แสดงให้เห็นว่ากระบวนการสร้างพลังงานอาจแตกต่างกันตามมวลและองค์ประกอบ [8,9]

6. วิวัฒนาการหลังการเผาไหม้ไฮโดรเจน

6.1 การเบี่ยงเบนหลังลำดับหลัก

เมื่อไฮโดรเจนในแกนกลางหมด:

ดาว p–p มวลต่ำ ขยายตัวเป็นยักษ์แดง และในที่สุดจุดชนวนฮีเลียมในแกนกลางที่เป็น degenerate
ดาว CNO มวลสูง ก้าวไปสู่ขั้นตอนการเผาไหม้ขั้นสูง (He, C, Ne, O, Si) อย่างรวดเร็ว จบลงด้วยซูเปอร์โนวาแกนกลางยุบตัว

6.2 การเปลี่ยนแปลงสภาพแกนกลาง

ในระหว่างการเผาไหม้ไฮโดรเจนในเปลือก ดาวสามารถนำกระบวนการ CNO กลับมาใช้ในเปลือกหรือพึ่งพาโซ่ p–p ในชั้นอื่น ๆ เมื่อโปรไฟล์อุณหภูมิเปลี่ยนแปลง การทำงานร่วมกันของโหมดฟิวชันในการเผาไหม้หลายเปลือกมีความซับซ้อน มักถูกเปิดเผยโดยผลผลิตธาตุจากการระเบิดซูเปอร์โนวาหรือการปลดปล่อยเนบิวลานิวเคลียร์

7. การจำลองเชิงทฤษฎีและเชิงตัวเลข

7.1 รหัสวิวัฒนาการดาว

รหัสเช่น MESA, Geneva, KEPLER หรือ GARSTEC รวมอัตราปฏิกิริยานิวเคลียร์สำหรับทั้งวงจร p–p และ CNO โดยทำซ้ำสมการโครงสร้างดาวตามเวลา โดยการปรับพารามิเตอร์เช่น มวล, โลหะวิทยา และการหมุน รหัสเหล่านี้สร้างเส้นทางวิวัฒนาการที่ตรงกับข้อมูลที่สังเกตได้จากกระจุกดาวหรือดาวที่มีการศึกษาละเอียด

7.2 ข้อมูลอัตราปฏิกิริยา

หน้าตัดนิวเคลียร์ที่แม่นยำ (เช่น จากการทดลอง LUNA ในห้องปฏิบัติการใต้ดินสำหรับโซ่ p–p หรือฐานข้อมูล NACRE หรือ REACLIB สำหรับวงจร CNO) ช่วยให้การจำลองความสว่างของดาวและฟลักซ์นิวตริโนมีความแม่นยำ การเปลี่ยนแปลงเล็กน้อยในหน้าตัดสามารถเปลี่ยนแปลงอายุดาวที่คาดการณ์ไว้หรือที่ตั้งของขอบเขต p–p/CNO [10] ได้อย่างมีนัยสำคัญ

7.3 การจำลองหลายมิติ

แม้รหัส 1D จะเพียงพอสำหรับพารามิเตอร์ดาวหลายอย่าง แต่บางกระบวนการ—เช่น การพาความร้อน, ความไม่เสถียร MHD, หรือขั้นตอนการเผาไหม้ขั้นสูง—อาจได้รับประโยชน์จากการจำลองไฮโดรไดนามิก 2D/3D เพื่อชี้แจงว่าปรากฏการณ์ท้องถิ่นส่งผลต่ออัตราฟิวชันหรือการผสมผสานทั่วโลกอย่างไร

8. ผลกระทบที่กว้างขึ้น

8.1 วิวัฒนาการทางเคมีของกาแล็กซี

ฟิวชันไฮโดรเจนในลำดับหลักมีอิทธิพลอย่างมากต่ออัตราการก่อตัวดาวและการกระจายช่วงชีวิตดาวในกาแล็กซี แม้องค์ประกอบหนักจะก่อตัวในขั้นตอนหลัง (เช่น การเผาไหม้ฮีเลียม, ซูเปอร์โนวา) การแยกไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมในประชากรกาแล็กซีถูกกำหนดโดยโหมด p–p หรือ CNO ตามมวลของดาว

8.2 ความเหมาะสมของดาวเคราะห์นอกระบบสำหรับอยู่อาศัย

ดาวมวลต่ำที่ใช้โซ่ p–p (เช่นดวงอาทิตย์หรือดาวแคระแดง) มีช่วงชีวิตมั่นคงนับพันล้านถึงล้านล้านปี—เปิดโอกาสให้ระบบดาวเคราะห์มีเวลานานสำหรับวิวัฒนาการทางชีวภาพหรือธรณีวิทยา ในทางกลับกัน ดาว CNO ที่มีอายุสั้น (ประเภท O, B) มีช่วงเวลาสั้นมาก ซึ่งน่าจะไม่เพียงพอสำหรับชีวิตซับซ้อนที่จะเกิดขึ้น

8.3 ภารกิจสังเกตการณ์ในอนาคต

เมื่อการวิจัยดาวเคราะห์นอกระบบและแอสเทอโรซีสโมโลยีเข้มข้นขึ้น เราได้เรียนรู้เพิ่มเติมเกี่ยวกับกระบวนการภายในดาว อาจแยกแยะลายเซ็น p–p กับ CNO ในประชากรดาวได้ ภารกิจเช่น PLATO หรือการสำรวจสเปกโตรสโกปีจากพื้นดินจะช่วยปรับความสัมพันธ์ระหว่างมวล-โลหะ-ความสว่างในดาวลำดับหลักที่ใช้โหมดฟิวชันต่างกัน

9. บทสรุป

ฟิวชันไฮโดรเจน เป็น เสาหลักของชีวิตดาว: มันขับเคลื่อนความสว่างในลำดับหลัก, ทำให้ดาวมั่นคงต่อการยุบตัวจากแรงโน้มถ่วง, และกำหนดช่วงเวลาสำหรับวิวัฒนาการของดาว การเลือกใช้ระหว่าง โซ่โปรตอน-โปรตอน หรือ วงจร CNO ขึ้นอยู่กับ อุณหภูมิแกนกลาง ซึ่งเชื่อมโยงกับ มวลของดาว ดาวมวลต่ำถึงกลางเช่นดวงอาทิตย์พึ่งพาปฏิกิริยาโซ่ p–p ซึ่งให้ช่วงชีวิตยาวนานและมั่นคง ขณะที่ดาวมวลมากกว่าจะใช้วงจร CNO ที่เร็วกว่า ส่องสว่างอย่างเจิดจ้าแต่หมดอายุอย่างรวดเร็ว

ผ่านการสังเกตการณ์อย่างละเอียด, การตรวจจับนิวตริโนจากดวงอาทิตย์, และ การจำลองเชิงทฤษฎี, นักดาราศาสตร์ยืนยันเส้นทางฟิวชันเหล่านี้และปรับปรุงวิธีที่พวกมันกำหนดโครงสร้างดาว, พลวัตประชากรดาว, และในที่สุดชะตากรรมของกาแล็กซี เมื่อเรามองไปยังยุคแรกสุดของจักรวาลและซากดาวในอนาคตอันไกลโพ้น กระบวนการฟิวชันเหล่านี้ยังคงเป็นกุญแจสำคัญในการอธิบายทั้งความสว่างของจักรวาลและการกระจายของดาวที่เติมเต็มมัน

References and Further Reading

Eddington, A. S. (1920). “โครงสร้างภายในของดาว.” The Scientific Monthly, 11, 297–303.
Bethe, H. A. (1939). “การผลิตพลังงานในดาว.” Physical Review, 55, 434–456.
Adelberger, E. G., et al. (1998). “หน้าตัดฟิวชันของดวงอาทิตย์.” Reviews of Modern Physics, 70, 1265–1292.
Davis, R., Harmer, D. S., & Hoffman, K. C. (1968). “Search for neutrinos from the Sun.” Physical Review Letters, 20, 1205–1209.
Salaris, M., & Cassisi, S. (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. John Wiley & Sons.
Kippenhahn, R., Weigert, A., & Weiss, A. (2012). Stellar Structure and Evolution, 2nd ed. Springer.
Arnett, D. (1996). Supernovae and Nucleosynthesis. Princeton University Press.
Christensen-Dalsgaard, J. (2002). “Helioseismology.” Reviews of Modern Physics, 74, 1073–1129.
Chaplin, W. J., & Miglio, A. (2013). “Asteroseismology of Solar-Type and Red-Giant Stars.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 51, 353–392.
Iliadis, C. (2015). Nuclear Physics of Stars, 2nd ed. Wiley-VCH.

← บทความก่อนหน้า บทความถัดไป →

กลับไปด้านบน

กลับไปที่บล็อก

ประเทศ/ภูมิภาค

ภาษา