Nukleosintezė: elementai sunkesni už geležį

Nukleosintēze: elementi smagāki par dzelzi

Kā supernovu un neitronzvaigžņu saplūšanas veido Visumu, bagātinot to ar elementiem—galu galā dāvinot zeltu un citus dārgmetālus mūsu planētas mājām

Mūsdienu zinātne apstiprina, ka kosmiskā alķīmija ir atbildīga par katru mūsu redzamo smagāku elementu – sākot ar dzelzi mūsu asinīs un beidzot ar zelta rotaslietām. Kad uzvelkam zelta ķēdīti vai apbrīnojam platīna gredzenu, mēs patiesībā turam atomus, kas radušies no īpašiem astrofiziskiem notikumiem—supernovu sprādzieniem un neitronzvaigžņu saplūšanām—krietni pirms Saules un planētu veidošanās. Šajā rakstā iepazīsimies ar procesiem, kā tiek radīti šie elementi, redzēsim, kā tie veido galaktiku evolūciju un, visbeidzot, kā Zeme „mantot“ bagātīgu metālu daudzveidību.

1. Kāpēc dzelzs iezīmē izšķirošo robežu

1.1 Lielā sprādziena (Big Bang) elementi

Lielā sprādziena kodolsintēze galvenokārt radīja ūdeņradi (~75 % pēc masas), hēliju (~25 %), kā arī nelielus daudzumus litija un berilija. Smagāki elementi (izņemot nelielu litija/berilija daļu) būtiski nebija izveidojušies. Tādējādi smagāku kodolu veidošanās kļuva par vēlākas zvaigžņu un sprādzienu notikumu sekām.

1.2 Sintēze un „dzelzs robeža“

Zvaigžņu kodolos kodola sintēze (fusion) ir eksotermiska elementiem, vieglākiem par dzelzi (Fe, atomskaitlis 26). Vieglāku kodolu saplūšana atbrīvo enerģiju (piemēram, ūdeņraža pārvēršana hēlijā, hēlija – ogļūdeņražos, skābeklī utt.), barojot zvaigznes galvenajā secībā un vēlākajās stadijās. Tomēr dzelzs-56 izceļas ar vienu no augstākajām kodola saistīšanas enerģijām uz vienu nukleonu, tāpēc dzelzs saplūšana ar citiem kodoliem prasa enerģijas ieguldījumu (enerģija netiek atbrīvota). Tātad elementi, smagāki par dzelzi, veidojas „ekstravagantākos“ ceļos—vispirms neitronu pievienošanās, kur ļoti daudz neitronu ļauj kodoliem pacelties virs dzelzs robežas periodiskajā tabulā.

2. Neitronu pievienošanās ceļi

2.1 s-procesa (lēna neitronu pievienošanās)

s-procesa norise notiek pie salīdzinoši zemas neitronu plūsmas, kodoli pieņem (absorbcē) pa vienam neitronam, parasti paspējot piedzīvot beta sabrukšanu, pirms nākamais neitrons pienāk. Tā veidojas izotopi stabilitātes ielejā, sākot no dzelzs līdz pat bizmutam (smagākajam stabilajam elementam). Galvenajā stadijā s-procesa norise notiek asimptotisko milžu zaru (AGB) zvaigznēs, tas ir svarīgākais tādos elementos kā stroncijs (Sr), bārijs (Ba) un svins (Pb). Zvaigžņu dziļumos notiek reakcijas 13C(α, n)16O vai 22Ne(α, n)25Mg, atbrīvojot brīvos neitronus, kas lēni („s“) pievienojas kodoliem [1], [2].

2.2 r-procesa (ātra neitronu pievienošanās)

Pretēji tam, r-procesa norise notiek pie ļoti augsta neitronu plūsmas—neitronu pievienošanās notiek ātrāk nekā parastā beta sabrukšana. Tā rodas īpaši neitroniem bagātināti izotopi, kas vēlāk sadalās līdz stabilām smagāku elementu formām, tostarp dārgmetāliem: zeltam, platīnam un vēl smagākiem līdz urānam. Tā kā r-procesam nepieciešami ekstrēmi apstākļi—miljardi kelvinu un milzīgas neitronu koncentrācijas—tas saistīts ar kodola sabrukuma supernovu izmešanu īpašos apstākļos vai vēl stingrāk apstiprināts neitronzvaigžņu saplūšanas gadījumos [3], [4].

2.3 Paši smagākie elementi

Tik r-procesu ir iespējams sasniegt līdz pat smagākajiem stabilajiem vai ilgmūžīgajiem radioaktīvajiem izotopiem (bizmuta, torija, urāna). s-procesam nepietiek ar ātru neitronu pievienošanas laiku un daudzumu, lai sasniegtu tik augstu masas reģionu (zelta vai urāna zonā), jo zvaigznē galu galā trūkst brīvo neitronu vai laika. Tādēļ r-procesa nukleosintēze ir nepieciešama pusei elementu, smagākiem par dzelzi, tostarp retajiem metāliem, kas galu galā rodas planetārajās sistēmās.

3. Supernovu nukleosintēze

3.1 Kodola sabrukšanas mehānisms

Masīvas zvaigznes (> 8–10 M⊙) evolūcijas beigās izaug dzelzs kodolu. Vieglāku elementu sintēze līdz dzelzim notiek vairākos slāņos (Si, O, Ne, C, He, H) ap inertā Fe kodolu. Kad kodols sasniedz kritisko masu (~1,4 M⊙, Čandrasekara robeža), elektronu degenerācijas spiediens vairs nespēj izturēt, tāpēc:

  1. Kodola sabrukums: Kodols sabrūk milisekundēs, sasniedzot kodola blīvumu.
  2. Neitriņu vadīta eksplozija (II vai Ib/c tipa supernova): Ja trieciena vilnis saņem pietiekami daudz enerģijas no neitriņiem, rotācijas vai magnētiskajiem laukiem, zvaigznes ārējie slāņi tiek spēcīgi izpūsti.

Tās pēdējās mirkļos notiek eksplozīvā nukleosintēze trieciena sakarsinātajos slāņos ap kodolu. Silīcija un skābekļa dedzināšanas zonās veidojas alfa elementi (O, Ne, Mg, Si, S, Ca) un dzelzs grupas elementi (Cr, Mn, Fe, Ni). Daļa r-procesa var notikt, ja apstākļi ļauj ļoti lielu neitronu plūsmu, lai gan parasti supernovu modeļi ne vienmēr spēj nodrošināt visus nepieciešamos r-procesa daudzumus, kas izskaidro kosmisko zeltu vai smagākos elementus [5], [6].

3.2 Dzelzs maksimums un smagāki izotopi

Supernovu izmešu viela ir svarīga alfa elementu un dzelzs grupas produktu sadalē galaktikās, nodrošinot metāliskumu jaunām zvaigžņu paaudzēm. Novērojumi supernovu atliekās apstiprina 56Ni, kas vēlāk sadalās 56Co un galu galā 56Fe – tas baro supernovas spožumu pirmajās nedēļās pēc sprādziena. Daļējs r-procesa var notikt neitriņu plūsmā virs neitronzvaigznes, lai gan parasti modeļi to uzskata par vājāku. Tomēr šīs supernovu "rūpnīcas" paliek universāls avots daudziem elementiem līdz dzelzs līmenim [7].

3.3 Retas vai eksotiskas supernovu situācijas

Dažus neparastus supernovu tipus—piemēram, magnetorotācijas supernovas vai "collapsars" (ļoti masīvas zvaigznes, kas veido melno caurumu ar akrecijas disku)—varētu pavadīt spēcīgāki r-procesa apstākļi, ja jaudīgi magnētiskie lauki vai strūklas nodrošina milzīgu neitronu koncentrāciju. Lai gan šādi notikumi ir hipotētiski, to ieguldījums r-procesa elementu ražošanā joprojām tiek aktīvi pētīts. Tie var papildināt vai palikt aizēnoti neitronzvaigžņu apvienošanās procesā, ražojot lielāko daļu smagāko elementu.

4. Neitronzvaigžņu apvienošanās: r-procesa varenība

4.1 Apvienošanās dinamika un izmešu viela

Neitronu zvaigžņu saplūšana notiek, kad divas neitronu zvaigznes binārā sistēmā spirālveidīgi tuvojas (gravitācijas viļņu izstarojuma dēļ) un saduras. Pēdējās sekundēs:

  • Plūdmaiņu iznīcināšana: Ārējie slāņi tiek pārrauti ar „plūdmaiņu astēm“ (tidal tails), īpaši neitroniem bagātām.
  • Dinamiskā izmešana: Ļoti neitroniem bagāti gabali tiek izsviesti ar lielu ātrumu, dažkārt tuvu gaismas ātrumam.
  • Disku izvades: Apkārt saplūšanas atliekām veidojies akrecijas disks var izstarot neitriņus/vēja izvades.

Šīs izvades zonas satur pārmērīgu neitronu daudzumu, kas ļauj ātri uzņemt daudz neitronu un radīt smagus kodolus, tostarp platīna grupas metālus un vēl smagākus.

4.2 Kilonovas novērojumi un atklājums

2017. gadā atklātais GW170817 bija pagrieziena punkts: saplūstošās neitronu zvaigznes izraisīja kilonovu, kuras sarkanās/IR gaismas līkne atbilda r-procesa radioaktīvā sabrukuma teorijai. Novērotās tuvās IR spektra līnijas sakrita ar lantāniem un citiem smagajiem elementiem. Šis notikums nepārprotami parādīja, ka neitronu zvaigžņu saplūšana rada milzīgus r-procesa materiāla daudzumus—varbūt vairākas Zemes masas zelta vai platīna [8], [9].

4.3 Biežums un ieguldījums

Lai gan neitronu zvaigžņu saplūšana ir retāka par supernovām, viena notikuma radītie smagie elementi ievērojami pārsniedz citus avotus. Visas galaktikas vēsturē salīdzinoši maz saplūšanu varēja radīt lielāko daļu r-procesa krājumu, izskaidrojot, kāpēc Saules sistēmā ir zelts, europijs u.c. Turpmākie gravitācijas viļņu novērojumi palīdz precīzāk noteikt šo saplūšanu biežumu un efektivitāti smago elementu radīšanā.

5. s-procesa AGB zvaigznēs

5.1 Helija apvalka slānis un neitronu ražošana

Asimptotiskie milžu zvaigznes (AGB) (1–8 M⊙) galīgajās evolūcijas fāzēs ir helija un ūdeņraža dedzināšanas slāņi ap oglekļa-skābekļa kodolu. Termiskie pulsējošie helija mirdzumi rada vidēju neitronu plūsmu caur reakcijām:

13C(α, n)16O   un   22Ne(α, n)25Mg

Šie brīvie neitroni lēni (tas ir „s-procesa“) uzņem dzelzs sēklu kodolus, pakāpeniski kāpjot līdz bismutam vai svinam. Beta sabrukumi ļauj kodoliem pakāpeniski kāpt izotopu diagrammā [10].

5.2 s-procesa bagātības paraksti

AGB zvaigžņu vēji galu galā aiznes tikko izveidotos s-procesa elementus starpzvaigžņu vidē, veidojot „s-procesa“ bagātības rakstus nākamo zvaigžņu paaudzēs. Tas bieži ietver bāriju (Ba), stronciju (Sr), lantānu (La) un svinu (Pb). Lai gan s-procesā neveidojas liels daudzums zelta vai ārkārtīgi smagu r-procesa metālu, tas ir ļoti svarīgs lielai daļai starpmasas līdz Pb reģioniem.

5.3 Novērojumu pierādījumi

Novērojumi AGB zvaigznēs (piemēram, oglekļa zvaigznēs) rāda izteiktas s-procesa līnijas (piemēram, Ba II, Sr II) to spektrā. Tāpat metāliski nabadzīgas (ļoti zema metāliskuma) zvaigznes Piena Ceļa aureolē var saturēt s-procesa bagātinājumu, ja tajās bija AGB kompanjona dubultzvaigzne. Šādi modeļi apstiprina s-procesa nozīmi kosmiskajā ķīmiskajā bagātināšanā, kas atšķiras no r-procesa.

6. Starpzvaigžņu bagātināšana un galaktikas evolūcija

6.1 Sajaukšanās un zvaigžņu veidošanās process

Visi šie nukleosintēzes produkti—vai tie būtu alfa elementi no supernovām, s-procesa metāli no AGB vējiem vai r-procesa metāli no neitronzvaigžņu saplūšanām—sajaucas starpzvaigžņu vidē. Laika gaitā, veidojoties jaunām zvaigznēm, šīs vielas tiek iekļautas, tādējādi „metāliskums" pakāpeniski pieaug. Jaunākas zvaigznes galaktikas diskā parasti satur vairāk dzelzs un smagāku elementu nekā vecākās aureoles zvaigznes—tas atspoguļo pastāvīgu bagātināšanos.

6.2 Vecās, metāliski nabadzīgās zvaigznes

Piena Ceļa aureolē atrodas ļoti zema metāliskuma zvaigznes, kas veidojās no gāzēm, bagātinātām ar vienu vai dažiem agrīniem notikumiem. Ja tas bija neitronzvaigžņu saplūšana vai izcila supernova, tajās var atrast netipiskus vai spēcīgus r-procesa pēdas. Tas ļauj skaidrāk izprast agrīno galaktikas ķīmisko evolūciju un šādu katastrofisku procesu laiku.

6.3 Smago elementu liktenis

Kosmiskā mērogā šie metāli var kondensēties putekļu graudiņos, kas veidojas plūsmās vai supernovu izsviestajās vielās, kas vēlāk migrē uz molekulārajiem mākoņiem. Galu galā tie koncentrējas protoplanētu diskos ap jaunām zvaigznēm. Šāds cikls nodrošināja arī Zemei smago elementu krājumus: no dzelzs tās kodolā līdz nelieliem zelta daudzumiem garozā.

7. No kosmiskiem kataklizmām līdz zemes zeltam

7.1 Zelta izcelsme jūsu kāzu gredzenā

Kad jūs turat zelta rotaslietu, tā zelta atomi, visticamāk, kristalizējās Zemes ģeoloģiskajā atradnē pirms daudziem gadsimtiem. Tomēr plašākā kosmiskajā vēsturē:

  1. r-procesa veidošanās: Zelta kodoli radās neitronzvaigznes saplūšanas laikā vai retos gadījumos supernovā, kur intensīvs neitronu plūsmas spiediens virzīja kodolus pāri dzelzs robežai.
  2. Izmešana un izkliedēšana: Šis notikums izmeta nesen veidojušos zelta atomus Piena Ceļa starpzvaigžņu gāzu mākonī vai agrākā subgalaktiskā sistēmā.
  3. Saules sistēmas veidošanās: Pēc miljardiem gadu, veidojoties Saules miglājam, šie zelta atomi kļuva par putekļu un metālu daļu, kas iekļuva Zemes mantijā un garozā.
  4. Ģeoloģiskā koncentrācija: Laika gaitā hidroterminie šķīdumi vai magmatiskie procesi koncentrēja zeltu rievās vai nogulumu slāņos.
  5. Cilvēku ieguve: Tūkstošiem gadu cilvēki ieguva šos atradumus, pārstrādāja zeltu valūtai, mākslai vai juvelierizstrādājumiem.

Tātad šis zelta gredzens jūs tieši saista ar vieniem no enerģiskākajiem Visuma notikumiem—tas ir īsts zvaigžņu materiāla mantojums, kas stiepjas miljardiem gadu un cauri daudziem gaismas gadiem [8], [9], [10].

7.2 Retums un vērtība

Zelta retums kosmiski izskaidro, kāpēc tas ir tik augsti vērtēts: tā veidošanai bija nepieciešami ļoti neparasti kosmiskie notikumi, tāpēc tikai nelielas daudzums nonāca Zemes garozā. Šis trūkums un izcilās ķīmiskās un fiziskās īpašības (mīkstums, izturība pret koroziju, spīdums) dažādās civilizācijās padarīja zeltu par universālu bagātības un prestiža simbolu.

8. Pašreizējie pētījumi un nākotnes perspektīvas

8.1 Daudzsignālu (multi-messenger) astronomija

Neitronu zvaigžņu saplūšanas izstaro gravitācijas viļņus, elektromagnētisko starojumu un iespējams neitrīnus. Katrs jauns atklājums (piemēram, GW170817 2017. gadā) ļauj precizēt r-procesa ienesīgumu un šādu notikumu biežumu. Pieaugot LIGO, Virgo, KAGRA un nākotnes detektoru jutībai, biežāki saplūšanas vai melnās cauruma–neitronu zvaigznes sadursmju novērojumi padziļina izpratni par smago elementu veidošanās cēloņiem.

8.2 Laboratorijas astrofizika

Galvenais uzdevums ir precīzāk noteikt eksotisko, neitroniem piesātināto izotopu reakciju ātrumus. Retu izotopu paātrinātājos (piemēram, FRIB ASV, RIKEN Japānā, FAIR Vācijā) tiek imitēti īslaicīgie izotopi, kas piedalās r-procesā, tiek noteikti to saplūšanas šķērsgriezumi un sabrukšanas ilgumi. Šie dati tiek iekļauti progresīvos nukleosintēzes modeļos, lai iegūtu precīzākas prognozes.

8.3 Jaunās paaudzes pārskati

Plaša lauka spektroskopiskās aptaujas (Gaia-ESO, WEAVE, 4MOST, SDSS-V, DESI) pēta miljonu zvaigžņu ķīmisko sastāvu. Dažas būs metāliski nabadzīgas aureolu zvaigznes ar unikālu r-procesa vai s-procesa bagātinājumu, ļaujot saprast, cik daudz neitronu zvaigžņu saplūšanu vai citu progresīvu supernovu kanālu veidoja Piena Ceļa smago elementu izplatību. Šāda „Galaktiskā arheoloģija” ietver arī pundurpavadoņu galaktikas, katrai no tām ir savs ķīmiskais nospiedums pagātnes nukleosintēzes notikumos.

9. Kopsavilkums un secinājumi

Runājot par kosmisko ķīmiju, elementi, kas smagāki par dzelzi, rada jautājumus, ko atrisina tikai neitronu ķeršana ekstrēmos apstākļos. s-procesa AGB zvaigznēs pakāpeniski veido daudzus starpposma un smagus kodolus, taču īstais smago r-procesa elementu (piemēram, zelta, platīna, eiropija) rašanās ir atkarīga no ātras neitronu ķeršanas epizodēm, visbiežāk:

  • kodolu sabrukšana supernovās – ierobežotos daudzumos vai īpašos apstākļos,
  • neutronu zvaigžņu saplūšanās, kas tagad tiek uzskatītas par galvenajiem smagāko metālu avotiem.

Šie procesi veidoja Piena Ceļa ķīmisko raksturu, barojot planētu veidošanos un dzīvībai nepieciešamās ķīmijas rašanos. Dārgmetāli, kas atrodas Zemes garozā, tostarp zelts, kas spīd mūsu rokās, nozīmē tiešu kosmisku mantojumu no sprādzieniem, kas reiz būtiski pārkārtoja matēriju tālā Visuma stūrī — miljardiem gadu pirms Zemes veidošanās.

Stiprējot daudzviļņu astronomijai, pieaugot neutronu zvaigžņu saplūšanas gravitācijas viļņu atklājumiem un pilnveidojoties supernovu modeļiem, mēs iegūstam arvien skaidrāku priekšstatu par to, kā radās katra periodiskās tabulas daļa. Šīs zināšanas bagātina ne tikai astrofiziku, bet arī mūsu savstarpējo saikni ar kosmosu — atgādinot, ka vienkārša zelta vai citu retu resursu glabāšana ir taustāma saikne ar Visuma iespaidīgākajiem sprādzieniem.

Saistītās saites un papildu lasījumi

  1. Burbidge, E. M., Burbidge, G. R., Fowler, W. A., & Hoyle, F. (1957). “Elementų sintezė žvaigždėse.” Reviews of Modern Physics, 29, 547–650.
  2. Cameron, A. G. W. (1957). “Branduolinės reakcijos žvaigždėse ir nukleogenezė.” Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 69, 201–222.
  3. Woosley, S. E., Heger, A., & Weaver, T. A. (2002). “Masinių žvaigždžių evoliucija ir sprogimas.” Reviews of Modern Physics, 74, 1015–1071.
  4. Thielemann, F.-K., et al. (2017). “r-proceso nukleosintezė: jungiant retųjų izotopų spindulių įrenginius su stebėjimais, astrofiziniais modeliais ir kosmologija.” Annual Review of Nuclear and Particle Science, 67, 253–274.
  5. Lattimer, J. M. (2012). “Neutronų žvaigždžių susiliejimai ir nukleosintezė.” Annual Review of Nuclear and Particle Science, 62, 485–515.
  6. Metzger, B. D. (2017). “Kilonovos.” Living Reviews in Relativity, 20, 3.
  7. Sneden, C., Cowan, J. J., & Gallino, R. (2008). “Neutronų sugavimo elementai ankstyvojoje galaktikoje.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 241–288.
  8. Abbott, B. P., et al. (2017). “GW170817: gravitacinių bangų iš dvinarės neutronų žvaigždės susiliejimo stebėjimas.” Physical Review Letters, 119, 161101.
  9. Drout, M. R., et al. (2017). “Neutronų žvaigždžių susiliejimo GW170817/SSS17a šviesos kreivės: pasekmės r-proceso nukleosintezei.” Science, 358, 1570–1574.
  10. Busso, M., Gallino, R., & Wasserburg, G. J. (1999). “Nukleosintezė asimptotinių milžiniškųjų žvaigždžių šerdyse: svarba galaktikos praturtinimui ir Saulės sistemos susidarymui.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 37, 239–309.
Atgriezties emuārā