Nucleosynthesis: Elements Heavier than Iron

การสังเคราะห์นิวเคลียร์: ธาตุที่หนักกว่าเหล็ก

Linas Juozenas

วิธีที่ซูเปอร์โนวาและการรวมตัวของดาวนิวตรอนสร้างธาตุที่เติมเต็มจักรวาล—ซึ่งในที่สุดมอบทองและโลหะมีค่าอื่นๆ ให้กับบ้านดาวเคราะห์ของเรา

วิทยาศาสตร์สมัยใหม่ยืนยันว่า อัลเคมีจักรวาล เป็นสาเหตุของธาตุหนักทุกชนิดที่เราเห็นรอบตัวเรา ตั้งแต่ เหล็ก ในเลือดของเราไปจนถึง ทอง ในเครื่องประดับ เมื่อคุณสวมสร้อยคอทองคำหรือชื่นชมแหวนแพลตินัม คุณกำลังถืออะตอมที่มีต้นกำเนิดจาก เหตุการณ์ฟิสิกส์ดาราศาสตร์ที่น่าทึ่ง—การระเบิดซูเปอร์โนวาและการรวมตัวของดาวนิวตรอน—ก่อนที่ดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์จะก่อตัวขึ้น บทความนี้นำเสนอการเดินทางอย่างละเอียดผ่านกระบวนการที่สร้างธาตุเหล่านี้ แสดงให้เห็นว่าพวกมันมีบทบาทอย่างไรในการวิวัฒนาการของกาแล็กซี และสุดท้ายโลกได้รับมรดกของโลหะหลากหลายชนิดอย่างไร

1. เหตุใดเหล็กจึงเป็นเส้นแบ่งสำคัญ

1.1 ธาตุจากบิ๊กแบง

การสังเคราะห์นิวเคลียสใน บิ๊กแบง ผลิตไฮโดรเจนเป็นส่วนใหญ่ (~75% ตามมวล), ฮีเลียม (~25%) และมีลิเทียมกับเบริลเลียมในปริมาณเล็กน้อย ธาตุที่หนักกว่านี้ (นอกเหนือจากลิเทียม/เบริลเลียมเล็กน้อย) ไม่ได้เกิดขึ้นในปริมาณมาก ดังนั้น การสร้างแกนอะตอมที่หนักกว่าจะเป็นกระบวนการที่เกิดขึ้นภายในดาวหรือเหตุการณ์ระเบิดในภายหลัง

1.2 ฟิวชันและ “ขีดจำกัดเหล็ก”

ภายในแกนกลางของดาว ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน เป็นปฏิกิริยาที่ปล่อยพลังงานสำหรับธาตุที่เบากว่าเหล็ก (Fe, หมายเลขอะตอม 26) การรวมตัวของแกนอะตอมที่เบากว่าปล่อยพลังงาน (เช่น ไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม, ฮีเลียมเป็นคาร์บอน/ออกซิเจน ฯลฯ) ซึ่งเป็นแหล่งพลังงานให้ดาวในลำดับหลักและระยะต่อมา อย่างไรก็ตาม เหล็ก-56 มีพลังงานยึดเหนี่ยวต่ออนุภาคนิวเคลียสสูงสุด ทำให้การรวมตัวของเหล็กกับแกนอื่นต้องใช้พลังงานสุทธิแทนที่จะปล่อยพลังงาน ดังนั้น ธาตุที่หนักกว่าเหล็กจึงต้องเกิดจากช่องทางอื่นที่ “แปลก” กว่า—โดยเฉพาะกระบวนการ จับนิวตรอน ที่สภาวะที่มีนิวตรอนมากทำให้แกนอะตอมสามารถไต่ขึ้นเหนือเหล็กในตารางธาตุได้

2. เส้นทางการจับนิวตรอน

2.1 กระบวนการ s-process (การจับนิวตรอนช้า)

กระบวนการ s-process เกี่ยวข้องกับฟลักซ์นิวตรอนที่ค่อนข้างต่ำ ทำให้แกนอะตอมสามารถ จับ นิวตรอนทีละตัวและมักจะผ่านการ สลายเบต้า ก่อนที่นิวตรอนตัวถัดไปจะมาถึง กระบวนการนี้ดำเนินไปตามหุบเขาของความเสถียรเบต้า สร้างไอโซโทปจำนวนมากตั้งแต่เหล็กจนถึงบิสมัท (ธาตุเสถียรที่หนักที่สุด) เกิดขึ้นเป็นหลักใน ดาวยักษ์สาขาแอสซิมโทติก (AGB) กระบวนการ s-process เป็นแหล่งหลักของธาตุต่างๆ เช่น สตรอนเทียม (Sr), แบเรียม (Ba) และตะกั่ว (Pb) ในภายในดาว ปฏิกิริยาเช่น ¹³C(α, n)¹⁶O หรือ ²²Ne(α, n)²⁵Mg ผลิตนิวตรอนอิสระที่ถูกจับอย่างช้าๆ (จึงเรียกว่ากระบวนการ “s”) โดยแกนเมล็ดพันธุ์ [1], [2].

2.2 กระบวนการ r-process (การจับนิวตรอนอย่างรวดเร็ว)

ในทางตรงกันข้าม กระบวนการ r-process ประสบกับการระเบิดอย่าง รวดเร็ว ของนิวตรอนอิสระที่มีฟลักซ์สูงมาก—ทำให้เกิดการจับนิวตรอนหลายครั้งในช่วงเวลาที่เร็วกว่าการสลายตัวแบบเบต้า กระบวนการนี้ให้ ไอโซโทปรังสีที่อุดมด้วยนิวตรอนมาก ซึ่งต่อมาจะสลายตัวเป็นรูปแบบเสถียรของธาตุหนัก รวมถึงโลหะมีค่าอย่างทอง, แพลทินัม และหนักกว่านั้นจนถึงยูเรเนียม เนื่องจากกระบวนการ r-process ต้องการสภาพแวดล้อมที่เข้มข้น—อุณหภูมิระดับพันล้านเคลวิน พร้อมความหนาแน่นนิวตรอนมหาศาล—จึงเชื่อมโยงกับเศษซากซูเปอร์โนวา การยุบตัวของแกนกลาง ในสถานการณ์เฉพาะ หรืออย่างชัดเจนกับ การรวมตัวของดาวนิวตรอน [3], [4].

2.3 ธาตุที่หนักที่สุด

มีเพียงกระบวนการ r-process เท่านั้นที่สามารถก้าวขึ้นไปถึงไอโซโทปรังสีที่เสถียรและมีอายุยาวนานที่สุด (บิสมัท, โธเรียม, ยูเรเนียม) อัตราของกระบวนการ s-process ไม่สามารถตามทันการจับนิวตรอนซ้ำๆ ที่จำเป็นสำหรับการสร้างธาตุอย่างทองหรือยูเรเนียมได้ เพราะดาวจะหมดนิวตรอนอิสระหรือเวลาภายในสภาพแวดล้อมของ s-process ดังนั้น การสังเคราะห์นิวเคลียร์แบบ r-process จึงเป็นสิ่งจำเป็นสำหรับครึ่งหนึ่งของธาตุที่หนักกว่าเหล็ก เชื่อมโยงการผลิตโลหะหายากในจักรวาลซึ่งท้ายที่สุดจะไปสิ้นสุดในระบบดาวเคราะห์

3. การสังเคราะห์นิวเคลียร์ในซูเปอร์โนวา

3.1 กลไกการยุบตัวของแกนกลาง

ดาวมวลมาก (> 8–10 M_⊙) จะพัฒนา แกนเหล็ก ใกล้สิ้นสุดชีวิตของพวกมัน การหลอมรวมธาตุที่เบากว่าไปจนถึงเหล็กเกิดขึ้นในเปลือกวงแหวนรอบแกน Fe ที่เฉื่อย (เปลือก Si, O, Ne, C, He, H) เมื่อแกนนี้เติบโตจนถึงมวลวิกฤตบางอย่าง (เข้าใกล้หรือเกินขีดจำกัด Chandrasekhar ประมาณ 1.4 M_⊙) ความดันจากการยุบตัวของอิเล็กตรอนจะล่มสลาย กระตุ้นให้เกิด:

การยุบตัวของแกนกลาง: แกนกลางยุบตัวภายในไม่กี่มิลลิวินาที จนถึงความหนาแน่นนิวเคลียร์
การระเบิดที่ขับเคลื่อนด้วยนิวตริโน (ซูเปอร์โนวาประเภท II หรือ Ib/c): หากคลื่นช็อกได้รับพลังงานเพียงพอจากนิวตริโนหรือการหมุน/สนามแม่เหล็ก ชั้นนอกของดาวจะถูกขับออกอย่างรุนแรง

ในช่วงเวลาสุดท้ายเหล่านี้ การสังเคราะห์นิวเคลียร์แบบระเบิด สามารถเกิดขึ้นในชั้นที่ถูกช็อกและร้อนนอกแกนกลาง บริเวณที่เกิดการเผาซิลิคอนและออกซิเจนจะให้ธาตุอัลฟา (O, Ne, Mg, Si, S, Ca) รวมถึงนิวเคลียสที่เป็นยอดเหล็ก (Cr, Mn, Fe, Ni) ส่วนหนึ่งของกระบวนการ r-process อาจเกิดขึ้นได้หากเงื่อนไขเอื้อให้มีฟลักซ์นิวตรอนสูงมาก แม้ว่ารูปแบบซูเปอร์โนวาปกติอาจไม่สามารถให้ผลผลิต r-process เต็มที่ที่จำเป็นเพื่ออธิบายทองคำในจักรวาลและธาตุหนักกว่า [5], [6].

3.2 จุดสูงสุดของเหล็กและไอโซโทปที่หนักกว่า

Supernova ejecta มีบทบาทสำคัญในการกระจายธาตุอัลฟาและกลุ่มเหล็กทั่วกาแล็กซี เติมเชื้อเพลิงให้การก่อตัวดาวรุ่นต่อไปด้วยโลหะเหล่านี้ การสังเกตเศษซากซูเปอร์โนวายืนยันการมีอยู่ของไอโซโทปเช่น ⁵⁶Ni ซึ่งสลายตัวเป็น ⁵⁶Co และต่อมาเป็น ⁵⁶Fe ให้พลังงานแก่เส้นโค้งแสงซูเปอร์โนวาหลังการระเบิดเป็นสัปดาห์ r-process บางส่วนอาจเกิดขึ้นในลมที่ขับเคลื่อนด้วยนิวตริโนเหนือดาวนิวตรอน แม้แบบจำลองทั่วไปจะผลิต r-process ที่อ่อนกว่า แต่โรงงานซูเปอร์โนวาเหล่านี้ยังคงเป็นแหล่งจัดหาสากลสำหรับธาตุหลายชนิดจนถึงบริเวณเหล็ก [7].

3.3 ช่องทางซูเปอร์โนวาหายากหรือแปลกใหม่

ช่องทางซูเปอร์โนวาที่ผิดปกติบางอย่าง—เช่น ซูเปอร์โนวา magnetorotational หรือ “collapsars” (ดาวมวลมากที่ก่อตัวเป็นหลุมดำพร้อมดิสก์สะสม)—อาจสร้างเงื่อนไข r-process ที่เข้มข้นขึ้นหากสนามแม่เหล็กทรงพลังหรือการไหลออกแบบเจ็ทส่งมอบความหนาแน่นนิวตรอนสูง แม้เหตุการณ์เหล่านี้ยังเป็นสมมติฐาน หลักฐานการสังเกตสำหรับพวกมันในฐานะแหล่ง r-process สำคัญยังอยู่ระหว่างการศึกษา พวกมันอาจเสริมหรือถูกบดบังโดย neutron star mergers ในการสร้างธาตุหนักส่วนใหญ่

4. การรวมตัวของดาวนิวตรอน: แหล่งพลังงาน r-Process

4.1 พลวัตการรวมตัวและการพุ่งออก

Neutron star mergers เกิดขึ้นเมื่อดาวนิวตรอนสองดวงในระบบคู่โคจรเข้าหากัน (เนื่องจากการแผ่คลื่นความโน้มถ่วง) และชนกัน ในช่วงวินาทีสุดท้าย:

Tidal Disruption: ชั้นนอกพุ่งออกไปเป็น “หางน้ำขึ้นน้ำลง” ของสสารที่อุดมด้วยนิวตรอน
Dynamical Ejecta: ก้อนที่อุดมด้วยนิวตรอนสูงหมุนวนออกไปด้วยความเร็วเป็นสัดส่วนสำคัญของความเร็วแสง
Disk Outflows: ดิสก์สะสมรอบเศษซากที่รวมตัวกันอาจขับเคลื่อนการไหลออกของนิวตริโน/ลม

การไหลออกเหล่านี้ถูกอาบด้วยนิวตรอนอิสระส่วนเกิน ซึ่งช่วยให้เกิดการจับอย่างรวดเร็วที่สร้างการกระจายของนิวเคลียสหนักหลากหลายรวมถึงโลหะแพลตตินัมและอื่นๆ

4.2 การสังเกตและการค้นพบ Kilonova

การตรวจจับคลื่นความโน้มถ่วงของ GW170817 ในปี 2017 เป็นเหตุการณ์สำคัญ: ดาวนิวตรอนที่รวมตัวกันสร้าง kilonova ซึ่งเส้นโค้งแสงสีแดง/อินฟราเรดตรงกับการทำนายทางทฤษฎีสำหรับการสลายตัวของกัมมันตรังสี r-process ผู้สังเกตการณ์วัดสเปกตรัมใกล้อินฟราเรดที่สอดคล้องกับแลนทาไนด์และธาตุหนักอื่นๆ เหตุการณ์นี้แสดงให้เห็นอย่างชัดเจนว่า neutron star mergers สร้างวัสดุ r-process จำนวนมาก—ในระดับหลายมวลโลกของทองหรือแพลตตินัม [8], [9].

4.3 ความถี่และการมีส่วนร่วม

แม้ว่า การรวมตัวของดาวนิวตรอน จะเกิดขึ้นน้อยกว่าซูเปอร์โนวา แต่ผลผลิตต่อเหตุการณ์ในธาตุหนักนั้นมหาศาล รวมกันตลอดประวัติศาสตร์กาแล็กซี จำนวนการรวมตัวที่ค่อนข้างน้อยสามารถผลิตส่วนใหญ่ของแหล่ง r-process อธิบายการมีอยู่ของทองคำ ยูโรเพียม ฯลฯ ที่พบในความอุดมสมบูรณ์ของระบบสุริยะ การตรวจจับคลื่นความโน้มถ่วงอย่างต่อเนื่องช่วยปรับปรุงความถี่และประสิทธิภาพในการผลิตธาตุหนักจากการรวมตัวเหล่านี้

5. s-Process ในดาว AGB

5.1 เปลือกฮีเลียมและการผลิตนิวตรอน

ดาวแถบยักษ์แอสซิมโทติก (AGB) (1–8 M_⊙) ใช้ช่วงวิวัฒนาการสุดท้ายของพวกมันกับเปลือกเผาฮีเลียมและไฮโดรเจนรอบแกนคาร์บอน-ออกซิเจน พัลส์ความร้อนในเปลือกฮีเลียมสร้างฟลักซ์นิวตรอนปานกลางผ่าน:

13C(α, n)16O   และ   22Ne(α, n)25Mg

นิวตรอนอิสระเหล่านี้ถูกจับอย่างช้าๆ (เรียกว่า “s-process”) สร้างนิวเคลียสทีละขั้นจากเมล็ดเหล็กจนถึงบิสมัทหรือตะกั่ว การสลายเบต้าอนุญาตให้ชนิดนิวเคลียร์ปีนขึ้นแผนภูมินิวไอโซโทปอย่างเป็นระบบ [10].

5.2 ลักษณะความอุดมสมบูรณ์ของ s-Process

ลม AGB ในที่สุดจะพาเอาธาตุ s-process ที่เพิ่งก่อตัวเหล่านี้ออกสู่ ISM สร้างรูปแบบความอุดมสมบูรณ์ “s-process” ในรุ่นดาวต่อมา ซึ่งโดยทั่วไปรวมถึงธาตุอย่าง แบเรียม (Ba), สตรอนเทียม (Sr), แลนทานัม (La) และ ตะกั่ว (Pb) ดังนั้น แม้ว่า s-process จะไม่สร้างทองคำจำนวนมากหรือกลุ่ม r-process หนักสุดขีด แต่มันมีความสำคัญสำหรับนิวเคลียสขนาดกลางถึงหนักที่เชื่อมระหว่างเหล็กถึงตะกั่ว

5.3 หลักฐานจากการสังเกต

การสังเกต ดาว AGB (เช่น ดาวคาร์บอน) เผยให้เห็นเส้น s-process ที่เพิ่มขึ้น (เช่น Ba II, Sr II) ในสเปกตรัมของพวกมัน นอกจากนี้ ดาวโลหะน้อยในฮาโลของทางช้างเผือกอาจแสดงการเสริม s-process หากพวกมันถูกปนเปื้อนโดยดาว AGB คู่ในระบบไบนารี รูปแบบดังกล่าวยืนยันความสำคัญของ s-process สำหรับการเสริมธาตุในจักรวาล ซึ่งแตกต่างจากรูปแบบ r-process

6. การเสริมธาตุระหว่างดวงดาวและวิวัฒนาการกาแล็กซี

6.1 การผสมและการก่อตัวของดาว

ผลิตภัณฑ์นิวคลีโอซินเทติกทั้งหมดเหล่านี้—ไม่ว่าจะเป็นธาตุอัลฟ่าจากซูเปอร์โนวา โลหะ s-process จากลม AGB หรือโลหะ r-process จากการรวมตัวของดาวนิวตรอน—ผสมกันในสื่อระหว่างดวงดาว เมื่อเวลาผ่านไป การก่อตัวของดาวใหม่จะรวมโลหะเหล่านี้เข้าไป ทำให้เกิดการเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่องของ “metallicity” ดาวอายุน้อยในดิสก์กาแล็กซีโดยทั่วไปจะมีปริมาณเหล็กและธาตุหนักมากกว่าดาวฮาโลอายุมาก สะท้อนถึงการเสริมธาตุที่ดำเนินต่อเนื่อง

6.2 ดาวโลหะน้อยโบราณ

ในฮาโลของทางช้างเผือก ดาวที่มีโลหะน้อยมากบางดวงก่อตัวขึ้นจากก๊าซที่ได้รับการเสริมด้วยเหตุการณ์ก่อนหน้านั้นเพียงหนึ่งหรือสองครั้ง หากเหตุการณ์นั้นเป็นการรวมตัวของดาวนิวตรอนหรือซูเปอร์โนวาพิเศษ ดาวเหล่านี้อาจแสดงรูปแบบ r-process ที่ผิดปกติหรือรุนแรง การศึกษาพวกมันช่วยชี้แจงวิวัฒนาการทางเคมีในช่วงต้นของกาแล็กซีและช่วงเวลาของกระบวนการทำลายล้างดังกล่าว

6.3 ชะตากรรมของธาตุหนัก

ในช่วงเวลาทางจักรวาล เม็ดฝุ่นที่มีโลหะเหล่านี้อาจก่อตัวในกระแสลมออกหรือเศษซูเปอร์โนวา ลอยเข้าสู่เมฆโมเลกุล สุดท้ายพวกมันรวมตัวในแผ่นดิสก์ดาวเคราะห์ต้นกำเนิดรอบดาวใหม่ วงจรนี้ให้แหล่งธาตุหนักแก่โลก ตั้งแต่เหล็กในแกนดาวเคราะห์จนถึงร่องรอยเล็กน้อยของ ทองคำ ในเปลือกโลก

7. จากหายนะจักรวาลสู่ทองคำบนโลก

7.1 ต้นกำเนิดของทองคำในแหวนแต่งงาน

เมื่อคุณถือเครื่องประดับ ทองคำ ชิ้นหนึ่ง อะตอมในทองคำนั้นน่าจะตกผลึกในแหล่งธรณีวิทยาบนโลกเมื่อหลายยุคสมัยที่ผ่านมา แต่ในเรื่องราวจักรวาลที่ใหญ่กว่า:

การสร้างด้วยกระบวนการ r: นิวเคลียสของทองคำก่อตัวขึ้นในการรวมตัวของดาวนิวตรอนหรืออาจเป็นซูเปอร์โนวาหายาก ได้รับนิวตรอนจำนวนมากเพื่อผลักดันให้เกินเหล็ก
การพุ่งออกและการกระจาย: เหตุการณ์นี้กระจายอะตอมทองคำที่เพิ่งสร้างใหม่เข้าสู่ก๊าซระหว่างดาราจักรของทางช้างเผือกต้นกำเนิดหรือระบบย่อยกาแล็กซีก่อนหน้า
การก่อตัวของระบบสุริยะ: หลายพันล้านปีต่อมา เมื่อเนบิวลาสุริยะยุบตัวเพื่อก่อตัวเป็นดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์ อะตอมทองคำเป็นส่วนหนึ่งของฝุ่นและเศษโลหะที่ลงไปในแมนเทิลและเปลือกโลก
การรวมตัวทางธรณีวิทยา: ในช่วงเวลาทางธรณีวิทยา ของเหลวไฮโดรเทอร์มอลหรือกระบวนการแมกมาติกรวมทองคำเป็นเส้นหรือแหล่งแร่แพลเซอร์
การสกัดของมนุษย์: มนุษยชาติค้นพบและทำเหมืองแร่เหล่านี้เป็นเวลาหลายพันปี นำทองคำมาทำเป็นสกุลเงิน ศิลปะ และเครื่องประดับ

ดังนั้น แหวนทองนั้นจึงผูกพันคุณอย่างลึกซึ้งกับต้นกำเนิดจักรวาลใน เหตุการณ์ที่มีพลังงานสูงที่สุดบางส่วนของจักรวาล—มรดกจากดาวจริงที่เชื่อมโยงหลายพันล้านปีและหลายพันล้านปีแสงทั่วทั้งกาแล็กซี [8], [9], [10].

7.2 ความหายากและมูลค่า

ความหายากของทองคำในจักรวาลเน้นย้ำว่าทำไมมันจึงได้รับการล้ำค่าในประวัติศาสตร์: ต้องการเหตุการณ์จักรวาลที่ผิดปกติอย่างมากในการก่อตัว จึงมีเพียงปริมาณเล็กน้อยที่มาถึงเปลือกโลก ความขาดแคลนนี้และคุณสมบัติทางเคมีและกายภาพที่น่าดึงดูด (ความยืดหยุ่น, ทนต่อการกัดกร่อน, ความเงางาม) ทำให้ทองคำเป็นสัญลักษณ์สากลของความมั่งคั่งและเกียรติยศในอารยธรรมต่างๆ

8. งานวิจัยที่กำลังดำเนินอยู่และแนวโน้มในอนาคต

8.1 ดาราศาสตร์หลายสารสนเทศ

การรวมตัวของดาวนิวตรอน สร้างคลื่นความโน้มถ่วง รังสีแม่เหล็กไฟฟ้า และอาจมีนิวตริโน การตรวจจับใหม่แต่ละครั้ง (เช่น GW170817 ในปี 2017) ช่วยปรับปรุงการประมาณผลผลิต r-process และอัตราเหตุการณ์ ด้วยความไวที่ดีขึ้นใน LIGO, Virgo, KAGRA และเครื่องตรวจจับในอนาคต การตรวจจับการรวมตัวหรือการชนกันของหลุมดำ–ดาวนิวตรอนบ่อยขึ้นจะช่วยเพิ่มความเข้าใจของเราเกี่ยวกับการสร้างธาตุหนัก

8.2 ฟิสิกส์ดาราศาสตร์ในห้องปฏิบัติการ

การระบุอัตราปฏิกิริยาสำหรับไอโซโทปแปลกใหม่ที่อุดมด้วยนิวตรอนเป็นสิ่งสำคัญ โครงการที่ เครื่องเร่งไอโซโทปหายาก (เช่น FRIB ในสหรัฐอเมริกา, RIKEN ในญี่ปุ่น, FAIR ในเยอรมนี) จำลองไอโซโทปที่มีอายุสั้นซึ่งเกี่ยวข้องกับกระบวนการ r โดยวัดหน้าตัดและอายุการสลายตัว ข้อมูลเหล่านี้ป้อนเข้าสู่รหัสการสร้างนิวเคลียสขั้นสูงเพื่อจำลองการทำนายผลผลิตได้ดีขึ้น

8.3 การสำรวจรุ่นต่อไป

การสำรวจสเปกโตรสโกปีแบบกว้าง (Gaia-ESO, WEAVE, 4MOST, SDSS-V, DESI) วัดความอุดมสมบูรณ์ของธาตุในดาวนับล้านดวง บางดวงจะเป็นดาวฮาโลที่มีโลหะต่ำพร้อมการเพิ่มขึ้นของกระบวนการ r หรือ s ที่ไม่เหมือนใคร ช่วยชี้แจงว่าการรวมตัวของดาวนิวตรอนกี่ครั้งหรือช่องทางซูเปอร์โนวาขั้นสูงได้กำหนดการกระจายธาตุหนักในทางช้างเผือกอย่างไร “โบราณคดีทางดาราจักร” ดังกล่าวขยายไปยังดาวบริวารแคระแต่ละดวงที่มีลายเซ็นเคมีเฉพาะของเหตุการณ์การสร้างนิวเคลียสในอดีต

9. สรุปและข้อสรุป

จากมุมมองของเคมีจักรวาล ธาตุที่หนักกว่าเหล็ก เป็นปริศนาที่ตอบได้ด้วย การจับนิวตรอน ในสภาพแวดล้อมสุดขั้ว กระบวนการ s ใน ดาว AGB สร้างนิวเคลียสขนาดกลางถึงหนักจำนวนมากในช่วงเวลาช้า แต่ธาตุหนักจริงๆ ในกระบวนการ r (เช่น ทอง, แพลทินัม, ยูโรเพียม) ส่วนใหญ่เกิดขึ้นในเหตุการณ์ การจับนิวตรอนอย่างรวดเร็ว โดยทั่วไปคือ:

ซูเปอร์โนวาแกนยุบตัว ในบางบทบาทเฉพาะหรือบางส่วน
การรวมตัวของดาวนิวตรอน ซึ่งปัจจุบันได้รับการยอมรับว่าเป็นแหล่งหลักของโลหะหนักที่สุด

กระบวนการเหล่านี้ได้ กำหนด โปรไฟล์เคมีของทางช้างเผือก กระตุ้นการก่อตัวของดาวเคราะห์และเคมีที่เอื้อต่อชีวิต โลหะมีค่าในเปลือกโลก รวมถึง ทอง ที่ส่องแสงบนปลายนิ้วของเรา เป็นมรดกจักรวาลโดยตรงจากเหตุการณ์ระเบิดรุนแรงที่เคยจัดเรียงสสารใหม่อย่างรุนแรงในมุมไกลของจักรวาล—พันล้านปีก่อนที่โลกจะก่อตัวขึ้น

เมื่อดาราศาสตร์หลายสัญญาณเจริญก้าวหน้าไป พร้อมกับการตรวจจับคลื่นความโน้มถ่วงจากการรวมตัวของดาวนิวตรอนและการจำลองซูเปอร์โนวาขั้นสูง เราจะได้ภาพที่ชัดเจนขึ้นเรื่อยๆ ว่าส่วนต่างๆ ของตารางธาตุถูกสร้างขึ้นอย่างไร ความรู้นั้นไม่เพียงแต่เสริมสร้างฟิสิกส์ดาราศาสตร์เท่านั้น แต่ยังเพิ่มความรู้สึกเชื่อมโยงกับเหตุการณ์ในจักรวาล—เตือนใจเราว่าการถือทองหรือสิ่งของหายากอื่นๆ เป็นสายสัมพันธ์ที่จับต้องได้กับการระเบิดที่ยิ่งใหญ่ที่สุดในจักรวาล

เอกสารอ้างอิงและการอ่านเพิ่มเติม

Burbidge, E. M., Burbidge, G. R., Fowler, W. A., & Hoyle, F. (1957). “การสังเคราะห์ธาตุในดาว.” Reviews of Modern Physics, 29, 547–650.
Cameron, A. G. W. (1957). “ปฏิกิริยานิวเคลียร์ในดาวและการสร้างนิวเคลียส.” Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 69, 201–222.
Woosley, S. E., Heger, A., & Weaver, T. A. (2002). “วิวัฒนาการและการระเบิดของดาวมวลมหาศาล.” Reviews of Modern Physics, 74, 1015–1071.
Thielemann, F.-K., et al. (2017). “The r-process nucleosynthesis: connecting rare-isotope beam facilities with observations, astrophysical models, and cosmology.” Annual Review of Nuclear and Particle Science, 67, 253–274.
Lattimer, J. M. (2012). “Neutron Star Mergers and Nucleosynthesis.” Annual Review of Nuclear and Particle Science, 62, 485–515.
Metzger, B. D. (2017). “Kilonovae.” Living Reviews in Relativity, 20, 3.
Sneden, C., Cowan, J. J., & Gallino, R. (2008). “Neutron-Capture Elements in the Early Galaxy.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 241–288.
Abbott, B. P., et al. (2017). “GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral.” Physical Review Letters, 119, 161101.
Drout, M. R., et al. (2017). “Light curves of the neutron star merger GW170817/SSS17a: Implications for r-process nucleosynthesis.” Science, 358, 1570–1574.
Busso, M., Gallino, R., & Wasserburg, G. J. (1999). “Nucleosynthesis in asymptotic giant branch stars: Relevance for galactic enrichment and solar system formation.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 37, 239–309.

← บทความก่อนหน้า บทความถัดไป →

กลับไปด้านบน

กลับไปที่บล็อก

ประเทศ/ภูมิภาค

ภาษา