خورشید-رادیونوکلید-ستاره‌های-AGB

چگونگی شکل‌گیری خورشید ما و تأثیرات آن بر ستاره‌شناسی

آیا تا به حال به این فکر کرده‌اید که چقدر طول کشید تا خورشید ما در مهد ستاره‌ای خود شکل بگیرد؟ یک همکاری بین‌المللی از دانشمندان اکنون به پاسخ نزدیک‌تر شده است. آن‌ها موفق به اندازه‌گیری تجزیه بتای حالت متصل یون‌های تالیوم کاملاً یونیزه شده (205Tl81+) در حلقه ذخیره‌سازی تجربی (ESR) در GSI/FAIR شدند. این اندازه‌گیری تأثیرات عمیقی بر تولید سرب رادیواکتیو (205Pb) در ستاره‌های شاخه غول‌آسا (AGB) دارد و می‌تواند به تعیین زمان شکل‌گیری خورشید کمک کند. نتایج این تحقیق در مجله Nature منتشر شده است.

مدت زمان شکل‌گیری خورشید

محاسبات کنونی تخمین می‌زنند که شکل‌گیری خورشید ما از ابر مولکولی پیش‌ساز آن حدود چند ده میلیون سال طول کشیده است. دانشمندان این عدد را از رادیونوکلیدهای با عمر طولانی که درست قبل از شکل‌گیری خورشید تولید شده‌اند، بدست می‌آورند. این فرآیند به نام فرآیند s نجومی شناخته می‌شود. فرآیند s در همسایگی خورشید در ستاره‌های AGB – ستاره‌های با جرم متوسط در انتهای چرخه‌های سوختی خود – عمل کرده است. رادیونوکلیدها، که از زمان تولد خورشید ۴.۶ میلیارد سال پیش به طور کامل تجزیه شده‌اند، اثراتی را به صورت فراوانی‌های اضافی کوچک از محصولات تجزیه در شهاب‌سنگ‌ها به‌جا گذاشته‌اند که اکنون قابل شناسایی هستند.

ویژگی‌های رادیونوکلید مناسب

کاندیدای ایده‌آل یک رادیونوکلید است که به‌طور خالص توسط فرآیند s تولید شده و آلاینده‌هایی از سایر فرآیندهای هسته‌ای نداشته باشد. هسته “فقط s” 205Pb تنها کاندیدایی است که این ویژگی‌ها را دارد. در زمین، 205Pb به 205Tl تجزیه می‌شود و یکی از پروتون‌های خود و یک الکترون اتمی را به یک نوترون و یک نوترینوی الکترون تبدیل می‌کند. اختلاف انرژی بین 205Pb و دختر آن 205Tl آن‌قدر کوچک است که انرژی‌های پیوندی بزرگ‌تر الکترون‌ها در 205Pb (با بار Z=82 در مقایسه با تنها 81 الکترون در 205Tl) کفه را به نفع خود سنگین می‌کند.

تصویری هنری از شکل‌گیری خورشید در سیستم خورشیدی اولیه و ابر مولکولی.
تصور کنید که در حال شکل‌گیری خورشید ما در ابر مولکولی هستید.

تجزیه بتای حالت متصل

به عبارت دیگر، اگر تمام الکترون‌ها حذف شوند، نقش دختر و مادر در تجزیه معکوس می‌شود و 205Tl به تجزیه بتای منفی به 205Pb می‌پردازد. این اتفاق در ستاره‌های AGB می‌افتد، جایی که دماهای چند صد میلیون کلوین برای یونیزه کردن کامل اتم‌ها کافی است. مقدار 205Pb تولید شده در ستاره‌های AGB به شدت به نرخ تجزیه 205Tl به 205Pb وابسته است. اما این تجزیه نمی‌تواند تحت شرایط آزمایشگاهی عادی اندازه‌گیری شود زیرا در آنجا 205Tl پایدار است. تجزیه 205Tl تنها در صورتی از نظر انرژی ممکن است که الکترون تولید شده به یکی از مدارهای اتمی متصل در 205Pb جذب شود. این یک حالت تجزیه به‌طور استثنایی نادر است که به عنوان تجزیه بتای حالت متصل شناخته می‌شود. علاوه بر این، تجزیه هسته‌ای منجر به یک حالت برانگیخته در 205Pb می‌شود که تنها با ۲.۳ کیلوالکترون‌ولت بالاتر از حالت پایه قرار دارد اما به شدت بر تجزیه به حالت پایه ترجیح داده می‌شود.

📢 اگر عاشق علم هستید و نمی‌خواهید هیچ مقاله‌ای را از دست بدهید…

به کانال تلگرام ما بپیوندید! تمامی مقالات جدید روزانه در آنجا منتشر می‌شوند.

📲 عضویت در کانال تلگرام
پاپ‌آپ اطلاعیه با اسکرول

مدل ترازوی ستاره‌ای جفت 205Tl-205Pb

جفت ایزوتوپ‌های 205Tl و 205Pb را می‌توان به‌عنوان یک مدل ترازوی ستاره‌ای تصور کرد، زیرا هر دو مسیر تجزیه ممکن است و برنده به شرایط محیطی ستاره‌ای، از جمله دما و چگالی (الکترون) بستگی دارد. همچنین، قدرت انتقال هسته‌ای که در این رقابت ستاره‌ای ناشناخته بزرگ بود، تأثیرگذار است. این ناشناخته اکنون در یک آزمایش هوشمندانه که توسط یک تیم بین‌المللی از دانشمندان از ۳۷ مؤسسه در دوازده کشور انجام شده، فاش گردیده است.

تصویری نزدیک از فرآیند تجزیه بتای ایزوتوپ‌های 205Pb و 205Tl.
فرآیند تجزیه بتای ایزوتوپ‌ها، کلید شناخت شکل‌گیری خورشید.

تجزیه بتای حالت باند تنها در صورتی قابل اندازه‌گیری است که هسته در حال تجزیه از تمام الکترون‌ها خالی شده و تحت این شرایط فوق‌العاده برای چندین ساعت نگهداری شود. در سطح جهانی، این تنها در حلقه ذخیره‌سازی تجربی یون‌های سنگین GSI/FAIR به همراه جداساز تکه‌ها (FRS) ممکن است. پروفسور یوری لیتوینوف از GSI/FAIR، سخنگوی این آزمایش می‌گوید: “اندازه‌گیری 205Tl81+ در دهه ۱۹۸۰ پیشنهاد شده بود، اما چندین دهه توسعه شتاب‌دهنده و تلاش‌های سخت بسیاری از همکاران لازم بود تا این پروژه به ثمر برسد.” او ادامه می‌دهد: “برای دستیابی به شرایط مورد نیاز برای یک آزمایش موفق، تکنیک‌های نوآورانه زیادی باید توسعه می‌یافت، مانند تولید 205Tl خالی در یک واکنش هسته‌ای، جداسازی آن در FRS و انباشت، خنک‌سازی، ذخیره‌سازی و نظارت در ESR.”

دکتر ریکاردو مانچینو، که محاسبات را به‌عنوان پژوهشگر پسادکتری در دانشگاه فنی دارمشتات و GSI/FAIR انجام داده است، می‌گوید: “با دانستن قدرت انتقال، اکنون می‌توانیم به‌دقت نرخ‌هایی را که جفت ترازوی 205Tl-205Pb در شرایط موجود در ستاره‌های AGB عمل می‌کند، محاسبه کنیم.”

محصول 205Pb در ستاره‌های AGB توسط محققان رصدخانه کونکولی در بوداپست (مجارستان)، INAF Osservatorio d’Abruzzo (ایتالیا) و دانشگاه هال (انگلستان) استخراج شده و نرخ‌های جدید تجزیه ستاره‌ای 205Tl/205Pb در مدل‌های پیشرفته نجوم AGB خود پیاده‌سازی شده است. دکتر ماریا لوگارو، پژوهشگر در رصدخانه کونکولی توضیح می‌دهد: “نرخ تجزیه جدید به ما این امکان را می‌دهد که با اطمینان پیش‌بینی کنیم چقدر 205Pb در ستاره‌های AGB تولید می‌شود و به ابر گازی که خورشید ما را تشکیل داده، راه می‌یابد.” او ادامه می‌دهد: “با مقایسه با مقدار 205Pb که در حال حاضر از شهاب‌سنگ‌ها استنباط می‌کنیم، نتیجه جدید یک بازه زمانی برای تشکیل خورشید از ابر مولکولی پیش‌ساز به مدت ده تا بیست میلیون سال ارائه می‌دهد که با دیگر گونه‌های رادیواکتیو تولید شده توسط فرآیند جذب نوترون کند سازگار است.”

تصویری از یک آزمایش علمی در آزمایشگاه با تمرکز بر تجزیه یونی.
پژوهشگران در حال مطالعه واکنش‌های هسته‌ای در آزمایشگاه پیشرفته.

گای لکنبای، دانشجوی دکترا از TRIUMF و نویسنده اول این مقاله می‌گوید: “نتیجه ما نشان می‌دهد که چگونه امکانات تجربی نوآورانه، همکاری بین گروه‌های تحقیقاتی متعدد و تلاش‌های بسیار می‌تواند به ما در درک فرآیندها در هسته ستاره‌ها کمک کند. با نتیجه تجربی جدید ما، می‌توانیم کشف کنیم که خورشید ما ۴.۶ میلیارد سال پیش چه مدت زمانی برای تشکیل نیاز داشته است.”

نیمه‌عمر تجزیه بتای حالت باند اندازه‌گیری شده برای تحلیل انباشت 205Pb در محیط بین‌ستاره‌ای ضروری است. با این حال، سایر واکنش‌های هسته‌ای نیز مهم هستند، از جمله نرخ جذب نوترون بر روی 205Pb که برای آن آزمایشی با استفاده از روش واکنش جانشینی در ESR برنامه‌ریزی شده است. این نتایج به‌وضوح امکانات منحصر به فردی را که حلقه‌های ذخیره‌سازی یون‌های سنگین در GSI/FAIR ارائه می‌دهند، نشان می‌دهد و به ما این امکان را می‌دهد که جهان را به آزمایشگاه بیاوریم.

این کار به همکاران درگذشته فریتز بوش، روبرتو گالینو، هانس گیسل، پل کیندل، فریتز نولدن و جرالد جی. واسر بورگ که سال‌ها از این تحقیق حمایت کردند، تقدیم می‌شود.

مقاله های شبیه به این مقاله

بیشتر بخوانید

دیدگاهتان را بنویسید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد. بخش‌های موردنیاز علامت‌گذاری شده‌اند *