ธาตุหายากที่หนักกว่าเหล็กมาจากไหน?

ท่ามกลางการตอบโต้ทางเศรษฐกิจของสองมหาอำนาจ มีข่าวว่าธาตุหายากอาจถูกใช้เป็นเครื่องมือในการต่อรอง ในขณะที่เหล่านักฟิสิกส์ก็ยังคงหาที่มาที่ไปของธาตุเหล่านี้ นักวิจัยกลุ่มหนึ่งคาดว่ามีการชนกันของดาวนิวตรอนสองดวงเมื่อ 4.6 พันล้านปีก่อน ทำให้ธาตุหนักกระจายไปทั่วระบบสุริยะที่ยังก่อตัวไม่เสร็จ ธาตุหนักบนโลก เช่น กลุ่มธาตุหายาก รวมไปถึง ทอง แพลทินัมและยูเรเนียม อาจเกิดจากเหตุการณ์ดาวรวมตัวกันที่อยู่ห่างจากโลก 1,000 ปีแสง ตอนที่ระบบสุริยะของเรายังเป็นเหมือนกลุ่มฝุ่นและก๊าซ จากงานวิจัยที่ตีพิมพ์ใน Nature เมื่อ 2 พฤษภาคม 2019 ที่ผ่านมา ^[1]  


การชนกันของดาวนิวตรอนที่ตรวจพบในปี 2017 ที่โด่งดังไปทั่วโลก ให้ข้อมูลกับเรามากมาย และที่กล่าวถึงกันมากก็คือการชนนั้นสร้างธาตุหนักขึ้นมา ในข้อมูลคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่ได้มาพร้อมกับสัญญาณคลื่นความโน้มถ่วง GW170817 นักวิทยาศาสตร์พบหลักฐานการเกิดธาตุหนัก เช่น ทองคำ, แพลทินัม และยูเรนียม เป็นครั้งแรก ^[2] 


สัญญาณคลื่นความโน้มถ่วง GW170817
คลื่นความโน้มถ่วงคือ การกระเพื่อมของแผ่นกาลอวกาศ เกิดจากมวลที่มีความเร่ง ซึ่งสร้างคลื่นแผ่ออกมาจากแหล่งกำเนิดด้วยความเร็วแสง โดยแนวคิดนี้ถูกนำเสนอเป็นครั้งแรกโดยอ็องรี ปวงกาเร (Henri Poincaré) ในปี 1905 และต่อมาอัลแบร์ท ไอน์ชไตน์ (Albert Einstein) ได้ทำนายการมีอยู่ของมันในปี 1916 ตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป จนกระทั่ง 11 กุมภาพันธ์ 2016 องค์การความร่วมมือทางวิทยาศาสตร์ LIGO และ Virgo ประกาศว่าได้สังเกตพบคลื่นความโน้มถ่วงโดยตรงเป็นครั้งแรก ซึ่งพบตั้งแต่ห้าเดือนก่อนคือ 14 กันยายน 2015 โดยใช้เครื่องตรวจวัด LIGO ผลการวิเคราะห์ข้อมูลทำให้เรารู้ว่า สาเหตุของคลื่นความโน้มถ่วงครั้งนี้คือการรวมตัวกันของหลุมดำสองดวง เกือบสองปีต่อมาในเดือนสิงหาคมปี 2017 เครื่องวัดทั้งของ LIGO และ Virgo ได้สังเกตพบคลื่นความโน้มถ่วงสี่ชุดที่เกิดจากหลุมดำรวมตัวกัน และอีกหนึ่งชุดจากดาวนิวตรอนคู่รวมตัวกัน^*[1] ทำให้ในปีนั้น ผู้ที่อยู่เบื้องหลังการค้นพบครั้งสำคัญนี้ ได้แก่ ไรเนอร์ ไวส์ (Rainer Weiss), คิป โธรน (Kip Thorne) และ แบรรี เบริช (Barry Barish) ได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ร่วมกัน


^*[1] ระบบดาวนิวตรอนคู่
ดาวนิวตรอนเกิดจากการยุบตัวของใจกลางของดาวขนาดยักษ์ซึ่งมีมวลตอนก่อนยุบตัวระหว่าง 10-29 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ การยุบตัวนี้ทำให้ดาวนิวตรอนเป็นดาวที่มีขนาดเล็กและหนาแน่นมาก โดยมีขนาดในหลัก 10 กิโลเมตร และมวลน้อยกว่า 2.16 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ การยุบตัวนี้เกิดจากแรงโน้มถ่วงหลังจากดาวขนาดยักษ์ระเบิดแบบซุปเปอร์โนวา ทำให้ใจกลางดาวยุบตัวจนมีความหนาแน่นระดับนิวเคลียส โดยเกือบทั้งหมดของดาวประกอบด้วยนิวตรอน น้อยครั้งที่เราจะพบดาวนิวตรอนโคจรร่วมกันในระบบดาวคู่ (binary system) กล่าวคือระบบของวัตถุทางดาราศาสตร์ที่อยู่ใกล้กันมากพอจะทำให้แรงดึงดูดจากความโน้มถ่วงส่งผลให้มันต่างโคจรรอบศูนย์กลางมวลร่วม (barycenter) จุดเดียวกัน ^[3]


GW170817 คือสัญญาณคลื่นความโน้มถ่วง (GW) ที่ตรวจวัดได้โดยเครื่องวัด LIGO และ Virgo เมื่อวันที่ 17 สิงหาคม 2017 ซึ่งเกิดจากแกแล็กซีรูปเลนส์ NGC 4993 จากการวิเคราะห์พบว่ามันไม่เหมือนกับสัญญาณคลื่นความโน้มถ่วงครั้งก่อน ๆ ซึ่งเกิดจากหลุมดำรวมตัวกัน แต่เกิดจากดาวนิวตรอนที่โคจรเข้ามาใกล้กันและรวมตัวกันในที่สุด นอกจากนี้ยังเป็นครั้งแรกที่มีการยืนยันเหตุการณ์นี้จาก 70 สถานีตรวจวัดทั่วโลกและในอวกาศ ที่ได้รับสัญญาณคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในช่วงเวลาเดียวกัน การรวมตัวครั้งนี้ปลดปล่อยพลังงานออกมาในระดับที่เรียกว่ากิโลโนวา (kilonova)^*[2] ซึ่งเชื่อกันว่ามีส่วนในการสร้างธาตุที่หนักกว่าเหล็กในจักรวาลถึงครึ่งหนึ่ง ^[4] เหตุการณ์ในครั้งนั้นสร้างธาตุหนักที่มีมวลถึง 16,000 เท่าของมวลโลก คิดเป็นทองและแพลทินัมถึง 10 เท่าของมวลโลก


^*[2] กิโลโนวา (kilonova)
คำนี้เพิ่งถูกใช้ครั้งแรกในปี 2010 โดยเมซเกอร์ (Metzger) และคณะ สำหรับอธิบายเหตุการณ์ทางดาราศาสตร์ที่มีความสว่างกว่าคลาสสิคัลโนวา (classical nova) ที่เกิดจากการระเบิดของดาวแคระขาว 1000 เท่า แต่น้อยกว่าซุปเปอร์โนวาทั่วไปที่เกิดจากการระเบิดของดาวยักษ์ 10 ถึง 100 เท่า ^[5] กิโลโนวาเกิดขึ้นในระบบดาวคู่ที่กระชับเข้าหากัน เป็นช่วงที่ดาวนิวตรอนสองดวง หรือดาวนิวตรอนกับหลุมดำกำลังจะรวมตัวกัน มีการปะทุของรังสีแกมมา และแผ่คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าความเข้มสูงออกมา เนื่องจากการสลายตัวทางกัมมันตรังสีของนิวเคลียสธาตุหนักจากกระบวนการ r-process ที่เกิดขึ้นและถูกพ่นออกมาระหว่างกระบวนการรวมตัว


การเกิดธาตุหนัก
การเกิดธาตุหนักแบบนั้น สามารถเกิดได้จากเหตุการณ์ที่ทรงพลังอย่างซูเปอร์โนวา หรือดาวรวมตัวกัน ทำให้เกิดกระบวนการจับนิวตรอนแบบรวดเร็ว (r-process)^*[3] กล่าวคือชุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ต่อเนื่องที่นิวเคลียสของอะตอมชนเข้ากับนิวตรอน จนท้ายที่สุดเกิดธาตุที่หนักกว่าธาตุเหล็ก ปฏิกิริยานี้จะต้องเกิดขึ้นอย่างรวดเร็วจนการสลายตัวทางกัมมันตรังสี (beta-decay) ไม่มีโอกาสเกิดขึ้นได้ทัน ก่อนที่นิวตรอนยึดเกาะกับนิวเคลียส ซึ่งหมายความว่าจะต้องเกิดขึ้นในบริเวณที่มีนิวตรอนอิสระกระจายตัวอยู่จำนวนมาก


อิมเร บาร์โทส (Imre Bartos) และผู้ร่วมวิจัยซาโบลซ์ มาร์กา (Szabolcs Márka) จากมหาวิทยาลัยโคลัมเบีย (Columbia University) จึงได้ทำการวิเคราะห์ไอโซโทปกัมมันตรังสีในอุกกาบาตจากระบบสุริยะในยุคเริ่มแรก เพื่อศึกษาว่าธาตุหนักของโลกมีที่มาจากไหนกันแน่ ระหว่างซุปเปอร์โนวาหรือดาวนิวตรอนรวมตัวกัน เขาพบธาตุกลุ่มแอคทิไนด์ หรือธาตุหนักที่มีเลขอะตอม 89 ถึง 103 ตั้งแต่ธาตุแอคทิเนียมจนถึงธาตุลอร์เรนเซียม ซึ่งทั้งหมดนี้เป็นธาตุกัมมันตรังสี หมายความว่าธาตุเหล่านี้มีนิวเคลียสไม่เสถียร มีการสลายตัวตลอดเวลา โดยพบร่องรอยของธาตุกลุ่มนี้ในอุกกาบาตจากยุคแรกเริ่มของระบบสุริยะ


^*[3] กระบวนการจับนิวตรอนแบบรวดเร็ว (r-process) 
r-process เป็นชุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ต่อเนื่องที่นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์เชื่อว่าทำให้เกิดธาตุ ที่หนักกว่าเหล็กถึงครึ่งหนึ่งของจักรวาล นอกจากกระบวนการจับนิวตรอนแบบช้า (s-process) โดยทั่วไป อะตอมของธาตุประกอบไปด้วยนิวเคลียสและอิเล็กตรอน นิวเคลียสประกอบไปด้วยนิวคลีออน (nucleon) ที่ชื่อว่าโปรตอนและนิวตรอน ชนิดของธาตุถูกกำหนดโดยจำนวนโปรตอนในนิวเคลียส ซึ่งเราเรียกค่านี้ว่าเลขอะตอม แต่ธาตุชนิดเดียวกันอาจมีจำนวนนิวตรอนไม่เท่ากันเรียกว่าไอโซโทป (isotope) ยิ่งธาตุมีเลขอะตอมมาก มวลจะยิ่งมากขึ้น และยิ่งผลรวมของโปรตอนและนิวตรอนมีมากเท่าไหร่ มวลก็จะยิ่งมากขึ้นเท่านั้น เราเรียกค่าผลรวมนี้ว่าเลขมวล กระบวนการฟิวชันในดาวฤกษ์ให้ธาตุหนักสูงสุดที่ธาตุเหล็กเท่านั้น เนื่องจากขีดจำกัดของพลังงาน ดังนั้นธาตุที่หนักกว่าธาตุเหล็กจะต้องเกิดจากกระบวนการอื่น ในปฏิกิริยานิวเคลียร์พื้นฐาน เมื่อนิวเคลียสได้รับนิวตรอนเพิ่ม ในภาวะทั่วไปมันจะสลายตัวให้อนุภาคเบตาลบและแอนไทนิวทริโน แล้วนิวตรอนในนิวเคลียสจะเปลี่ยนเป็นโปรตอนทำให้เกิดธาตุที่หนักขึ้น


ในวิวัฒนาการของดวงดาวช่วงที่ดาวระเบิด (ซุปเปอร์โนวา – supernova) หรือในกระบวนการรวมตัวกันของดาวนิวตรอน จะเกิดภาวะที่กระบวนการสลายตัวให้อนุภาคเบตาลบนี้เกิดขึ้นไม่ได้ เนื่องจากสถานะว่างของอิเล็กตรอนถูกบรรจุเต็มจนถึงระดับพลังงานที่สูงเกินกว่าจะเกิดกระบวนการสลายตัวได้ แต่กระบวนการจับนิวตรอนของนิวเคลียสยังเกิดขึ้นเรื่อย ๆ ทำให้เกิดนิวเคลียสที่มีจำนวนนิวตรอนมากขึ้นและไม่เสถียร และเมื่อถึงจุดหนึ่ง อัตราการกระจายของนิวตรอนอิสระลดลง กระบวนการสลายตัวให้อนุภาคเบตาลบจึงเกิดขึ้นอย่างรวดเร็ว ทำให้เกิดธาตุที่หนักขึ้น  


ไอโซโทปกัมมันตรังสีมีครึ่งชีวิตซึ่งหมายถึงระยะเวลาที่นิวเคลียสของอะตอมในสารตัวอย่างสลายตัวไปครึ่งหนึ่ง และในธาตุหลายชนิดเราคำนวณปริมาณได้ จึงสามารถใช้ครึ่งชีวิตของสารกัมมันรังสีสืบย้อนกลับไปยังแต่ละช่วงเวลาในอดีตได้ ดังนั้นนักวิจัยจึงสามารถใช้ธาตุกลุ่มแอคทิไนด์, พลูโตเนียม, ยูเรเนียม และซีเรียมในอุกกาบาตเพื่อทำการสืบย้อนหาปริมาณของธาตุหนักในระบบสุริยะยุคเริ่มแรกได้ แต่วิธีนี้บอกอะไรไม่ได้มาก ทีมนักวิจัยจึงทำการจำลองเชิงตัวเลขด้วยวิธีมอนตีคาร์โล (Monte carlo)^*[4] กับระบบสุริยะยุคเริ่มแรกเพื่อเปรียบเทียบค่าที่วัดได้จริงจากอุกกาบาตกับการจำลอง พวกเขาพบว่าทั้งสองค่าจะไม่ตรงกัน หากไม่พิจารณาการรวมตัวกันของดาวนิวตรอนร่วมด้วย สิ่งที่ทำให้ปริมาณธาตุกลุ่มแอคทิไนด์ตรงกับที่ตรวจวัดได้ก็คือการชนกันของดาวนิวตรอนประมาณ 1,000 ปีแสงจากระบบสุริยะคือภายในทางช้างเผือกของเรานี่เอง โดยเกิดขึ้นเมื่อประมาณ 100 ล้านปีก่อนระบบสุริยะจะก่อตัวขึ้น ตอนนั้นกลุ่มก๊าซและฝุ่นที่จะกลายเป็นระบบสุริยะยังอยู่ในกระบวนการรวมตัวกัน


^*[4] วิธีมอนตีคาร์โล (Monte Carlo methods) 
วิธีมอนตีลาร์โล คือขั้นตอนวิธีทางคอมพิวเตอร์ที่ใช้การสุ่มตัวอย่างซ้ำ ๆ และประมวลผลตามตัวแบบหรือสมการทางคณิตศาสตร์จนกว่าจะได้ผลลัพธ์ที่ต้องการ ในงานวิจัยนี้ผู้วิจัยได้กำหนดเงื่อนไขต่าง ๆ ตามที่ได้ทบทวนงานวิจัยและปรับแก้ให้เหมาะสม จากนั้นทำการสุ่มตัวแปรบางตัว เช่น ตำแหน่งและเวลาที่เกิดการรวมตัวของดาว จากนั้นคำนวณหาอัตราการรวมตัวของดาว และฟังก์ชันหนาแน่นความน่าจะเป็นของอัตราการเกิดธาตุ    แต่ละชนิด แล้วคำนวณสัดส่วนปริมาณธาตุออกมา และนำไปเปรียบเทียบกับข้อมูลที่วัดได้จากอุกกาบาต จนกว่าจะได้ค่าที่เท่ากัน


ผลการวิจัย 
งานวิจัยระบุว่าเหตุการณ์นี้เกิดขึ้นเพียงครั้งเดียว และทำให้เกิดธาตุต่าง ๆ กระจายตัวออกไปยังอวกาศรอบ ๆ โดยเกิดธาตุคิวเรียม-247 70% และธาตุพลูโตเนียม-244 40% ของระบบสุริยะในช่วงแรกเริ่ม ธาตุเหล่านี้หลงเหลืออยู่น้อยมาก จากการสลายตัวของกัมมันตรังสี เพราะเวลาผ่านไปถึง 4.6 พันล้านปีแล้ว พวกเขาพบว่าที่มาของธาตุเหล่านี้ไม่น่าจะเป็นซุปเปอร์โนวา ซึ่งเกิดขึ้นบ่อยเกินไป เพราะถ้าเป็นอย่างนั้น ปริมาณธาตุกลุ่มแอคทิไนด์ที่เกิดขึ้นจึงจะต้องมากกว่าที่ตรวจพบในอุกกาบาตมากกว่านี้ โดยเส้นทางของธาตุหนักเหล่านี้ แสดงไว้ในรูปที่ 1 นักวิจัยหวังว่า งานของพวกเขาจะเป็นแนวทางในการศึกษากระบวนการ ที่เกี่ยวข้องกับการเกิดและองค์ประกอบของระบบสุริยะของเรา ทั้งยังเป็นการบุกเบิกแนวทางใหม่ ๆ ในแวดวงการวิจัยในอนาคตด้วย ^[6] 

รูปที่ 1 ลำดับการเดินทางของธาตุจาก r-process เมื่อดาวนิวตรอนรวมตัวกัน จะทำให้เกิดหลุมดำที่ดักกลืนมวลขึ้นมา (จานดักกลืนมวล - accretion disk - มีสีแดงในภาพ) แรงโน้มถ่วงที่ไม่สม่ำเสมอและลมจากจานดักกลืนมวลจะพ่นมวลสารที่มีนิวตรอนมากออกมา มวลสารนี้ (สีเทาในภาพ) ผ่านการจับนิวตรอนแบบรวดเร็ว ทำให้เกิดธาตุหนักจาก r-process หลายชนิด รวมถึงธาตุกลุ่มแอคทิไนด์ด้วย เมื่อกลุ่มก๊าซ-ฝุ่นที่ถูกพ่นออกมานี้มาถึงเนบิวลาระบบสุริยะช่วงเริ่มก่อตัว ธาตุหนักก็จะกระจายทั่วและยังคงหลงเหลือมาจนถึงปัจจุบัน ^[1]


 

เรียบเรียงโดย

วราวุธ สอาดสิน
อาจารย์สาขาวิชาฟิสิกส์ มหาวิทยาลัยราชภัฏเทพสตรี

• [1] Bartos, I. and S. Marka, A nearby neutron-star merger explains the actinide abundances in the early Solar System. Nature, 2019. 569(7754): p. 85-88.
• [2] STARR, M. Astronomers Just Found The Ancient Cosmic Event That Gave Earth Gold And Platinum. 8 MAY 2019; Available from: https://www.sciencealert.com/a-star-smash-up-billions-of-years-ago-rained-gold-and-platinum-on-the-solar-system.
• [3] Tauris, T.M. and E.P.J. van den Heuvel, Formation and evolution of compact stellar x-ray sources. To appear in the book 'Compact Stellar X-Ray Sources', 2003.
• [4] Cho, A. Merging neutron stars generate gravitational waves and a celestial light show. Science 16 October 2017; Available from:https://www.sciencemag.org/news/2017/10/merging-neutron-stars-generate-gravitational-waves-and-celestial-light-show.
• [5] Hubble captures infrared glow of a kilonova blast. 5 August 2013; Available from:https://www.spacetelescope.org/images/opo1329a/.
• [6] Columbia_News. Two Neutron Stars Collided Near the Solar System Billions of Years Ago. 7 May 2019; Available from:https://news.columbia.edu/news/two-neutron-stars-collided-near-solar-system-billions-years-ago.