Nukleosintezė: elementai sunkesni už geležį

Nukleosintezė: elementai sunkesni už geležį

Kaip supernovos ir neutroninių žvaigždžių susiliejimai iškalinėja Visatą praturtinančius elementus—galiausiai padovanodami auksą ir kitus brangiuosius metalus mūsų planetiniams namams

Šiuolaikinis mokslas patvirtina, jog kosminė alchemija yra atsakinga už kiekvieną mūsų matomą sunkesnį elementą – pradedant geležimi mūsų kraujyje ir baigiant auksu juvelyriniuose dirbiniuose. Kai užsisegame auksinę grandinėlę ar gėrimės platininiu žiedu, iš tiesų laikome atomus, kilusius iš ypatingų astrofizinių įvykių—supernovų sprogimų ir neutroninių žvaigždžių susiliejimų—dar gerokai iki Saulės ir planetų susidarymo. Šiame straipsnyje susipažinsime su procesais, kuriais sukuriami šie elementai, pamatysime, kaip jie formuoja galaktikų evoliuciją ir, galiausiai, kaip Žemė „paveldėjo“ gausią metalų įvairovę.

1. Kodėl geležis žymi lemiamą ribą

1.1 Didžiojo sprogimo (Big Bang) elementai

Didžiojo sprogimo nukleosintezė daugiausia sukūrė vandenilio (~75 % pagal masę), helio (~25 %), taip pat pėdsakinius kiekius ličio ir berilio. Sunkesnių elementų (išskyrus menką ličio/berilio dalį) reikšmingai nebuvo susiformavę. Taigi sunkesnių branduolių formavimas tapo vėlesnės žvaigždžių ir sprogimo įvykių pasekme.

1.2 Sintezė ir „geležies riba“

Žvaigždžių branduoliuose branduolių sintezė (fusion) yra egzoterminė elementams, lengvesniems už geležį (Fe, atominis skaičius 26). Lengvųjų branduolių jungimasis išskiria energiją (pvz., vandenilio virtimas heliu, helio – anglimi, deguonimi ir t. t.), maitindamas žvaigždes pagrindinėje sekoje ir vėlesnėse stadijose. Tačiau geležis-56 pasižymi vienu aukščiausių branduolio rišamosios energijos vienam nukleonui, tad geležies jungimas su kitais branduoliais reikalauja energijos įnašo (energija neišlaisvinama). Vadinasi, elementai, sunkesni už geležį, turi formuotis „ekstravagantiškesniais“ keliais—pirmiausia neutronų užgrobimu, kur itin daug neutronų leidžia branduoliams kilti aukščiau už geležies ribą periodinėje lentelėje.

2. Neutronų užgrobimo keliai

2.1 s-procesas (lėtas neutronų užgrobimas)

s-procesas vyksta esant santykinai menkam neutronų srautui, branduoliai užgrobia (absorbuoja) po vieną neutroną, paprastai spėdami patirti beta skilimą, kol ateina kitas neutronas. Taip formuojasi stabilumo slėnyje esantys izotopai, pradedant nuo geležies iki pat bismuto (sunkiausio stabilaus elemento). Pagrindinėje stadijoje s-procesas vyksta asimptotinės milžinų šakos (AGB) žvaigždėse, jis yra svarbiausias tokiose elementuose kaip stroncio (Sr), bario (Ba) ir švino (Pb) šaltinis. Žvaigždžių gelmėse vyksta reakcijos 13C(α, n)16O arba 22Ne(α, n)25Mg, išlaisvindamos laisvus neutronus, kurie lėtai („s“) užgrobia branduolius [1], [2].

2.2 r-procesas (greitas neutronų užgrobimas)

Priešingai, r-procesas vyksta esant itin dideliam neutronų srautui—neutronų užgrobimai vyksta sparčiau nei įprastinis beta skilimas. Taip gaunami ypač neutronais praturtinti izotopai, kurie vėliau skilinėja iki stabilių sunkesnių elementų formų, tarp jų ir brangiųjų metalų: aukso, platinos, bei dar sunkesnių iki urano. Kadangi r-procesui būtinos ekstremalios sąlygos—milijardai kelvinų ir didžiulės neutronų koncentracijos— jis siejamas su branduolio griūvimo supernovų išmetimu esant specialioms aplinkybėms arba dar tvirčiau patvirtintas neutroninių žvaigždžių susiliejimuose [3], [4].

2.3 Patys sunkiausi elementai

Tik r-procesas įmanoma pasiekti iki sunkiausių stabilių ar ilgai gyvenančių radioaktyvių izotopų (bismuto, torio, urano). s-procesui nepakanka spartaus neutronų pridėjimo laiko ir kiekių reikalingų tokiai aukštai masės sritį (aukso ar urano zonoje) pasiekti, nes žvaigždėje galiausiai trūksta laisvų neutronų ar laiko. Tad r-proceso nukleosintezė yra būtina pusei elementų, sunkesnių už geležį, įskaitant retuosius metalus, kurie galiausiai atsiranda planetinėse sistemose.

3. Supernovinė nukleosintezė

3.1 Branduolio griūvimo mechanizmas

Masyvios žvaigždės (> 8–10 M⊙) evoliucijos pabaigoje užaugina geležies branduolį. Lengvesnių elementų sintezė iki geležies vyksta keliose sluoksniuose (Si, O, Ne, C, He, H) aplink inertišką Fe branduolį. Kai branduolys pasiekia kritinę masę (~1,4 M⊙, Čandrasekaro riba), elektronų degeneracijos slėgis nebegali atlaikyti, todėl:

  1. Branduolio griūtis: Branduolys subliūžta milisekundėmis, pasiekdamas branduolinį tankį.
  2. Neutrinų varomas sprogimas (II ar Ib/c tipo supernova): Jei smūginė banga gauna pakankamai energijos iš neutrinų, sukimosi ar magnetinių laukų, žvaigždės išoriniai sluoksniai smarkiai išpučiami.

Tomis paskutinėmis akimirkomis vyksta sprogstamoji nukleosintezė smūgio įkaitintuose sluoksniuose už branduolio. Silicio ir deguonies degimo srityse formuojami alfa elementai (O, Ne, Mg, Si, S, Ca) bei geležies grupės (Cr, Mn, Fe, Ni). Dalis r-proceso galimai vyksta, jei sąlygos leidžia itin didelį neutronų srautą, nors įprasti supernovos modeliai ne visada pateisina visus reikalingus r-proceso kiekius, paaiškinančius kosminį auksą ar sunkesnius elementus [5], [6].

3.2 Geležies pikas ir sunkesni izotopai

Supernovos išmestos medžiagos svarbios dalinant alfa elementus ir geležies grupės produktus galaktikose, suteikiant metališkumo naujoms žvaigždžių kartoms. Stebėjimai supernovos liekanose patvirtina 56Ni, vėliau skylantį į 56Co ir galiausiai 56Fe – tai ir maitina supernovos šviesį pirmosiomis savaitėmis po sprogimo. Kai koks dalinis r-procesas gali vykti neutrinų sraute virš neutroninės žvaigždės, nors įprasti modeliai jį laiko silpnesniu. Vis dėlto šios supernovų „gamyklose“ išlieka universalus šaltinis daugeliui elementų iki geležies srities [7].

3.3 Reti ar egzotiniai supernovos atvejai

Kai kuriuos neįprastus supernovų tipus—pvz., magnetorotacines supernovas ar „collapsars“ (labai masyvios žvaigždės, formuojančios juodąją skylę su akrecijos disku)—galėtų lydėti stipresnės r-proceso sąlygos, jei galingi magnetiniai laukai ar čiurkšlės užtikrina didžiulę neutronų koncentraciją. Nors tokie įvykiai hipotezuoti, jų indėlis r-proceso elementų gamyboje lieka aktyviai tyrinėjamas. Jie gali papildyti ar likti užgožti neutroninių žvaigždžių susiliejimų gaminant didžiąją dalį sunkiausių elementų.

4. Neutroninių žvaigždžių susiliejimai: r-proceso galybė

4.1 Susiliejimo dinamika ir išmetama medžiaga

Neutroninių žvaigždžių susiliejimai vyksta, kai dvi neutroninės žvaigždės dvejetainėje sistemoje artėja spirale (dėl gravitacinių bangų išspinduliavimo) ir susiduria. Per paskutines sekundes:

  • Potvyninis suardymas: Išoriniai sluoksniai nutraukiami „potvyninėmis uodegomis“ (tidal tails), ypač neutroningomis.
  • Dinaminė išmetama medžiaga: Itin neutroningi gabalai išsviedžiami dideliu greičiu, kartais artimu šviesos greičio daliai.
  • Disko išpučiai: Aplink susijungimo likutį susiformavęs akrecijos diskas gali skleisti neutrinus/vėjo ištekėjimus.

Šios ištekėjimo sritys turi perteklinį neutronų kiekį, leidžiantį greitai užgrobti daug neutronų ir sukurti sunkias branduolius, įskaitant platinų grupės metalus ir dar sunkesnius.

4.2 Kilonovos stebėjimai ir atradimas

2017 m. aptiktas GW170817 buvo lūžinis atvejis: susijungiančios neutroninės žvaigždės sukėlė kilonovą, kurios raudonoji/IR šviesos kreivė atitiko r-proceso radioaktyvaus skilimo teoriją. Stebėtos artimosios IR spektrinės linijos sutapo su lantanidais ir kitais sunkiais elementais. Šis įvykis neabejotinai parodė, kad neutroninių žvaigždžių susiliejimai gamina didžiulius r-proceso medžiagos kiekius—gal kelias Žemės mases aukso ar platinos [8], [9].

4.3 Dažnis ir indėlis

Nors neutroninių žvaigždžių susiliejimai retesni už supernovas, vieno įvykio gaminami sunkieji elementai milžiniškai viršija kitus šaltinius. Per visą galaktinę istoriją palyginti nedaug susiliejimų galėjo pagaminti didžiąją r-proceso atsargų dalį, paaiškinančią, kodėl Saulės sistemoje yra aukso, europio ir pan. Tolimesni gravitacinių bangų stebėjimai padeda tiksliau nustatyti tokių susiliejimų dažnį ir efektyvumą sunkiesiems elementams kurti.

5. s-procesas AGB žvaigždėse

5.1 Helio apvalkalo sluoksnis ir neutronų gamyba

Asimptotinės milžinų šakos (AGB) žvaigždės (1–8 M⊙) galutinėse evoliucijos fazėse turi helio ir vandenilio degimo sluoksnius aplink anglini-deguoninį branduolį. Terminiai pulsuojančio helio švytėjimai generuoja vidutinį neutronų srautą per reakcijas:

13C(α, n)16O   ir   22Ne(α, n)25Mg

Šie laisvieji neutronai lėtai (tai yra „s-procesas“) užgrobia geležies sėklų branduolius, kildami laipsniškai iki bismuto ar švino. Beta skilimai leidžia branduoliams palaipsniui kopti izotopų diagrama [10].

5.2 s-proceso gausumo parašai

AGB žvaigždžių vėjai galiausiai išneša ką tik susikūrusius s-proceso elementus į tarpžvaigždinę terpę, formuodami „s-proceso“ gausumo raštus vėlesnių žvaigždžių kartose. Tai dažnai apima bariumą (Ba), stroncią (Sr), lantaną (La) ir šviną (Pb). Nors s-procesas nekuria didelio kiekio aukso ar kraštutiniai sunkių r-proceso metalų, jis itin svarbus didelei daliai tarpinio svorio iki Pb sričių.

5.3 Stebimieji įrodymai

Stebėjimai AGB žvaigždėse (pvz., anglies žvaigždėse) rodo ryškias s-proceso linijas (pvz., Ba II, Sr II) jų spektruose. Taip pat metališkai vargingos (labai mažo metališkumo) žvaigždės Paukščių Tako aureolėje gali turėti s-proceso praturtėjimą, jei jose buvo AGB kompaniono dvinarė žvaigždė. Tokie modeliai patvirtina s-proceso reikšmę kosminiam cheminiui praturtinimui, kitokį nei r-proceso.

6. Tarpžvaigždinis praturtinimas ir galaktikos evoliucija

6.1 Maišymasis ir žvaigždėdaros procesas

Visi šie nukleosintezės produktai—ar tai būtų alfa elementai iš supernovų, s-proceso metalai iš AGB vėjų, ar r-proceso metalai iš neutroninių žvaigždžių susiliejimų—sumaišomi tarpžvaigždinėje terpėje. Laikui bėgant, formuojantis naujoms žvaigždėms, šios medžiagos įtraukiamos, tad „metališkumas“ pamažu didėja. Jaunesnės žvaigždės galaktikos diske paprastai turi daugiau geležies ir sunkesnių elementų nei senesnės aureolės žvaigždės—tai atspindi nuolatinį praturtinimą.

6.2 Senosios, metališkai vargingos žvaigždės

Paukščių Tako aureolėje aptinkamos labai mažo metališkumo žvaigždės, kurios formavosi iš dujų, praturtintų vos vienu ar keliais ankstyvais įvykiais. Jei tai buvo neutroninių žvaigždžių susiliejimas ar išskirtinė supernova, jose galime aptikti netipiškus ar stiprius r-proceso pėdsakus. Tai leidžia aiškiau suvokti ankstyvą galaktikos cheminę evoliuciją ir tokių katastrofiškų procesų laiką.

6.3 Sunkiųjų elementų likimas

Kosminiu mastu šie metalai gali kondensuotis dulkių grūduose, susiformavusiuose ištekėjimuose ar supernovų išmestose medžiagose, kurie vėliau migruoja į molekulinius debesis. Galop, jie susitelkia protoplanetiniuose diskuose aplink jaunas žvaigždes. Toks ciklas davė ir Žemei sunkiųjų elementų atsargas: nuo geležies jos branduolyje iki menkų aukso kiekių plutoje.

7. Nuo kosminių kataklizmų iki žemiškojo aukso

7.1 Aukso kilmė jūsų vestuviniame žiede

Kai laikote aukso papuošalą, to aukso atomai greičiausiai susikristalino Žemės geologiniame telkinyje prieš daugybę amžių. Tačiau didesnėje kosminėje istorijoje:

  1. r-proceso sukūrimas: Aukso branduoliai radosi per neutroninės žvaigždės susiliejimą ar retais atvejais supernovą, kur gausus neutronų srautas stūmė branduolius už geležies ribų.
  2. Išmetimas ir išsisklaidymas: Šis įvykis išmetė neseniai susidariusius aukso atomus į Paukščių Tako tarpžvaigždinį dujų debesį ar ankstesnę subgalaktinę sistemą.
  3. Saulės sistemos formavimas: Po milijardų metų, besiformuojant Saulės ūku, šie aukso atomai tapo dulkių ir metalų dalimi, įsiliejusia į Žemės mantiją ir plutą.
  4. Geologinis sutelkimas: Per geologinį laiką hidroterminiai tirpalai ar magminiai procesai sutelkė auksą į gyslas ar sąnašinius klodus.
  5. Žmonių išgavimas: Tūkstantmečiais žmonės kasė šiuos telkinius, perdirbo auksą valiutai, menui ar juvelyrikai.

Taigi tas auksinis žiedas jus tiesiogiai susieja su vienais iš energingiausių Visatos įvykių—tai tikras žvaigždžių medžiagos palikimas, nusidriekiantis per milijardus metų ir per daugybę šviesmečių [8], [9], [10].

7.2 Retumas ir vertė

Aukso retumas kosmiškai paaiškina, kodėl jis taip branginamas: jam susidaryti prireikė itin neįprastų kosminių įvykių, todėl tik menki kiekiai atiteko Žemės plutoje. Šis trūkumas ir puikios cheminės bei fizinės savybės (minkštumas, atsparumas korozijai, blizgesys) įvairiose civilizacijose auksą pavertė visuotine turto ir prestižo ikona.

8. Dabartiniai tyrimai ir ateities perspektyvos

8.1 Daugiabangių (multi-messenger) astronomija

Neutroninių žvaigždžių susiliejimai spinduliuoja gravitacines bangas, elektromagnetinę spinduliuotę bei galbūt neutrinus. Kiekvienas naujas aptikimas (pvz., GW170817 2017 m.) leidžia patikslinti r-proceso išeigą ir tokių reiškinių dažnį. Didėjant LIGO, Virgo, KAGRA ir būsimų detektorių jautrumui, dažnesni susiliejimų ar juodosios skylės–neutroninės žvaigždės susidūrimų stebėjimai gilinasi į sunkiųjų elementų susidarymo priežastis.

8.2 Laboratorinė astrofizika

Pagrindinis uždavinys – tiksliau nustatyti egzotinių, neutronais prisotintų izotopų reakcijų greičius. Retųjų izotopų greitintuvuose (pvz., FRIB JAV, RIKEN Japonijoje, FAIR Vokietijoje) imituojami trumpaamžiai izotopai, kurie dalyvauja r-procese, nustatomi jų susijungimo skerspjūviai ir skilimo trukmės. Šie duomenys įtraukiami į pažangius nukleosintezės modelius, siekiant tikslesnių prognozių.

8.3 Naujosios kartos apžvalgos

Plataus lauko spektroskopinės apklausos (Gaia-ESO, WEAVE, 4MOST, SDSS-V, DESI) tiria milijonų žvaigždžių cheminę sudėtį. Kai kurios bus metališkai vargingos aureolės žvaigždės, turinčios unikalų r-proceso ar s-proceso praturtinimą, leisdamos suprasti, kiek neutroninių žvaigždžių susiliejimų ar kitų pažangių supernovos kanalų formavo Paukščių Tako sunkiųjų elementų paplitimą. Tokia „Galaktinė archeologija“ apima ir nykštukines palydovines galaktikas, kurios kiekviena turi savo cheminį pėdsaką praeities nukleosintezės įvykiuose.

9. Santrauka ir išvados

Kalbant apie kosminę chemiją, elementai, sunkesni už geležį, iškelia klausimų, kuriuos išsprendžia tik neutronų užgrobimas ekstremaliose sąlygose. s-procesas AGB žvaigždėse palengva kuria daugelį tarpinių ir sunkių branduolių, tačiau tikrasis sunkiųjų r-proceso elementų (pvz., aukso, platinos, europio) kilimas priklauso nuo greito neutronų užgrobimo epizodų, dažniausiai:

  • branduolio griūvimo supernovose – ribotais kiekiais ar specialiomis sąlygomis,
  • neutroninių žvaigždžių susiliejimuose, kurie dabar laikomi pagrindiniais sunkiausių metalų šaltiniais.

Šie procesai suformavo Paukščių Tako cheminį pobūdį, maitindami planetų formavimąsi ir gyvybei būtinos chemijos atsiradimą. Brangieji metalai, esantys Žemės plutoje, įskaitant auksą žvilgantį ant mūsų rankų, reiškia tiesioginį kosminį palikimą iš sprogimų, kurie kažkada smarkiai perstatė materiją tolimame Visatos kampe—milijardus metų prieš susiformuojant Žemei.

Stiprėjant daugiabangei astronomijai, gausėjant neutroninių žvaigždžių susiliejimų gravitacinių bangų aptikimų ir tobulėjant supernovų modeliui, įgauname vis ryškesnį vaizdą apie tai, kaip atsirado kiekviena periodinės lentelės dalis. Šios žinios praturtina ne tik astrofiziką, bet ir mūsų tarpusavio ryšio su kosmosu pojūtį— primindamos, jog paprastas aukso ar kitų retų išteklių laikymas yra apčiuopiamas ryšys su įspūdingiausiais Visatos sprogimais.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. Burbidge, E. M., Burbidge, G. R., Fowler, W. A., & Hoyle, F. (1957). “Synthesis of the Elements in Stars.” Reviews of Modern Physics, 29, 547–650.
  2. Cameron, A. G. W. (1957). “Nuclear Reactions in Stars and Nucleogenesis.” Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 69, 201–222.
  3. Woosley, S. E., Heger, A., & Weaver, T. A. (2002). “The evolution and explosion of massive stars.” Reviews of Modern Physics, 74, 1015–1071.
  4. Thielemann, F.-K., et al. (2017). “The r-process nucleosynthesis: connecting rare-isotope beam facilities with observations, astrophysical models, and cosmology.” Annual Review of Nuclear and Particle Science, 67, 253–274.
  5. Lattimer, J. M. (2012). “Neutron Star Mergers and Nucleosynthesis.” Annual Review of Nuclear and Particle Science, 62, 485–515.
  6. Metzger, B. D. (2017). “Kilonovae.” Living Reviews in Relativity, 20, 3.
  7. Sneden, C., Cowan, J. J., & Gallino, R. (2008). “Neutron-Capture Elements in the Early Galaxy.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 241–288.
  8. Abbott, B. P., et al. (2017). “GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral.” Physical Review Letters, 119, 161101.
  9. Drout, M. R., et al. (2017). “Light curves of the neutron star merger GW170817/SSS17a: Implications for r-process nucleosynthesis.” Science, 358, 1570–1574.
  10. Busso, M., Gallino, R., & Wasserburg, G. J. (1999). “Nucleosynthesis in asymptotic giant branch stars: Relevance for galactic enrichment and solar system formation.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 37, 239–309.
Grįžti į tinklaraštį