תגובות גרעיניות והיווצרות היסודות הכבדים

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש

תגובות גרעיניות והיווצרות היסודות הכבדים (באנגלית: Nuclear Reactions and Nucleus Synthesis):

בטבע קיימים מגוון רחב של יסודות כימיים. יסודות אלו נוצרו במגוון תהליכים, כאשר היסודות הקלים כגון מימן וכן רוב ההליום ביקום, נוצרו בשלוש הדקות הרשאונות לאחר היווצרות היקום (ראו: המפץ הגדול). לעומת זאת כמעט כל היסודות הכבדים יותר נוצרו וממשיכים להיוותר בכוכבים ובתהליכים הקשורים במוות של כוכבים (ראו: סופרנובה). יסודות כבדים אלו מפוזרים לחלל ומהם חלק מאבני הבניין מהם נוצרים דורות חדשים של כוכבים. למעשה כל הפחמן, החנקן והחמצן בגוף האנושי נוצרו בכוכבים מאז היווצרות היקום.

שכיחות היסודות בטבע

כאשר אנו מתבוננים סביבנו ביקום אנו מבחינים בקיומם של יסודות כימיים שונים. בקרוב גס, כל החומר הבריוני ביקום (חלקיקים העשויים פרוטונים ונויטרונים) עשוי מ 73% מימן, 23% הליום וכ-2% יסודות כבדים (שכיחות במסה). כפי שנראה להלן קיימים שני גורמים עיקריים לשכיחות זאת: המפץ הגדול והיווצרות יסודות כבדים בכוכבים.

היסודות השכיחים ביותר בטבע הם כאמור מימן ואחריו הליום. בהפרש ניכר אחריהם מגיעים חמצן, פחמן, חנקן, נאון, מגנזיום, סיליקון, אלומניום וברזל. כאשר על כל אטום חמצן ביקום יש כ 1440 אטומי מימן ועל כל אטום פחמן יש כ 2700 אטומי מימן.

הפקת אנרגיה ממיזוג גרעיני

גרעין האטום מורכב מנוקלאונים: פרוטונים בעלי מטען חשמלי חיובי, ונויטרונים חסרי מטען. כאשר הכוח הגרעיני החזק הפועל בין החלקיקים הללו עולה בהרבה על כוחות הדחייה החשמליים בין הפרוטונים אזי הגרעין יציב. לכל איזוטופ ניתן להגדיר אנרגית קשר גרעינית (באנגלית: Nuclear Binding Energy) שמבטאת את האנרגיה שיש להשקיע בגרעין על מנת להרחיק את הנוקלאונים זה מזה. בדומה לאנרגית הקשר של כל גוף (למשל כוכב), אנרגית הקשר של הגרעין שלילית (יש להשקיע אנרגיה על מנת לפרק אותו) ומשקילות המסה והאנרגיה של אינשטיין (E=MC2) נובע כי גרעינים אטומיים שלהם אנרגית קשר שלילית יותר מסתם קטנה יותר מסה"כ הנוקלאונים המרכיבים אותם בנפרד.

באופן גס, אנרגית הקשר של הגרעינים נעשית שלילית יותר ככל שמספר הנוקלאונים בגרעין עולה ומגיעה למינימום בגרעין הברזל ולאחר מכן כאשר מגדילים את מספר הנוקלאונים, אנרגית הקשר עולה. על כן כאשר כאשר אנו ממזגים גרעינים קלים (ביחס לגרעין הברזל) לגרעינים כבדים יותר משתחררת בתהליך אנרגית הקשר העודפת (כאמור הקטנו את סה"כ המסה). תהליכי מיזוג כאלו נקראים מיזוג גריעיני או היתוך גרעיני או ריאקציות תרמו-גרעיניות (באנגלית: Nuclear Fusion). התהליכים הללו משחררים אנרגיה ע"י פליטת פוטונים (חלקיקים הנושאים את הקרינה האלקטרומגנטית) ופליטת חלקיקי ניוטרינו.

לעומת זאת אם ננסה לייצר מגרעין שהוא מלכתחילה כבד מגרעין הברזל, גרעין כבד עוד יותר נצטרך להשקיע אנרגיה בתהליך. גרעינים כבדים מסוימים בטבע אינם יציבים ויכולים להתפרק ספונטנית לגרעינים קלים יותר ולשחרר את אנרגית הקשר העודפת. תהליך כזה נקרא ביקוע גרעיני (באנגלית: Fission) ותהליכים מסוג זה משמשים בכורים גרעיניים ופצצות אטום (למעט פצצות מימן ששם מתבצע היתוך גרעיני).

יצירת היסודות הקלים במפץ הגדול

היסודות הקלים כגון מימן, הליום, הליום 3, מימן כבד (דוטריום), ליתיום 7 ובריליום 7 נוצרו ב 3 דקות הראשונות לאחר המפץ הגדול כאשר הטמפרטורה ביקום היתה למעלה ממיליארד קלווין. כאשר היקום היה בן כשנייה הטמפרטורה בו היתה כ 1010 קלווין. בטמפרטורה זו התחיל להיות מופר השווי משקל בין מספר הפרטוטנים למספר הנויטרונים, ומספר הנויטרונים החל לקטון כתוצאה מהתפרקות בטא. עד גיל של כ-10 שניות היקום מכיל פוטונים אנרגטיים שמפרקים גריעיני דויטרויום כל אימת שאלו נוצרים. אחר לאחר 10 השניות הראשונות, הטמפרטורה של היקום יורדת מתחת ל 3 מילארד קלווין ותהליך הפירוק ע"י פוטונים אנרגטיים מתחיל לדעוך ועל כן שכיחות הדוטוריום מתחילה לעלות.

בשלב זה התחילו ראקציות נוספות כגון:

^{2}H+n\rightarrow ^{3}H+\gamma

^{2}H+p\rightarrow ^{3}He+\gamma

^{2}H+^{2}H\rightarrow p+^{3}H

^{2}H+^{2}\rightarrow n+^{3}He

^{3}He+n\rightarrow p+^{3}H

^{3}H\rightarrow ^{3}He+e^{-}+\bar{\nu}_{e}

^{3}He+n\rightarrow ^{4}He+\gamma

^{3}He+^{2}H\rightarrow p+^{4}He

^{3}He+^{3}He\rightarrow ^{4}He+2p

בנוסף כמויות קטנות של ליתיום ובריליום נוצרו ע"י התגובות:

^{4}He+^{3}H\rightarrow ^{7}Li+\gamma

^{4}He+^{3}He\rightarrow ^{7}Be+\gamma

לבסוף כאשר היקום היה בגיל של כ-1000 שניות וטמפרטורה של כ-400 מיליון קלווין פסקו הראקציות הגרעיניות.

למעשה תאורית המפץ הגדול חוזה את שכיחותם של יסודות אלו הנמצאת בהתאמה מצוינת עם שכיחותם הנצפית ביקום - כ 75% מימן, 25% הליום, 10-5 דוטריום וכ 10-10 ליתיום 7 (שכיחות במסה).

כל היסודות הכבדים יותר בטבע נותרו למעשה בשלבים מאוחרים יותר בכוכבים.

תגובות גריעיניות בכוכבים

ריאקציות תרמו-גרעיניות חשובות המתרחשות בכוכבים:

שרשרת פרוטון פרוטון

סרטוט סכמתי של רשרשת פרוטון-פרוטון מסוג I.


ריאקציית פרוטון פרוטון או שרשרת פרוטון פרוטון (באנגלית: Proton-Proton Chain) הינו תהליך המיזוג העיקרי המתרחש בכוכבי סדרה ראשית, ובו הופכים מימן להליום. קיימים שלוש סוגים של שרשרת פרוטון-פרוטון. האיור משמאל מדגים את הריאקציות המתרחשות בסוג הראשון של שרשרת פרוטון פרוטון הקרוי גם שרשרת פרוטון פרוטון מסוג I. ליד התגובות העיקריות מצוין הזמן האופייני שלוקח לגרעין אחד לקיים תגובה אחת בתנאים השוררים במרכז השמש. אנרגית הקשר, בתהליך הנ"ל, משתחררת ע"י נויטרונינו, פוטונים (החלקיקים הנושאים את הקרינה האלקטרומגנטית) בתחום קרינת הגמא, וע"י פוזיטרונים (האנטי-חלקיק של האלקטרון בעל מטען חיובי) שכעבור פרק זמן קצר מתאיינים (עוברים אנהילציה) עם אלקטרון וישתחררו פוטונים של קרינת גמא:


ניתן לסכם את שרשרת פרוטון פרוטון מסוג I ע"י התהליכים הבאים:


\begin{array}{l} ^{1}H+^{1}H\rightarrow ^{2}H + \beta + \nu (0.236 {\rm MeV})\\ ^{2}H+^{1}H\rightarrow ^{3}He+\gamma \\ ^{3}He+^{3}He \rightarrow ^{4}He +2^{1}H\end{array}


הסימונים הנ"ל מייצגים את האטום (H עבור מימן, He עבור הליום וכו') והאינדקס מצד שמאל למעלה מציין את מסת האיזוטופ (איזוטופ של אטום מסוים הינו וריאציה של האטום אם מספר שונה של נויטרונים), n מסמן חלקיק נויטרינו, b פוזיטרון, n נויטרון, ו- e אלקטרון.

שרשרת פרוטון פרוטון מסוג I מתרחשת בכוכבים, החל מטמפרטורת הסף לבעירת מימן (כ- 8 מיליון קלווין). בטמפרטורות של מעל 15 מיליון קלווין הסיכוי לתגובה מסוג זה קטן ושרשרת פרוטון פרוטון מסוג שתיים מתחילה להיות דומיננטיות.

שרשרת פרוטון פרוטון מסוג II ניתנת ע"י התגובות הבאות:


\begin{array}{l} ^{1}H+^{1}H\rightarrow ^{2}H+\beta+\nu(0.263 {\rm MeV})\\ ^{2}H + ^{1}H \rightarrow ^{3}He + \gamma \\ ^{3}He + ^{4}He \rightarrow ^{7}Be + \gamma \\ ^{7}Be+e \rightarrow ^{7}Li + \nu(0.80 {\rm MeV})\\ ^{7}Li + ^{1}H \rightarrow ^{4}He + ^{4}He\end{array}


בטמפרטורות גבוהות מכ- 25 מיליון קלווין מתחילה להיות דומיננטית שרשרת פרוטון פרוטון מסוג III המסוכמת ע"י התגובות הבאות:

\begin{array}{l} ^{1}H+^{1}H \rightarrow ^{2}H + \beta + \nu(0.263 {\rm MeV})\\ ^{2}H+^{1}H \rightarrow ^{3}He + \gamma \\ ^{3}He +^{4}He \rightarrow ^{7}Be + \gamma  \\ ^{7}Be + ^{1}H \rightarrow ^{8}B + \gamma \\ ^{8}B \rightarrow ^{8}Be + \beta + \nu(7.2 {\rm MeV}) \\ ^{8}Be \rightarrow ^{4}He + ^{4}He\end{array}


אחד מתוצרי הלוואי של שרשרת פרוטון פרוטון בכוכבים הינו מימן כבד (דוטוריום, H2 - מימן שגרעינו מורכב מפרוטון ונויטרון). אך כמות המימן הכבד הצפוי להיווצר בליבות כוכבים אמור להיות קטן מאד ביחס למימן רגיל – התחזית היא שעל כל אטום מימן יהיו 10-17 אטומים של מימן כבד, בעוד בטבע שכיחות המימן הכבד גבוה הרבה יותר. למשל, במי ים שכיחות המימן הכבד היא 1.5\times10^{-4}. ההבדל בין שיעור המימן הכבד ביקום ובין שכיחות המימן הכבד הנוצר בכוכבים מוסבר ע"י יצור מימן כבד בדקות הראשונות לאחר היווצרות היקום (ראו המפץ הגדול).

המחזור הכפול של פחמן-חנקן-חמצן

בטמפרטורות גבוהות מ 25 מיליון קלווין מתחילה להיות דומיננטית תגובה נוספת היוצרת הליום ממימן. תגובה זו נקראת המחזור הכפול של פחמן-חנקן-חמצן (באנגלית: CNO bi cycle) ולעיתים נקראת שרשרת פרוטון פרוטון מסוג ארבע. בתגובה זאת אטומים של פחמן, חנקן וחמצן משמשים זרזים (קטליזטורים) לתהליך והתגובות שלה ניתנות ע"י שרשרת התגובות הבאה:


\begin{array}{l} ^{12}C + ^{1}H \rightarrow ^{13}N + \gamma \\ ^{13}N \rightarrow ^{13}C + \beta + \nu \\ ^{13}C + ^{1}H \rightarrow ^{14}N + \gamma \\^{14}N+^{1}H \rightarrow ^{15}O+\gamma\\^{15}O\rightarrow ^{15}N+\beta+\nu\\ ^{15}N+^{1}H \rightarrow ^{12}C + ^{4}He \\ \\ ^{15}N + ^{1}H \rightarrow ^{16}O +\gamma\\ ^{16}O+^{1}H \rightarrow ^{17}F + \gamma \\ ^{17}F\rightarrow ^{17}O+\beta+\nu\\^{17}O+^{1}H\rightarrow ^{14}N+^{4}He\end{array}

החנקן 14 בשורה האחרונה יכול לשמש גם כזרז לתהליך בשורה הרביעית, והחנקן 15 מהשורה החמישית יכול לשמש גם לתהליך בשורה השביעית.

כפי הנראה בתגובות הנ"ל, קיימים שתי הסתעפויות אפשריות בשרשרת פחמן-חנקן-חמצן, אך השנייה נדירה הרבה יותר (אחד לעשרת אלפיים) ביחס לראשונה.

יצירת פחמן

על מנת ליצור יסודות כבדים מהליום בכוכבים יש צורך בטמפרטורות אופייניות של כ 100 מיליון קלווין. התגובה הראשונה החשובה שמתרחשת בטמפרטורות אלו נקראת תגובת טריפל אלפא (באנגלית: Triple alpha) והיא מערבת התנגשות כמעט בו-זמנית בין שלושה גרעיני הליום המתמזגים לגרעין של פחמן. התחברות גרעיני ההליום צריכה להיות כמעט סימולטנית ואיננה יכולה להתבצע בשלבים מאחר ומיזוג של שני גרעיני הליום מייצר אטום בריליום 8 (8Be) שאורך החיים שלו קצר מאד, 2.6\times10^{-16} שניות בלבד. במיזוג זה משתחרר פוטון בעל אנרגיה של 7.274MeV.

עד שנות ה-50 של המאה ה-19 ההשערה היתה כי תהליך כזה איננו אפשרי בטבע מאחר ובתהליך נוצרת אנרגיה עודפת רבה מדי של 7.274MeV שלא ניתן להיפטר ממנה מבלי להרוס את הגרעין החדש שנוצר. ב-1952 הציע האסטרופיזיקאי פרד הויל כי לגרעין הפחמן קיים מצב מעורר עם האנרגיה העודפת הנ"ל. למרות שספקטרום גרעין הפחמן היה ידוע באופן סביר באותה תקופה, פרד הויל הציב לוויליאם פאולר לחפש שנית את רמת האנגיה הנ"ל ואכן זו נמצא ע"י פאולר. על תגלית זו פאולר קיבל את פרס נובל לפיזיקה לשנת 1983.

בטמפרטורות מעט גבוהות יותר מתחילות להתרחש תגובות היוצרות גרעינים כבדים יותר, שהחשובות מבינהם הן:

\begin{array}{l} ^{12}C+^{4}He \rightarrow ^{16}O+\gamma \\ ^{16}O+^{4}He \rightarrow ^{20}Ne + \gamma\\ ^{20}Ne+^{4}He \rightarrow ^{24}Mg + \gamma\end{array}


מיזוג אטומי פחמן

בטמפרטורות של מעל 700 מיליון קלווין מתחילות להתרחש תגובות שבהן מתמזגים שתי אטומי פחמן (מיזוג אטומי פחמן):

\begin{array}{l} ^{12}C + ^{12}C \rightarrow ^{24}Mg + \gamma\\ ^{12}C + ^{12}C \rightarrow ^{23}Na + ^{1}H\\ ^{12}C + ^{12}C \rightarrow ^{20}Ne + ^{4}He \\ ^{12}C + ^{12}C \rightarrow ^{23}Mg + n\\ ^{12}C + ^{12}C \rightarrow ^{16}O+^{4}He + ^{4}He\end{array}


נויטרונים (n) חופשיים, המשתחררים בתהליך, מתפרקים לפרוטון, פוזיטרון וחלקיק אנטי ניטרינו בתהליך הקרוי דעיכת בטא (Beta decay). מחצית זמן החיים של נויטרון חופשי (פרק המן שבו 50% מהאוכלוסיה מתפרקים) הינו כ 620 שניות.

מיזוג אטומי חמצן

בטמפרטורות הגבוהות ממיליארד קלווין מתחיל להתרחש מיזוג אטומי חמצן:

\begin{array}{l} ^{16}O + ^{16}O \rightarrow  ^{32}S + \gamma \\ ^{16}O + ^{16}O \rightarrow ^{31}P+^{1}H \\ ^{16}O + ^{16}O \rightarrow ^{31}S + n\\ ^{16}O+^{16}O\rightarrow ^{28}Si + ^{4}He \\ ^{16}O+^{16}O\rightarrow ^{24}Mg + ^{4}He+^{4}He\end{array}


מיזוג אטומי נאון

בטמפרטורות של כ- 1.3 מיליארד קלווין מתחיל להתרחש מיזוג אטומי נאון :

\begin{array}{l}^{20}Ne+^{20}Ne\rightarrow ^{16}O + ^{24}Mg + \gamma\end{array}


יצירת ברזל וניקל

בטמפרטורות של כ 5 מיליארד קלווין מגיעות התגובות האחרונות של יצירת ברזל וניקל:


\begin{array}{l}^{28}Si + ^{28}Si \rightarrow ^{56}Ni\\ ^{56}Ni \rightarrow ^{56}Fe\\ ^{56}Fe \rightarrow 13^{4}He + 4n\end{array}

בכל אופןן, תהליכי המיזוג האחרונים, המערבים שחרור אנרגיה, המתרחשים בליבות כוכבים הינם יצירת ברזל וניקל שהם הגרעינים בעלי אנרגית הקשר הגדולה ביותר.

תהליכי פוטו-דיסאינטגרציה

החל מטמפרטורה של כמליארד קלווין מתחילים להתרחש תהליכי פוטו-דיסאינטגרציה (פירוק על ידי פוטונים, באנגלית: Photo Disintegration) שבהם פוטון אנרגטי הפוגע בגרעין גורם לפירוקו למרכיבים קלים יותר. תהליכים אלו חשובים מאד בכוכבים מאסיביים. התהליך החשוב הראשון הינו פירוק ניאון לחמצן והליום. בטמפרטורות של כ 2.5 מיליארד קלווין מתחיל תהליך של פירוק הגופרית (לסיליקון והליום או זרחן ומימן או גפרית 31).

יצירת יסודות כבדים מברזל

יצירה של יסודות כבדים יותר מתרחשת ע"י תהליכים של לכידת נויטרונים ולכידת פרוטונים בגרעינים והפיכתם לגרעינים כבדים יותר. תהליכים מסוג זה מתרחשים בעיקר בעת התפוצציות של סופרנובה ובמעטפות של ענקים אדומים.

קיימים שלושה סוגים עיקריים של לכידת נוקלאונים:

תהליך S

תהליך S (באנגלית: S Process) הינו תהליך המתרחש כאשר גרעינים כבדים מופצצים ע"י שטף נמוך של נויטרונים. דוגמא לתהליך כזה:

\begin{array}{l}^{209}Bi+n \rightarrow ^{210}Bi+\gamma\\^{210}Bi \rightarrow ^{210}Po + e\\^{210}Po\rightarrow ^{206}Pb+^{4}He\end{array}

ככל הנראה תהליכים מסוג זה מתרחשים בענקים אדומים.

תהליץ R

תהליך R (באנגלית: R Process) הינו תהליך המתרחש כאשר גרעינים כבדים מופצצים ע"י שטף נויטרונים חזק. הגרעינים לוכדים ניטרונים והופכים לאיזוטופים לא יציבים שתוך פרקי זמן קצרים חסית דועכים לגרעינים יציבים. תהליך זה ככל הנראה מתרחש בסופרנובות. תהליך זה מאפשר יצירת יסודות כבדים מעופרת (Pb).

תהליך P

תהליך P (באנגלית: P Process) הינו תהליך של לכידת פרוטון ע"י גרעין כבד. תהליך זה הינו נדיר מאד אסטרופיזיקלית.

ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית

מחברים


ערן אופק