Nukleosyntese: grundstoffer tungere end jern

I det tidlige univers blev der hovedsageligt dannet brint og helium samt meget små mængder af andre lette kerner. Der blev ikke dannet betydelige forekomster af guld, barium eller uran. Det krævede senere generationer af kosmiske processer at danne disse grundstoffer.[1]

Mange kernefusioner i stjerner frigiver energi, fordi deres produkter er stærkere bundet end udgangskernerne. Jern- og nikkelområdet ligger tæt på maksimum for bindingsenergi pr. nukleon. Nikkel-62 har den højeste gennemsnitlige bindingsenergi; jern-56 er et særligt talrigt medlem af denne gruppe af stærkt bundne kerner.[2]

En stjerne kan derfor ikke blive ved med at frigive energi ved at fortsætte gennem de samme kernefusionstrin helt frem til guld og uran. Det betyder ikke, at tungere kerner ikke kan dannes, eller at enhver reaktion med kerner, der er lettere end jern, frigiver energi. Resultatet afhænger af den konkrete reaktion og dens omgivelser.[2]

Et grundstof defineres af antallet af protoner, kaldet atomnummeret Z. Isotoper af grundstoffet har forskelligt antal neutroner. Massetallet A tæller protoner og neutroner tilsammen.

En neutron har ingen elektrisk ladning og oplever derfor ikke den samme elektrostatiske frastødning som en proton, der nærmer sig. Når en kerne indfanger en neutron, øges dens massetal med én, mens atomnummeret forbliver det samme. Hvis den resulterende isotop er ustabil, kan radioaktivt henfald ændre den senere.[27]

Hvad betyder »langsom« og »hurtig«?

Forskellen handler om konkurrerende tidsskalaer. Vil beta-henfald i en ustabil kerne normalt ske før den næste neutronindfangning, eller vinder indfangningen kapløbet?

»Langsom« betyder ikke én bestemt ventetid, og »hurtig« betegner ikke én bestemt type astronomisk begivenhed. Begge termer beskriver hastighederne af kernereaktioner under de relevante forhold.[4], [11]

Et af de vigtigste steder, hvor processen foregår, er den asymptotiske kæmpegren, eller AGB: et sent stadium i stjernens udvikling, hvor en kompakt kerne er omgivet af brint- og heliumforbrændingslag. Neutrondannelse, blanding af stof og massetab betyder, at disse aldrende stjerner bidrager væsentligt til reserverne af tunge grundstoffer.[6]

To reaktioner leverer en stor del af neutronerne

Her betegner α en helium-4-kerne, og n en neutron. En stor del af nukleosyntesen, der understøttes af kulstof-13-reaktionen, foregår mellem korte pulser og ikke kun under selve udbruddene.[5]

Senere kan blanding af stof føre materiale, der er påvirket af kernereaktioner, ud i stjernens kappe. Stjernevinde fører derefter noget af det tilbage til rummet - det kræver ikke, at stjernen eksploderer som en supernova.[6]

s-processen når langt længere end til midten af det periodiske system

AGB-stjerner bidrager væsentligt til dannelsen af kerner i barium- og blyområderne. Massive stjerner gennemgår også den svage s-proces under helium- og kulstofforbrænding; den bidrager især til dannelsen af lettere kerner ved neutronindfangning.[4], [8]

Den langsomme proces kan nå helt frem til bly- og vismutområdet. Vismut-209 er ekstremt langlivet, men radioaktivt: Dets alfa-henfald blev påvist eksperimentelt i 2003. Derfor er det unøjagtigt at kalde vismut for det »tungeste stabile grundstof«.[7]

I neutronrigt stof kan en atomkerne indfange flere neutroner, før beta-henfald ændrer dens protontal. Efterhånden som indfangning og henfald fortsætter, bevæger stoffet sig gennem en kæde af isotoper med ekstremt mange neutroner. Når neutronreserverne svinder ind, ændres reaktionsvejen, og ustabile produkter henfalder til mere langlivede atomkerner.[9]

Denne sene udvikling kaldes ofte fastfrysning. Det er ikke et øjeblik, hvor alle reaktioner stopper: fortsatte indfangninger, henfald og neutronemission ændrer stadig den endelige fordeling af atomkerner. Når der dannes tilstrækkeligt tunge atomkerner, kan kernespaltning dele dem og omfordele stoffet til atomkerner med mindre masse.[9]

”Hurtig” beskriver reaktionshastigheden, ikke et temperaturkrav, der gælder i alle tilfælde. Modeller forudsiger både varme og køligere betingelser for r-processen; her varierer fotonernes rolle i at slå neutroner løs fra atomkerner.[10]

Der udslynges flere typer stof under sammenstødet

Neutrinointeraktioner ændrer forholdet mellem protoner og neutroner. Derfor kan der dannes forskellige sæt af atomkerner i forskellige udstrømninger af udslynget stof; guld, lanthanider eller uran dannes ikke i samme mængdeforhold i alle dele af det udslyngede stof.[11]

På hændelsesdagen, 17. august 2017, opdagede observatorier gravitationsbølger fra et sammenstød mellem to neutronstjerner, et kort gammaglimt og en optisk-infrarød modpart. Denne hændelse, GW170817, forbandt sammenstød mellem kompakte objekter med en aftagende transient kilde kaldet en kilonova.[13]

Radioaktive produkter opvarmer det ekspanderende materiale

En kilonova lyser, når energien fra radioaktive produkter overføres til det udslyngede materiale og viser sig som termisk stråling. Det observerede lys omdannes i det ekspanderende materiale; det er ikke et direkte billede af enkelte neutronindfangningsreaktioner.[12]

GW170817's hurtige aftagelse i lysstyrke og skiftende farver stemte overens med flere udslipskomponenter og forskellig sammensætning af tunge grundstoffer. Sådanne observationer gav stærke beviser for r-procesnukleosyntese ved neutronstjernesammenstød.[14]

Hvorfor kan udslip rige på tunge grundstoffer se røde ud?

Lanthanoider har en kompleks atomstruktur og mange overgange, der absorberer og omfordeler lys. Deres tilstedeværelse kan øge opaciteten, forsinke strålingens udslip og fremme infrarød stråling. Farven afhænger dog også af masse, hastighed, geometri, opvarmning og andre egenskaber.[12]

Supernovaer er nødvendige, men deres udbytte varierer

Massive stjerner producerer mange kerner allerede før kollapset, og de chokopvarmede lag i en supernova kan fortsætte med at brænde. Disse hændelser udslynger ilt, silicium, jernholdigt materiale og andre produkter. Type Ia-supernovaer, hvor hvide dværge ødelægges ved termonukleare processer, er en anden vigtig kilde til jernkerner.[28]

Den velkendte radioaktive kæde ⁵⁶Ni → ⁵⁶Co → ⁵⁶Fe er med til at opretholde mange supernovers lys og bestemmer deres lyskurver. Produktionen af jernkerner adskiller sig dog fra at opretholde det meget store neutronoverskud, der kræves for at skabe en bred fordeling af tunge r-proceselementer.[28]

Almindelige modeller for kernekollaps drevet af neutrinenergi genskaber ikke pålideligt hele mangfoldigheden af tunge r-proceskerner. Sjældne eksplosioner med stærke magnetfelter og hurtig rotation kan bidrage yderligere, men deres udbytte afhænger af de fysiske forhold og modelleringen.[11]

Magnetaro rezultatas siejasi su ankstesniu straipsniu apie ekstremalius magnetinius laukus. Tai per modelį interpretuojamas įrodymas, o ne atskirai nustatytas kiekvieno iš žybsnio išmesto izotopo sąrašas.[19]

Nauji branduoliai pirmiausia turi ištrūkti iš gimimo vietos. Vėjai, sprogimai ir susiliejimų ištekantys srautai nuneša juos į aplinkines dujas. Maišymasis, įtekėjimas, ištekėjimas ir vėlesnė žvaigždėdara toliau perskirsto šią medžiagą galaktikoje. Praturtinimas nevienodas, todėl vien žvaigždės amžius ar geležies gausa nėra tobulas laikrodis.[22]

Tai bendri modeliuojamos cheminės istorijos orientyrai, o ne išskirtinės etiketės ar teiginys, kad kiekviena aplinka pateikia tą patį mišinį.[8], [22]

1. 01 · GALAKTINIS MAIŠYMASIS

   Ankstesnės kartos praturtina dujas

   Materiale fra forskellige kilder bliver en del af den gas og det støv, som stjerner senere dannes af. Noget bliver på stedet, mens noget bevæger sig langt væk fra sit fødested.

2. 02 · ET NYT PLANETSYSTEM

   Solsystemet overtager en blanding

   Da Solen og planeterne blev dannet for omkring 4,6 milliarder år siden, indeholdt deres byggemateriale allerede atomer, som var blevet skabt af tidligere kosmiske generationer.

3. 03 · PLANETARISK DIFFERENTIERING

   Jorden omfordeler sine materialer

   Under dannelsen af kernen sank mange jernelskende metaller nedad. Senere akkretion og indre udvikling påvirkede også det materiale, der blev tilbage i kappen og skorpen.

4. 04 · GEOLOGISK KONCENTRERING

   Væsker og floder koncentrerer allerede eksisterende guld

   Hydrotermiske systemer kan koncentrere guld i mineralforekomster. Forvitring frigør kornene, og transport kan igen koncentrere dem i vandløbsaflejringer.

De kosmiske faser handler om atomernes oprindelse og blanding, mens de jordiske handler om deres omfordeling til tilgængelige materialer.[22], [24], [25], [26]

Gamle stjerner bevarer kemiske spor

Nogle stjerner bevarer en fordeling af grundstofmængder, der blev formet af blot nogle få tidlige kemiske berigelseshændelser. I den lille galakse Reticulum II afslørede en undersøgelse fra 2016 en usædvanligt kraftig berigelse med r-produkter, som stemmer overens med en sjælden hændelse med højt udbytte. Denne fordeling af grundstofmængder understøttede oprindelsesforklaringer som sammenstød mellem neutronstjerner, men gjorde det ikke muligt entydigt at fastslå hændelsesforløbet.[23]

AGB-stjerner og ledsagere, der er blevet beriget med masse fra dem, giver en anden type evidens: Spektre og forhold mellem grundstofmængder gør det muligt at teste udbyttet fra langsom indfangning samt den blanding, der fører materiale ændret af kernereaktioner op til stjernernes overflade.[6]

Laboratorier leverer kernedata

Reaktionsnetværk kræver kernemasser, halveringstider, indfangningssandsynligheder og oplysninger om kernefission. Mange vigtige isotoper lever for kort eller har for mange neutroner til, at deres egenskaber kan måles fuldstændigt. Når disse grunddata præciseres, ændres den forudsagte mængde og fordeling af slutprodukterne.[9]

Den velkendte påstand om, at langsom og hurtig indfangning hver skaber omtrent halvdelen af mængden af tunge grundstoffer i solsystemet, er resultatet af en beregning af den omtrentlige balance. Det betyder ikke, at det periodiske system deles i to adskilte dele. Det er netop den detaljerede isotopsammensætning af blandingen, forskerne søger at forklare.[4], [8]