Nukleosinteza: elementi teži od željeza

U ranom svemiru uglavnom su nastali vodonik i helij, uz vrlo male količine drugih lakih jezgara. Nisu nastale značajne zalihe zlata, barija ili uranija. Za nastanak ovih elemenata bile su potrebne kasnije generacije kosmičkih procesa.[1]

Mnoge reakcije nuklearne fuzije u zvijezdama oslobađaju energiju jer su njihovi proizvodi jače vezani od početnih jezgara. Područje željeza i nikla nalazi se blizu maksimuma energije veze po nukleonu. Prosječna energija veze nikla-62 je najveća; željezo-56 je naročito zastupljen član ove grupe jako vezanih jezgara.[2]

Zato zvijezda ne može neprestano dobijati energiju prolazeći kroz iste korake nuklearne fuzije sve do zlata i uranija. To ne znači da teža jezgra ne mogu nastati niti da svaka reakcija u kojoj učestvuju jezgra lakša od željeza oslobađa energiju. Rezultat zavisi od konkretne reakcije i njenog okruženja.[2]

Element definiše broj protona, koji se naziva atomski broj Z. Izotopi tog elementa imaju različit broj neutrona. Maseni broj A predstavlja zbir protona i neutrona.

Neutron nema električni naboj, pa ne doživljava elektrostatičko odbijanje kao proton koji se približava. Kada jezgro uhvati neutron, njegov maseni broj se povećava za jedan, dok atomski broj ostaje isti. Ako je nastali izotop nestabilan, kasnije ga može promijeniti radioaktivni raspad.[27]

Šta znače „sporo“ i „brzo“?

Razlika se odnosi na konkurentne vremenske skale. Hoće li se u nestabilnom jezgru beta raspad obično desiti prije sljedećeg hvatanja neutrona ili će hvatanje pobijediti u toj trci?

„Spor“ ne označava jedno određeno vrijeme čekanja, a „brz“ ne označava jednu vrstu astronomskog događaja. Oba termina opisuju brzine nuklearnih reakcija u odgovarajućim uslovima.[4], [11]

Jedno od glavnih mjesta odvijanja je asimptotska grana divova, odnosno AGB: kasna faza evolucije zvijezde, kada kompaktno jezgro okružuju slojevi u kojima sagorijevaju vodik i helij. Nastanak neutrona, miješanje materije i gubitak mase čine ove stare zvijezde značajnim izvorom zaliha teških elemenata.[6]

Dvije reakcije daju velik dio neutrona

Ovdje α označava jezgro helija-4, a n neutron. Veliki dio nukleosinteze koju pokreće reakcija ugljik-13 odvija se između kratkih impulsa, a ne samo tokom samih bljeskova.[5]

Kasnije miješanje materije može prenijeti materijal na koji su uticale nuklearne reakcije u zvjezdani omotač. Zvjezdani vjetrovi zatim dio tog materijala vraćaju u svemir – za to nije potrebno da zvijezda eksplodira kao supernova.[6]

s-proces doseže mnogo dalje od sredine periodnog sistema

AGB zvijezde značajno doprinose nastanku jezgara u području barija i olova. U masivnim zvijezdama odvija se i slabi s-proces tokom sagorijevanja helija i ugljika; on posebno doprinosi nastanku lakših jezgara putem zahvata neutrona.[4], [8]

S-proces može dosegnuti područje olova i bizmuta. Bizmut-209 izuzetno je dugovječan, ali radioaktivan: njegovo alfa-raspadanje eksperimentalno je otkriveno 2003. godine. Zato nije tačno nazivati bizmut „najtežim stabilnim elementom“.[7]

U materiji bogatoj neutronima, jezgro može zahvatiti nekoliko neutrona prije nego što beta-raspad promijeni njegov broj protona. Kako se zahvat i raspad nastavljaju, materija prolazi kroz niz izotopa izuzetno bogatih neutronima. Kako zalihe neutrona opadaju, put reakcija se mijenja, a nestabilni produkti se raspadaju u dugovječnija jezgra.[9]

Ova kasna evolucija često se naziva zamrzavanjem. To nije trenutak u kojem se zaustavljaju sve reakcije: procesi zahvata, raspada i emisije neutrona koji se i dalje odvijaju još uvijek mijenjaju konačnu raspodjelu jezgara. Kada nastanu dovoljno teška jezgra, nuklearna fisija može ih razdvojiti i preraspodijeliti materiju u jezgra manje mase.[9]

„Brzi“ opisuje brzinu reakcija, a ne temperaturni zahtjev koji važi u svim slučajevima. Modeli predviđaju i vruće i hladnije uslove za r-proces; u njima se razlikuje uloga fotona koji mogu izbaciti neutrone iz jezgara.[10]

Tokom spajanja izbacuje se nekoliko vrsta materije

Interakcije neutrina mijenjaju odnos protona i neutrona. Zato u različitim tokovima izbačene materije mogu nastati različiti skupovi jezgara; zlato, lantanidi i uran ne nastaju u istim omjerima u svakom dijelu izbačene materije.[11]

Na dan događaja, 17. augusta 2017., opservatorije su otkrile gravitacione talase iz sistema dviju neutronskih zvijezda koji se spajao, kratki bljesak gama-zračenja i optičko-infracrveni pandan. Ovaj događaj, GW170817, povezao je spajanje kompaktnih objekata sa blijedećim prolaznim izvorom zvanim kilonova.[13]

Radioaktivni produkti zagrijavaju materiju koja se širi

Kilonova sija kada se energija radioaktivnih produkata prenosi na izbačenu materiju i pojavljuje kao toplotno zračenje. Uočeni sjaj se prerađuje u materiji koja se širi; to nije direktan prikaz pojedinačnih reakcija zahvata neutrona.[12]

Brzo slabljenje sjaja GW170817 i promjene boje bili su u skladu s više komponenti izbačene materije i različitim sastavima teških elemenata. Takva posmatranja pružila su snažne dokaze za nukleosintezu r-procesom pri spajanju neutronskih zvijezda.[14]

Zašto izbačena materija bogata teškim elementima može izgledati crveno?

Lantanoidi imaju složenu atomsku strukturu i mnoge prijelaze koji apsorbiraju i preraspodjeljuju svjetlost. Njihovo prisustvo može povećati neprozirnost, odgoditi izlazak zračenja i potaknuti infracrveno zračenje. Međutim, boja zavisi i od mase, brzine, geometrije, zagrijavanja i drugih svojstava.[12]

Supernove su neophodne, ali se njihovi prinosi razlikuju

Masivne zvijezde stvaraju mnogo jezgara još prije kolapsa, a slojevi zagrijani udarnim talasom u supernovi mogu nastaviti sagorijevati. Ovi događaji izbacuju kisik, silicij, materiju grupe željeza i druge produkte. Supernove tipa Ia, u kojima se bijeli patuljci termonuklearno razaraju, još su jedan važan izvor jezgara grupe željeza.[28]

Dobro poznati radioaktivni niz ⁵⁶Ni → ⁵⁶Co → ⁵⁶Fe pomaže održavati sjaj mnogih supernova i određuje njihove krive sjaja. Međutim, proizvodnja jezgara grupe željeza razlikuje se od održavanja izuzetno velikog viška neutrona, neophodnog za stvaranje široke raspodjele teških elemenata r-procesa.[28]

Uobičajeni modeli kolapsa jezgra potpomognutog energijom neutrina ne uspijevaju pouzdano objasniti svu raznolikost teških jezgara r-procesa. Rijetke eksplozije sa snažnim magnetnim poljima i brzim okretanjem mogu tome dodatno doprinijeti, ali njihov prinos zavisi od fizičkih uslova i modeliranja.[11]

Rezultat magnetara povezan je s prethodnim člankom o ekstremnim magnetnim poljima. To je dokaz protumačen pomoću modela, a ne zasebno utvrđen popis svakog izotopa izbačenog tokom bljeska.[19]

Nova jezgra prvo moraju pobjeći iz mjesta svog nastanka. Vjetrovi, eksplozije i izbačeni tokovi pri spajanjima odnose ih u okolni gas. Miješanje, dotok, odtok i kasnije formiranje zvijezda nastavljaju preraspodjelu ove materije kroz galaksiju. Obogaćivanje je neujednačeno, pa sama starost zvijezde ili obilje željeza nisu savršen sat.[22]

Ovo su zajedničke smjernice za modeliranu hemijsku historiju, a ne isključive oznake niti tvrdnja da svako okruženje daje istu mješavinu.[8], [22]

1. 01 · GALAKTIČKO MIJEŠANJE

   Obogaćivanje gasa prethodnim generacijama

   Materijal iz različitih izvora postaje dio plina i prašine od kojih se kasnije formiraju zvijezde. Dio ostaje na mjestu, a dio odlazi daleko od mjesta nastanka.

2. 02 · NOVI PLANETARNI SISTEM

   Sunčev sistem nasljeđuje mješavinu

   Kada su se prije otprilike 4,6 milijardi godina formirali Sunce i planete, njihov građevni materijal već je sadržavao jezgra stvorena u prethodnim kosmičkim generacijama.

3. 03 · PLANETARNA DIFERENCIJACIJA

   Zemlja preraspoređuje svoje materijale

   Tokom formiranja jezgra mnogi metali koji se vežu za željezo povukli su se u dubinu. Kasnija akrecija i unutrašnja evolucija također su utjecale na materijal preostao u plaštu i kori.

4. 04 · GEOLOŠKO KONCENTRIRANJE

   Fluidi i rijeke koncentriraju već postojeće zlato

   Hidrotermalni sistemi mogu koncentrirati zlato u mineralnim ležištima. Trošenje oslobađa zrnca, a transport ih može ponovo koncentrirati u riječnom talogu.

Kosmičke faze povezane su s porijeklom i miješanjem jezgara, a zemaljske s njihovom preraspodjelom u dostupne materijale.[22], [24], [25], [26]

Stare zvijezde čuvaju hemijske tragove

Neke zvijezde čuvaju raspodjelu zastupljenosti elemenata koju je oblikovalo svega nekoliko ranih događaja hemijskog obogaćivanja. U malenoj galaksiji Reticulum II studija iz 2016. godine otkrila je neuobičajeno veliko obogaćenje produktima r-procesa, u skladu s rijetkim događajem s velikim prinosom. Ova raspodjela zastupljenosti podržala je scenarije porijekla kao što su spajanja neutronskih zvijezda, ali nije omogućila jednoznačno utvrđivanje historije događaja.[23]

AGB zvijezde i njihove pratilje obogaćene masom koju su prenijele pružaju drugačiju vrstu dokaza: spektri i omjeri zastupljenosti elemenata omogućavaju provjeru prinosa sporog zahvata i miješanja, kojim materijal izmijenjen nuklearnim reakcijama dospijeva na površinu zvijezda.[6]

Laboratorije daju nuklearne podatke

Mreže reakcija zahtijevaju mase jezgara, vremena života prije raspada, vjerovatnoće zahvata i informacije o fisiji jezgara. Mnogi važni izotopi žive prekratko ili imaju previše neutrona da bi se njihova svojstva mogla detaljno izmjeriti. Preciziranjem ovih početnih podataka mijenjaju se predviđene količine i raspodjele konačnih produkata.[9]

Dobro poznata tvrdnja da sporo i brzo zahvatanje svako stvara približno polovinu količine teških elemenata u Sunčevom sistemu rezultat je proračuna približnog bilansa. To ne znači da je periodni sistem podijeljen na dva nepodudarna dijela. Istraživači nastoje objasniti upravo detaljan izotopski sastav mješavine.[4], [8]