Sintesis nuklear najam

Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.
Lompat ke: pandu arah, cari

Sintesis nuklear najam (Inggeris: stellar nucleosynthesis) ialah proses yang membentuk unsur-unsur di dalam teras bintang-bintang. Bintang-bintang dikatakan berubah mengikut perubahan dalam kelimpahan unsur-unsur di dalamnya. Bintang kehilangan kebanyakan jisimnya apabila ia dilenting keluar daripada bintang pada peringkat akhir hayatnya, dengan itu meningkatkan kelimpahan unsur-unsur lebih berat daripada helium di dalam bahantara antara najam. Istilah sintesis nuklear supernova digunakan untuk menerangkan penghasilan unsur-unsur ketika letupan sebuah bintang. Perangsang utama dalam penghasilan teori sintesis nuklear ialah perbezaan dalam kelimpahan unsur kimia dalam alam semesta. Kelimpahan ini, apabila diplotkan di atas graf sebagai fungsi kepada nombor atom unsur tersebut, mempunyai bentuk bercerakah yang perbezaannya sehingga puluhan juta kali ganda. Ini mencadangkan proses semula jadi berbanding penyebaran rawak. Graf kelimpahan seperti ini boleh dilihat di Sejarah teori sintesis nuklear. Sintesis nuklear najam merupakan penyumbang utama beberapa proses yang turut tergolong dalam istilah jamak sintesis nuklear. Perangsang kedua kepada pemahaman proses-proses sintesis nuklear najam terjadi pada abad ke-20, apabila didapati bahawa tenaga yang dilepaskan melalui tindak balas lakuran nuklear menyebabkan kepanjangan usia Matahari sebagai sumber haba dan cahaya. Pelakuran nuklei di dalam bintang, bermula daripada kelimpahan hidrogen dan helium yang asal, menyediakan tenaga itu dan mensintesis nuklei baru sebagai bahan sampingan proses lakuran itu. Hal ini menjadi jelas ketika dekad sebelum Perang Dunia Kedua. Nuklei hasil lakuran terhad kepada nuklei-nuklei yang hanya berat sedikit daripada nuklei yang melakur; oleh itu ia tidak memberi sumbangan yang begitu besar kepada kelimpahan semula jadi unsur-unsur. Walau bagaimanapun, pendapat ini memungkinkan penjelasan bagi semua kelimpahan unsur dengan cara ini. Penghasil tenaga utama matahari ialah pelakuran hidrogen kepada helium yang berlaku pada suhu minimum 3 juta kelvin.

Sejarah[sunting | sunting sumber]

Pada tahun 1920, Arthur Eddington merupakan orang pertama yang mencadangkan bahawa bintang-bintang memperoleh tenaga mereka melalui lakuran nuklear hidrogen untuk membentuk helium.

Pada tahun 1920, Arthur Eddington, dengan berdasarkan ukuran tepat atom-atom oleh F. W. Aston, merupakan orang pertama yang mencadangkan bahawa bintang-bintang memperoleh tenaga mereka melalui pelakuran hirdogen kepada helium. Pada tahun 1928, George Gamov menerbitkan apa yang kini dinamakan faktor Gamov, formula mekanik kuantum yang memberikan kebarangkalian membawa dua nukleus cukup dekat untuk membolehkan daya nukleus kuat untuk mengatasi halangan Coulomb. Faktor Gamov digunakan pada dekat berikutnya oleh Atkinson, Houtermans dan kemudiannya oleh Gamov sendiri dan Edward Teller untuk menerbitkan kadar tindak balas nuklear yang akan berlaku pada suhu tinggi yang dipercayai wujud di bahagian dalam bintang-bintang.

Pada 1939, Hans Bethe di dalam kertas kerja bertajuk "Energy Production in Stars" menganalisis kemungkinan-kemungkinan berbeza bagi tindak balas yang melakurkan hidrogen kepada helium. Beliau memilih dua proses yang beliau percaya merupakan sumber tenaga dalam bintang-bintang. Proses pertama, tindak balas berantai proton-proton, merupakan sumber tenaga utama dalam bintang-bintang dengan jisim sehingga kira-kira jisim Matahari. Proses kedua, kitaran karbon-nitrogen-oksigen yang juga dipertimbangkan oleh Carl Friedrich von Weizsäcker pada tahun 1938, adalah paling penting bagi kebanyakan bintang besar. Kajian-kajian ini menekankan penghasilan tenaga yang boleh mengekalkan kepanasan bintang-bintang. Namun, mereka tidak memikirkan penghasilan nuklei-nuklei yang lebih berat. Teori tersebut dimulakan oleh Fred Hoyle pada 1946 dengan mengatakan bahawa sekumpulan nuklei yang sangat panas boleh dipasang menjadi besi. Selepas itu, pada tahun 1954, Hoyle menghasilkan kertas kerja yang besar yang menerangkan bagaimana fasa-fasa lakuran rumit di dalam bintang boleh mensintesis unsur-unsur antara karbon dan besi dengan banyaknya. Ini merupakan karya yang terutama dalam sintesis nuklear najam. Ia memberikan pelan bagaimana unsur-unsur yang terbanyak di bumi telah disintesis daripada unsur-unsur asal, hidrogen dan helium, dan menjelaskan bagaimana unsur-unsur yang banyak itu bertambah kelimpahan galaktiknya semakin tua galaksi itu.

Sejurus selepasnya, banyak peninggalan penting dalam teori Hoyle dibetulkan, bermula dengan penerbitan kertas kerja ulasan (review paper) yang terkenal pada 1957 oleh Burbidge, Burbidge, William Alfred Fowler dan Fred Hoyle (biasanya dipanggil kertas kerja B2FH). Kertas kerja ulasan ini mengumpul dan menghaluskan kajian-kajian terdahulu kepada gambaran yang sering dirujuk yang memastikan pengambilkiraan kelimpahan relatif diperhati unsur-unsur; tetapi ia tidak meluaskan kajian 1954 Hoyle berbeza daripada apa yang dianggap ramai orang, melainkan dalam pemahaman sintesis nuklear unsur-unsur yang lebih berat daripada besi. Penambahbaikan ketara dibuat oleh Alastair GW Cameron dan oleh Donald D. Clayton. Cameron mempersembahkan pendekatannya yang tersendiri (kebanyakannya mengikut pendekatan Hoyle) bagi sintesis nuklear. Beliau memperkenalkan komputer ke dalam pengiraan bergantung kepada masa bagi evolusi sistem nuklear. Clayton mengira model-model bergantung kepada masa pertama bagi proses-S dan proses-R, pembakaran silikon kepada unsur kumpulan besi, dan telah menemui kronologi radiogenik untuk menentukan usia unsur-unsur. Seluruh bidang kajian berkembang dengan pesat pada tahun 1970-an.