การแตกตัวด้วยแสง
การแตกตัวด้วยแสง (อังกฤษ: Photodisintegration (หรือที่เรียกว่า การแปรธาตุด้วยแสง (อังกฤษ: phototransmutation) เป็นกระบวนการทางฟิสิกส์ที่รังสีแกมมาพลังงานสูงอย่างยื่งยวดถูกดูดซึมโดยนิวเคลียสและทำให้มันเข้าสู่สภาพตื่นตัวซึ่งจะสลายตัวทันทีโดยการปลดปล่อยอนุภาคย่อยออกมา. โปรตอน, นิวตรอนหรืออนุภาคแอลฟาเดี่ยว ๆ[1] จะถูกเคาะอย่างมีประสิทธิภาพให้หลุดออกจากนิวเคลียสโดยรังสีแกมมาที่กำลังเข้ามา การแตกตัวด้วยแสงเป็นปฏิกริยาดูดซับพลังงาน (อังกฤษ: endothermic) สำหรับนิวเคลียสของอะตอมที่เบากว่าเหล็กและบางครั้งก็เป็นปฏิกริยาปลดปล่อยพลังงาน (อังกฤษ: exothermic) สำหรับนิวเคลียสของอะตอมที่หนักกว่าเหล็ก. การแตกตัวด้วยแสงเป็นผู้รับผิดชอบสำหรับการสังเคราะห์นิวเคลียสของอย่างน้อยบางองค์ประกอบที่อุดมไปด้วยโปรตอนและหนักผ่านทางกระบวนการพีที่จะเกิดขึ้นในซุปเปอร์โนวา
การแตกตัวด้วยแสงของดิวทีเรียม[แก้]
ปฏิกิริยาการแตกตัวด้วยแสงดังต่อไปนี้
21D + γ → 21H + n
ได้ถูกนำมาใช้โดยเจมส์ Chadwick และ มอริซ Goldhaber ในการวัดความแตกต่างของมวลระหว่างโปรตอนและนิวตรอน[2] การทดลองนี้พิสูจน์ให้เห็นว่านิวตรอนไม่ได้เป็นสภาวะผูกพันของโปรตอนและอิเล็กตรอน[3] ตามที่ได้ถูกเสนอโดยเออร์เนสต์ รัทเทอร์ฟอร์ด
การแตกตัวด้วยแสงของเบริลเลียม[แก้]
การแตกตัวด้วยแสงของเบริลเลียมโดยรังสีแกมมาที่ถูกปล่อยออกมาโดยพลวง-124 ถูกนำมาใช้เป็นแหล่งที่มาสำหรับนิวตรอนความร้อน[4][5]
ไฮเปอร์โนวา[แก้]
ในการระเบิดของดวงดาวที่มีขนาดใหญ่มาก (มากกว่าหรือเท่ากับ 250 ของมวลของดวงอาทิตย์) การแตกตัวด้วยแสงเป็นปัจจัยสำคัญอย่างหนึ่งในเหตุการณ์ซูเปอร์โนวา ในขณะที่ดาวมาถึงจุดสิ้นสุดของชีวิต มันจะมีอุณหภูมิและความดันถึงจุดที่ผลกระทบจากการดูดซับพลังงานของการแตกตัวด้วยแสงจะลดความดันและอุณหภูมิภายในแกนของมันเองลงชั่วคราว นี่เป็นสาเหตุให้แกนกลางเริ่มต้นที่จะยุบตัวเนื่องจากพลังงานถูกนำออกไปโดยการแตกตัวด้วยแสง และแกนกลางที่กำลังยุบนำไปสู่การก่อตัวของหลุมดำ ส่วนหนึ่งของมวลจะหนีออกไปในรูปแบบของเจ็ตสัมพัทธ์ (อังกฤษ: relativistic jets)ซึ่งอาจมีการ "พ่น" โลหะชิ้นแรกในจักรวาล[6][7]
ฟิชชันด้วยแสง[แก้]
ฟิชชันด้วยแสง (อังกฤษ: Photofission) เป็นกระบวนการที่คล้ายกันแต่แตกต่างกัน ในที่ซึ่งนิวเคลียส หลังจากมีการดูดซับรังสีแกมมา จะเริ่มปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิชชัน (แยกเป็นสองชิ้นที่มีมวลเกือบเท่ากัน)
อ้างอิง[แก้]
- ↑ Clayton, D. D. (1984). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. p. 519. ISBN 978-0-22-610953-4.
- ↑ Chadwick, J.; Goldhaber, M. (1934). "A nuclear 'photo-effect': disintegration of the diplon by γ rays". Nature. 134 (3381): 237–238. Bibcode:1934Natur.134..237C. doi:10.1038/134237a0.
- ↑ Livesy, D. L. (1966). Atomic and Nuclear Physics. Waltham, MA: Blaisdell. p. 347. LCCN 65017961.
- ↑ Lalovic, M.; Werle, H. (1970). "The energy distribution of antimonyberyllium photoneutrons". Journal of Nuclear Energy. 24 (3): 123–132. Bibcode:1970JNuE...24..123L. doi:10.1016/0022-3107(70)90058-4.
- ↑ Ahmed, S. N. (2007). Physics and Engineering of Radiation Detection. p. 51. ISBN 978-0-12-045581-2.
- ↑ Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Heger, A. (2001). "Pair-Instability Supernovae, Gravity Waves, and Gamma-Ray Transients". The Astrophysical Journal. 550 (1): 372–382. arXiv:astro-ph/0007176. Bibcode:2001ApJ...550..372F. doi:10.1086/319719.
- ↑ Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). "How Massive Single Stars End Their Life". The Astrophysical Journal. 591 (1): 288–300. arXiv:astro-ph/0212469. Bibcode:2003ApJ...591..288H. doi:10.1086/375341.