الفيزياء الفلكية النووية

الفيزياء الفلكية النووية هي فرع متعدد التخصصات في الفيزياء يتضمن التعاون الوثيق بين الباحثين في المجالات الفرعية المختلفة للفيزياء النووية والفيزياء الفلكية لا سيما التشكيل النجمي والقياس والتقدير النظري لمعدلات التفاعل النووي وعلم الكون والكيمياء الكونية الفيزيائية، وأشعة غاما وعلم الفلك البصري والأشعة السينية، وتوسيع نطاق معرفتنا بالفترات الزمنية والكتل النووية. تهدف الفيزياء الفلكية النووية بشكل عام إلى فهم أصل العناصر الكيميائية وتوليد الطاقة في النجوم.

التاريخ

تظهر المبادئ الأساسية لشرح أصل العناصر وتوليد الطاقة في النجوم في نظرية التخليق النووي، واجتمعت في أواخر الخمسينيات من القرن العشرين في أعمال علماء الفلك بوربيدج وفاولر وهويل ^[1] وكاميرون.^[2] تتمثل المبادئ الأساسية للفيزياء الفلكية النووية في أنه لا يمكن تشكيل نظائر الهيدروجين والهيليوم (وآثار الليثيوم والبريليوم والبورون) إلا في نموذج متجانس لنظرية الانفجار العظيم، بينما تتشكل جميع العناصر الأخرى في النجوم.^[3]

إن تحويل الكتلة النووية إلى طاقة إشعاعية (حسب علاقة أينشتاين الشهيرة في مجال الطاقة الكلية) هو ما يسمح للنجوم باللمعان لمدة تصل إلى مليارات السنين. افترض العديد من علماء الفيزياء البارزين في القرن التاسع عشر مثل ماير وواترسون وفون هيلمهولتز ولورد كيلفن أن الشمس تُشِع بالطاقة الحرارية عن طريق تحويل طاقة الجاذبية المحتملة إلى حرارة. يمكن حساب زمن هذه الطاقة بسهولة نسبية في ظل هذا النموذج باستخدام نظرية فيريال فتظهر النتيجة بحوالي 19 مليون عام. لم يتطابق هذا الرقم مع الرقم الموجود في السجلات الجيولوجية ونظرية التطور البيولوجي الجديدة.

يشير حساب الجزء الخلفي من الغلاف إلى أنه في حالة عدم احتواء الشمس إلا على الوقود الأحفوري مثل الفحم مع الأخذ في الاعتبار معدل انبعاث الطاقة الحرارية، فإن عمرها سيكون مجرد أربعة أو خمسة آلاف سنة وهو ما لا يتوافق حتى مع سجلات الحضارة الإنسانية. تنص إحدى الفرضيات قبل ظهور الفيزياء الحديثة إلى أن مصدر الطاقة الأساسي للشمس هو تقلّص الجاذبية. لم تلاقي هذه الفرضية الاهتمام المطلوب بالإضافة إلى أن النشاط الإشعاعي نفسه لم يكتشفه بيكريل حتى عام 1895.^[4] لا يمكن فهم الطاقة النجمية بالشكل الصحيح بدون نظريات النسبية وميكانيكا الكم.

اقترح إدينجتون انتقال الهيدروجين إلى الهيليوم محررًا الطاقة من خلال عملية غير معروفة في قلب الشمس، وذلك بعد أن أثبت أستون أن كتلة الهيليوم أقل من أربعة أضعاف كتلة البروتون.^[5]

تمثل الصورة وفرة العناصر الكيميائية في المجموعة الشمسية. الهيدروجين والهيليوم هما الأكثر شيوعًا، وهما من البقايا في نموذج الانفجار العظيم. [9] تُعد العناصر الثلاثة (الليثيوم والبيريليوم والبورون) نادرة لأنها تُرَكّب بشكل سيء في نموذج الانفجار العظيم وفي النجوم أيضًا. الاتجاهان العامان في العناصر المتبقية المنتجة بالنجوم هما: 1- تناوب وفرة العناصر وفقًا لامتلاكهم أعداد ذرية زوجية أو غريبة، 2- انخفاض عام في الوفرة حيث تصبح العناصر أثقل. ^[6]

توقعات

تقدر نظرية التخليق النووي النجمي الوفرة الكيميائية بالاتفاق مع تلك التي لوحظت في النظام الشمسي والمجرة.^[7][8] استُخدمت هذه البيانات لصياغة النظرية ولكن يجب أن تكون النظرية العلمية مميزة. [بحاجة لمصدر] وقد اختُبرت النظرية جيدًا من خلال الملاحظة والتجربة منذ صياغتها لأول مرة.

تتنبأ النظرية بالتكنيتيوم في النجوم وهو أخف عنصر كيميائي بدون نظائر مستقرة، وبواعث غاما الخاصة بالمجرات ومراقبة النيوترونات الشمسية ^[9] ومن المستعرات الأعظم. هذه الملاحظات لها آثار بعيدة المدى. كان الدافع وراء العمل الذي أدى إلى اكتشاف تذبذب النيوترينو (يعني وجود كتلة غير صفرية للنيوترينو المتغيب في النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات) هو تدفق النيوترينو الشمسي بأقل بثلاثة أضعاف من المتوقع، واعتُبر هذا مصدر قلق طويل في الفيزياء الفلكية النووية العامية، وعُرف باسم مشكلة النيوترينو الشمسية. إن تدفق النيوترينو الذي يمكن ملاحظته من المفاعلات النووية أكبر بكثير من تدفق الشمس، لذلك كان الدافع الأساسي لدافيس وآخرون هو البحث عن النيوتريونات الشمسية لأسباب فلكية.

المراجع

موسوعات ذات صلة :

• موسوعة الفيزياء