Nukleosyntes: grundämnen tyngre än järn

I det tidiga universum bildades främst väte och helium samt mycket små mängder av andra lätta kärnor. Inga betydande mängder guld, barium eller uran bildades där. Dessa grundämnen krävde senare generationer av kosmiska processer för att uppstå.[1]

Många kärnfusionsreaktioner i stjärnor frigör energi eftersom produkterna är hårdare bundna än ursprungskärnorna. Järn- och nickelområdet ligger nära maximum för bindningsenergi per nukleon. Nickel-62 har den högsta genomsnittliga bindningsenergin; järn-56 är en särskilt vanlig medlem av denna grupp hårt bundna kärnor.[2]

En stjärna kan därför inte fortsätta att få energi genom samma stegvisa kärnfusion ända fram till guld och uran. Det betyder inte att tyngre kärnor inte kan bildas eller att varje reaktion med kärnor lättare än järn frigör energi. Resultatet beror på den specifika reaktionen och dess omgivning.[2]

Ett grundämne definieras av antalet protoner, som kallas atomnummer Z. Isotoper av samma grundämne har olika antal neutroner. Masstal A är summan av protonerna och neutronerna.

En neutron har ingen elektrisk laddning och utsätts därför inte för samma elektrostatiska repulsion som en proton som närmar sig. När en kärna fångar in en neutron ökar dess masstal med ett, medan atomnumret förblir detsamma. Om den bildade isotopen är instabil kan radioaktivt sönderfall senare förändra den.[27]

Vad betyder ”långsam” och ”snabb”?

Skillnaden handlar om konkurrerande tidsskalor. Kommer betasönderfall i en instabil kärna vanligtvis att ske före nästa neutroninfångning, eller vinner infångningen kapplöpningen?

”Långsam” betyder inte en enda fastställd väntetid, och ”snabb” syftar inte på en enda typ av astronomisk händelse. Båda termerna beskriver kärnreaktionernas hastigheter under respektive förhållanden.[4], [11]

En av de viktigaste platserna där detta sker är den asymptotiska jättegrenen, eller AGB: ett sent stadium i stjärnans utveckling, då en kompakt kärna omges av skikt där väte och helium förbränns. Neutronbildning, omblandning av materia och massförlust gör att dessa åldrande stjärnor bidrar betydligt till förrådet av tunga grundämnen.[6]

Två reaktioner står för en stor del av neutronerna

Här betecknar α en helium-4-kärna och n en neutron. En stor del av nukleosyntesen som drivs av kol-13-reaktionen sker mellan korta pulser, inte bara under själva utbrotten.[5]

Senare kan omblandning av materia föra material som påverkats av kärnreaktioner till stjärnans skal. Stjärnvindar återför sedan en del av det till rymden – stjärnan behöver inte explodera som en supernova.[6]

s-processen når betydligt längre än till mitten av det periodiska systemet

AGB-stjärnor bidrar i betydande grad till bildandet av kärnor i barium- och blyområdena. I massiva stjärnor sker också den svaga s-processen under helium- och kolförbränningen; den bidrar särskilt till bildandet av lättare kärnor genom neutroninfångning.[4], [8]

Den långsamma processen kan nå ända till bly- och vismutområdet. Vismut-209 har extremt lång livslängd, men är radioaktivt: dess alfasönderfall upptäcktes experimentellt 2003. Därför är det felaktigt att kalla vismut för ”det tyngsta stabila grundämnet”.[7]

I neutronrikt material kan en atomkärna fånga in flera neutroner innan betasönderfall ändrar dess protontal. När infångning och sönderfall fortsätter passerar materialet genom en serie isotoper med ett mycket stort överskott av neutroner. När neutronförrådet sinar förändras reaktionsvägen, och instabila produkter sönderfaller till mer långlivade atomkärnor.[9]

Denna sena utveckling kallas ofta frysning. Det är inte ett ögonblick då alla reaktioner upphör: fortsatta infångningar, sönderfall och neutronemissioner förändrar fortfarande den slutliga fördelningen av atomkärnor. När tillräckligt tunga atomkärnor har bildats kan kärnklyvning sönderdela dem och omfördela materialet till atomkärnor med lägre massa.[9]

”Snabb” beskriver reaktionshastigheten, inte ett temperaturkrav som gäller i alla fall. Modeller förutsäger både varma och svalare förhållanden för r-processen; där skiljer sig fotonernas roll, eftersom de kan slå ut neutroner ur atomkärnor.[10]

Flera typer av material slungas ut vid sammansmältningen

Neutrinernas växelverkan ändrar förhållandet mellan protoner och neutroner. Därför kan olika uppsättningar atomkärnor bildas i olika utflöden av utkastat material; guld, lantanider eller uran bildas inte i samma proportioner i varje del av det utkastade materialet.[11]

På händelsedagen, den 17 augusti 2017, upptäckte observatorier gravitationsvågor från ett sammansmältande dubbelstjärnesystem med neutronstjärnor, en kort gammablixt och en optisk-infraröd motsvarighet. Händelsen, GW170817, kopplade samman sammansmältningen av kompakta objekt med en avklingande transientkälla som kallas kilonova.[13]

Radioaktiva produkter värmer upp expanderande material

En kilonova lyser när energin från radioaktiva produkter överförs till det utkastade materialet och visar sig som termisk strålning. Den observerade glöden bearbetas i material som expanderar; det är inte en direkt bild av enskilda neutroninfångningsreaktioner.[12]

GW170817:s snabba avtagande ljusstyrka och skiftande färger stämde överens med flera utkastkomponenter och olika sammansättningar av tunga grundämnen. Sådana observationer gav starka belägg för r-processnukleosyntes vid sammanslagningar av neutronstjärnor.[14]

Varför kan utkast som är rika på tunga grundämnen se röda ut?

Lantanoider har en komplex atomstruktur och många övergångar som absorberar och omfördelar ljus. Deras närvaro kan öka opaciteten, fördröja strålningens utträde och främja infraröd strålning. Men färgen beror också på massa, hastighet, geometri, uppvärmning och andra egenskaper.[12]

Supernovor är nödvändiga, men deras utbyten varierar

Massiva stjärnor bildar många kärnor redan före kollapsen, och de chockupphettade lagren i en supernova kan fortsätta att brinna. Dessa händelser kastar ut syre, kisel, järngruppsmaterial och andra produkter. Supernovor av typ Ia, där vita dvärgar förstörs genom termonukleära processer, är en annan viktig källa till järngruppskärnor.[28]

Den välkända radioaktiva sönderfallskedjan ⁵⁶Ni → ⁵⁶Co → ⁵⁶Fe bidrar till att upprätthålla många supernovors glöd och bestämmer deras ljuskurvor. Men produktionen av järngruppskärnor skiljer sig från att upprätthålla det mycket stora neutronöverskott som krävs för att skapa en bred fördelning av tunga r-proceselement.[28]

Vanliga modeller av kärnkärnkollaps som drivs av neutriners energi återskapar inte tillförlitligt hela mångfalden av tunga r-processkärnor. Sällsynta explosioner med starka magnetfält och snabb rotation kan bidra ytterligare, men deras utbyte beror på de fysikaliska förhållandena och modelleringen.[11]

Resultatet från magnetaren har samband med den tidigare artikeln om extrema magnetfält. Det är evidens som tolkas med hjälp av en modell, inte en separat fastställd lista över varje isotop som kastades ut i utbrottet.[19]

Nya kärnor måste först ta sig ut från sin födelseplats. Vindar, explosioner och utflöden från sammanslagningar för dem till den omgivande gasen. Blandning, inflöde, utflöde och senare stjärnbildning fördelar sedan materialet vidare i galaxen. Anrikningen är ojämn, så varken en stjärnas ålder eller dess järnhalt är en perfekt klocka.[22]

Det här är gemensamma riktlinjer för modellerad kemisk historia, inte exklusiva etiketter eller ett påstående om att varje miljö ger samma blandning.[8], [22]

1. 01 · GALAKTISK BLANDNING

   Tidigare generationer berikar gasen

   Material från olika källor blir en del av den gas och det stoft som senare bildar stjärnor. En del stannar kvar, en del färdas långt från sin födelseplats.

2. 02 · ETT NYTT PLANETSYSTEM

   Solsystemet ärver en blandning

   När solen och planeterna bildades för ungefär 4,6 miljarder år sedan innehöll deras byggmaterial redan kärnor som skapats av tidigare kosmiska generationer.

3. 03 · PLANETÄR DIFFERENTIERING

   Jorden omfördelar sina material

   När kärnan bildades sjönk många järnälskande metaller djupare ned. Senare ackretion och inre utveckling påverkade också materialet som blev kvar i manteln och skorpan.

4. 04 · GEOLOGISK ANRIKNING

   Fluider och floder koncentrerar guld som redan finns

   Hydrotermiska system kan koncentrera guld i mineralfyndigheter. Vittring frigör korn, och transport kan åter koncentrera dem i bäcksediment.

De kosmiska stegen hänger samman med kärnornas ursprung och blandning, medan de jordiska handlar om deras omfördelning till material som går att komma åt.[22], [24], [25], [26]

Gamla stjärnor bevarar kemiska spår

Vissa stjärnor bevarar en fördelning av grundämnenas förekomst som formades av bara några få tidiga kemiska berikningshändelser. I den lilla galaxen Reticulum II visade en studie från 2016 en ovanligt kraftig berikning av r-processprodukter, förenlig med en sällsynt händelse med högt utbyte. Denna fördelning av grundämnenas förekomst stödde ursprungsförklaringar som sammanslagningar av neutronstjärnor, men kunde inte entydigt fastställa händelseförloppet.[23]

AGB-stjärnor och följeslagare som berikats med massa från dem ger en annan typ av belägg: spektra och förhållanden mellan grundämnenas förekomst gör det möjligt att testa utbyten från långsam infångning och den omblandning som för kärnreaktionsförändrat material till stjärnornas yta.[6]

Laboratorier bidrar med kärndata

Reaktionsnätverk behöver kärnmassor, livslängder före sönderfall, sannolikheter för infångning och information om kärnklyvning. Många viktiga isotoper lever alltför kort eller har alltför många neutroner för att deras egenskaper ska kunna mätas fullständigt. När dessa indata preciseras förändras den förutsagda mängden och fördelningen av slutprodukter.[9]

Det välkända påståendet att långsam och snabb infångning vardera skapar ungefär hälften av mängden tunga grundämnen i solsystemet är resultatet av en ungefärlig balansberäkning. Det betyder inte att det periodiska systemet delas upp i två åtskilda delar. Det är just blandningens detaljerade isotopsammansättning som forskarna försöker förklara.[4], [8]