Η Σύντηξη στο Διάστημα: Από πού προέρχονται τα κοσμήματά σας Understand article
Μετάφραση Γιώργο Κουντουριώτη (George Kountouriotis). Μήπως η αλχημεία είναι πολύ καλή για να είναι αληθινή; Οι Paola Rebusco, Henri Boffin και Douglas Pierce-Price, από την ESO στο Garching της…
Πως σχηματίζονται τα βαρέα μέταλλα; Το τελευταίο επεισόδιο της επικής αφήγησης «Η Σύντηξη στο Διάστημα», (Boffin & Pierce-Price, 2007) τελείωσε με την παραγωγή του σιδήρου, αλλά η περιπέτεια της νουκλεοσύνθεσης –στην οποία δημιουργούνται οι ατομικοί πυρήνες – δεν σταματά εκεί. Ας φρεσκάρουμε τη μνήμη μας. Στα πρώτα λεπτά μετά το Μπιγκ Μπανγκ, η θερμοκρασία του νεογέννητου Σύμπαντος ελαττώθηκε (σε μερικά δισεκατομμύρια βαθμούς!) για να σχηματιστεί το υδρογόνο και το ήλιο. Τα αστέρια ξοδεύουν την περισσότερη ζωή τους «καίγοντας» υδρογόνο προς ήλιο. Μόνο όταν η θερμοκρασία και η πίεση γίνουν αρκετά υψηλές αρχίζει η σύντηξη των ατόμων ηλίου, σχηματίζοντας νέα στοιχεία. Τα ελαφρύτερα στοιχεία είναι οι δομικοί λίθοι που διαδοχικά συντήκονται για να σχηματίσουν βαρύτερα στοιχεία, μέχρι τον σίδηρο-56.
Ο σίδηρος-56 έχει τον σταθερότερο πυρήνα γιατί έχει τη μέγιστη ενέργεια σύνδεσης (δείτε το ένθετο και το διάγραμμα). Η Φύση ευνοεί τις σταθερές διαμορφώσεις και κατά συνέπεια η διαδικασία της σύντηξης που περιγράφηκε στο τελευταίο μας άρθρο, η οποία μας οδηγεί από το υδρογόνο μέχρι τους βαρύτερους, πιο σταθερούς πυρήνες, δεν θα συνεχιστεί πέρα από τον σίδηρο-56. Άρα, από πού προέρχονται τα βαρύτερα στοιχεία όπως ο μόλυβδος, το ασήμι και το ουράνιο; Δεν υπάρχει μαγεία: το Σύμπαν παρέχει άλλους συναρπαστικούς τρόπους για να παραχθούν όλα τα βαρύτερα στοιχεία. Στην υψηλή θερμοκρασία και πίεση ενός αστεριού, η σύντηξη είναι τόσο αυθόρμητη όσο και η κάθοδος από ένα λόφο (μια διαδικασία που ελευθερώνει ενέργεια). Ωστόσο, αυτοί οι νέοι μηχανισμοί είναι πιο κουραστικοί, όπως η άνοδος ενός λόφου (μια διαδικασία που χρειάζεται ενέργεια). Επιπλέον τα επόμενα στάδια της νουκλεοσύνθεσης είναι αρκετά έντονα, καθώς περιλαμβάνουν συλλήψεις και εκρήξεις. Περιλαμβάνονται τρία είδη σύλληψης, τα δύο σχετίζονται με τη σύλληψη νετρονίων (η s- και η r- διαδικασίες) και ένα με τη σύλληψη πρωτονίων (η p- διαδικασία).
Η εικόνα δημοσιεύεται με την άδεια του/της Mafalda Martins, ESO
Σύλληψη νετρονίων
Ένας τρόπος να δημιουργηθούν στοιχεία βαρύτερα από το σίδηρο–56 ξεκινά όταν επιπλέον νετρόνια συντήκονται με έναν υπάρχοντα πυρήνα. Με αυτό τον τρόπο παίρνουμε πλουσιότερους σε νετρόνια, βαρύτερους πυρήνες, αλλά με τον ίδιο αριθμό πρωτονίων, δηλαδή με τον ίδιο ατομικό αριθμό. Αυτοί οι πυρήνες είναι απλώς βαρύτερα ισότοπα του αρχικού στοιχείου, άρα δεν έχουμε ακόμη επιτύχει το σκοπό μας, τη δημιουργία βαρύτερου και διαφορετικού στοιχείου.
Ωστόσο, η διαδικασία δεν έχει ακόμη τελειώσει. Αυτά τα νέα στοιχεία μπορεί να είναι ασταθή, κάτι που εξαρτάται από τον αριθμό των πρωτονίων και νετρονίων. Αν η σύλληψη των νετρονίων παράγει ένα ασταθές ισότοπο, τότε αυτό μπορεί να πάθει μια αυθόρμητη ραδιενεργό διάσπαση. Μια τέτοια διάσπαση είναι η «βήτα διάσπαση», στην οποία ένα ηλεκτρόνιο και ένα αντινετρίνο εκπέμπονται, έτσι ώστε ένα από τα νετρόνια του πυρήνα μετατρέπεται σε πρωτόνιο. Το συνολικό αποτέλεσμα αυτής της μετατροπής είναι ένας πυρήνας με ένα περισσότερο πρωτόνιο και ένα λιγότερο νετρόνιο. Αφού ο αριθμός των πρωτονίων άλλαξε, παράχθηκε ένα νέο, διαφορετικό στοιχείο.
Σε αυτή τη διαδικασία της σύλληψης νετρονίου που ακολουθείται από β διάσπαση, έχει σημασία αν η αρχική σύλληψη νετρονίου είναι αργή ή γρήγορη σε σχέση με τη β διάσπαση. Οι δύο περιπτώσεις, που αναφέρονται ως s-διαδικασία και r-διαδικασία αντίστοιχα, παράγουν διαφορετικά στοιχεία και συμβαίνουν σε διαφορετικές περιστάσεις στο Σύμπαν.
Αργή σύλληψη νετρονίου: η s-διαδικασία
Κάθε σύλληψη νετρονίου στην s-διαδικασία μετατρέπει ένα πυρήνα σε ένα ισότοπο του ίδιου στοιχείου με ένα περισσότερο νετρόνιο. Τελικά, αυτές οι αυξήσεις κατά ένα στον αριθμό των νετρονίων οδηγούν σε ένα ασταθές ισότοπο. Επειδή η σύλληψη νετρονίου είναι σχετικά αργή στην s-διαδικασία, ο ασταθής πυρήνας κάνει β-διάσπαση πριν μπορέσει να γίνει σύλληψη περισσότερων νετρονίων. Με άλλα λόγια, μόλις σχηματιστεί η πρώτη ασταθής διαμόρφωση, μια β-διάσπαση μετατρέπει τον πυρήνα σε έναν με ένα περισσότερο πρωτόνιο και ένα περισσότερο νετρόνιο (δείτε το διάγραμμα).
Που μπορούμε να βρούμε στο Σύμπαν τις σωστές συνθήκες για συμβεί η s-διαδικασία; Αποδεικνύεται ότι μπορούν να συμβούν κατά τη διάρκεια των τελευταίων σταδίων της ζωής αστεριών σαν τον Ήλιο. Ήδη γνωρίζουμε (δείτε, για παράδειγμα, Boffin & Pierce-Price 2007) ότι αν η αρχική μάζα ενός αστεριού είναι συγκρίσιμη με αυτή του Ήλιου, τότε στο τέλος της ζωής του αστεριού, τελειώνουν τα καύσιμα και αυτό κρυώνει για να γίνει ένας λευκός νάνος. Πριν κρυώσει, παράγονται ελεύθερα νετρόνια (κυρίως από τη διάσπαση του άνθρακα και του νέου): είναι σε αφθονία τέτοια ώστε να παραχθούν βαρέα στοιχεία μέσω της αργής σύλληψης νετρονίου. Με αυτό τον τρόπο, παράγονται στοιχεία όπως το βάριο, ο χαλκός το όσμιο, το στρόντιο και το τεχνήτιο.
Η εικόνα δημοσιεύεται με την άδεια του/της Mafalda Martins, ESO
Η εικόνα δημοσιεύεται με την άδεια του/της Mafalda Martins, ESO
Γρήγορη σύλληψη νετρονίου: η r-διαδικασία
Αν, αντιθέτως, τα νετρόνια παράγονται με ένα πολύ υψηλό ρυθμό, τότε οι ασταθείς πυρήνες που σχηματίζονται έχουν αρκετό χρόνο για να καταπιούν πολλά νετρόνια τα οποία ακολούθως διασπώνται καταρρακτωδώς σε πρωτόνια (δείτε το διάγραμμα): αυτός είναι ο τρόπος με τον οποίο τα στοιχεία με τον μεγαλύτερο ατομικό αριθμό συντίθενται στη φύση.
Ας ανακαλύψουμε που συμβαίνει η r-διαδικασία στο Σύμπαν. Όπως επίσης συζητήθηκε στο προηγούμενο άρθρο, όταν η μάζα ενός αστεριού είναι μεγαλύτερη από 8 περίπου ηλιακές μάζες, η θερμοκρασία και η πίεση στο κέντρο του γίνονται αρκετά υψηλές για να προκαλέσουν σύντηξη του άνθρακα και του οξυγόνου και, τελικά, να σχηματίσουν ένα πυρήνα από σίδηρο. Σε αυτό το τελικό στάδιο, το εσωτερικό ενός αστεριού μοιάζει πολύ με ένα κρεμμύδι (δείτε διάγραμμα): το εξωτερικό περίβλημα αποτελείται από υδρογόνο και ήλιο, με τα εσωτερικά στρώματα να αποτελούνται από προοδευτικά βαρύτερους πυρήνες, λόγω διαδοχικών αντιδράσεων σύντηξης.
Η εικόνα δημοσιεύεται με την άδεια του/της Mafalda Martins, ESO
Ο σίδηρος είναι πολύ σταθερός για να αρχίσει να καίγεται, γι αυτό συσσωρεύεται και ο πυρήνας σιδήρου συνεχίζει να αυξάνεται. Υπάρχει, ωστόσο, ένα όριο μάζας (λεγεται όριο Chandrasekhar) πάνω από το οποίο ο πυρήνας σιδήρου δεν μπορεί να μεγαλώσει, καθώς η βαρύτητα του γίνεται πολύ υψηλή για να μπορέσει να την υποστηρίξει. Σε αυτό το σημείο μια καταστροφική κατάρρευση (με τα εξωτερικά στρώματα του πυρήνα να πλησιάζουν ταχύτητες μέχρι και 250 εκατομμυρίων km/h) συρρικνώνει τον πυρήνα, μέχρι η μάζα που πέφτει να αναπηδήσει και όλη η ενέργεια να μεταφερθεί στα εξωτερικά στρώματα, σε μια γιγαντιαία έκρηξη (δείτε την εικόνα). Αυτό το φαινόμενο λέγεται έκρηξη σουπερνόβα, ειδικότερα σουπερνόβα Τύπου ΙΙ (SN II).
Η εικόνα δημοσιεύεται με την άδεια του/της Mafalda Martins, ESO
Μέσα στον πυρήνα σιδήρου του SN II που καταρρέει συμβαίνει η r-διαδικασία. Κατά τη διάρκεια της κατάρρευσης, ηλεκτρόνια και πρωτόνια συγχωνεύονται για να παράγουν νετρόνια και νετρίνο. Η ροή (ο αριθμός ανά μονάδα χρόνου και μονάδα επιφάνειας) νετρονίων είναι τόσο υψηλή (της τάξης των 1022 νετρονίων ανά cm2/s) ώστε ο πυρήνας έχει χρόνο να συλλάβει πολλά νετρόνια πριν πάθει β-διάσπαση. Ο χρυσός, το ευρώπιο, το λανθάνιο, το πολώνιο, το θόριο και το ουράνιο είναι μερικά από τα στοιχεία που παράγονται μέσω της r-διαδικασίας.
Σύλληψη πρωτονίου
Μια άλλη διαδικασία με την οποία σχηματίζονται βαρύτεροι πυρήνες είναι μέσω της σύλληψης πρωτονίου (p-διαδικασία). Ωστόσο, ένας μεγάλος πυρήνας που περιέχει πολλά πρωτόνια έχει ένα υψηλό θετικό φορτίο, το οποίο απωθεί τα πρόσθετα πρωτόνια που πλησιάζουν. Αυτή η απώθηση (το φράγμα Coulomb) είναι πολύ υψηλή, και διασφαλίζει ότι η σύλληψη πρωτονίου είναι πολύ σπανιότερη από την σύλληψη νετρονίου. Για να απορροφηθεί από τον πυρήνα, ένα ελεύθερο πρωτόνιο πρέπει να είναι πολύ ενεργητικό, έτσι ώστε αυτή η διαδικασία να συμβαίνει μόνο σε πολύ υψηλές θερμοκρασίες.
Έτσι που μπορούμε να βρούμε αρκετά υψηλές θερμοκρασίες για τη σύλληψη πρωτονίου; Ξανά, ας κοιτάξουμε στα αστέρια. Αν και το δικό μας Ηλιακό Σύστημα έχει μόνο ένα αστέρι – τον Ήλιο – ένας μεγάλος αριθμός από αστέρια ανήκουν στην πραγματικότητα σε συστήματα με το λιγότερο δύο αστέρια. Όταν δύο αστέρια κινούνται το ένα γύρω από το άλλο, σχηματίζουν ένα «διπλό σύστημα». Αν τα αστέρια είναι αρκετά κοντά, είναι πιθανό για ένα αστέρι με ισχυρή βαρυτική έλξη να «κλέψει» αέριο από το συνοδό του. Αυτό μπορεί να συμβεί, για παράδειγμα, όταν μεγάλης μάζας, συμπαγής, λευκός νάνος ή αστέρας νετρονίων έλκει πλούσιο σε υδρογόνο αέριο πάνω στην επιφάνειά του από το συνοδό του. Αυτό το υλικό παρέχει μια ροή ελευθέρων πρωτονίων, αρκετά ζεστών και ενεργητικών ώστε να υπερνικήσουν το φράγμα Coulomb και να συντηχθούν με άλλους πυρήνες. Το λανθάνιο, το ρουθήνιο και το σαμάριο είναι τυπικά στοιχεία που παράγονται με την p-διαδικασία.
Συμπέρασμα
Έχουμε δει πως, αν και η σύντηξη στα αστέρια παράγει στοιχεία μόνο μέχρι το σίδηρο-56, βαρύτερα στοιχεία παράγονται με μια ποικιλία διαδικασιών. Αυτές οι διαδικασίες νουκλεοσύνθεσης, που περιλαμβάνουν τη σύλληψη νετρονίων ή πρωτονίων, και ραδιενεργές διασπάσεις, συμβαίνουν σε εξωτικές καταστάσεις στο Σύμπαν. Η αργή σύλληψη νετρονίου μπορεί να συμβεί προς το τέλος της ζωής αστεριών σαν τον Ήλιο, πριν τελειώσουν τη ζωή τους ως λευκοί νάνοι. Η σύλληψη πρωτονίου είναι ένα αποτέλεσμα του κανιβαλισμού αερίου από ένα λευκό νάνο ή αστέρα νετρονίων προς ένα ατυχή συνοδό αστέρα. Και η γρήγορη σύλληψη νετρονίου συμβαίνει κατά τη διάρκεια της καταστροφικής κατάρρευσης αστεριού που συμβαίνει ακριβώς πριν τη δραματική έκρηξη ενός τύπου ΙΙ σουπερνόβα. Μετατρέποντας ένα στοιχείο σε άλλο, αυτές οι συναρπαστικές φυσικές διαδικασίες πετυχαίνουν ότι οι μεσαιωνικοί αλχημιστές δεν μπορούσαν – τη μεταμόρφωση των βασικών μετάλλων (ανάμεσα σε άλλα στοιχεία) σε χρυσό.
Παρόλα αυτά, δεν μπορούμε να κατηγορήσουμε τους αλχημιστές. Τα εργαστήριά τους ήταν καλά εξοπλισμένα, αλλά τους έλειπε ένα στοιχείο κλειδί του εξοπλισμού: μια έκρηξη σούπερνόβα.
Το μυστήριο της εξαφανισμένης μάζας
Η πυρηνική ενέργεια σύνδεσης είναι το ποσό της ενέργειας που χρειάζεται για να διασπαστεί ένας πυρήνας σε πρωτόνια και νετρόνια. Είναι επίσης η ενέργεια που ελευθερώνουν δύο σωματίδια όταν συγχωνευτούν. Ας φανταστούμε ότι έχεις ένα πρωτόνιο και ένα νετρόνιο και ότι έχουν την ίδια μάζα (μια πολύ καλή προσέγγιση) Αν τα φέρουμε κοντά μέχρι να συγχωνευτούν θα σχηματίσουν ένα πυρήνα δευτερίου. Ποια είναι η μάζα του; Αν το πρωτόνιο έχει μάζα 1 και το νετρόνιο έχει μάζα 1, θα περιμένατε ότι θα είναι 2, έτσι δεν είναι; Όχι, δεν είναι: η μάζα ενός πυρήνα δευτερίου είναι μικρότερη από το άθροισμα των μαζών των δύο σωματιδίων – κάποια ποσότητα μάζας έχει εξαφανιστεί! Η λύση βρίσκεται στη διάσημη εξίσωση του Einstein, E = mc2. Όταν δύο σωματίδια συγχωνεύονται, ελευθερώνουν την πυρηνική ενέργεια σύνδεσης EB, αλλά αφού η ενέργεια και η μάζα είναι ισοδύναμες, αυτό σημαίνει ότι η αντίστοιχη μάζα, mB= EB/c2, έχει χαθεί.
Ας θεωρήσουμε πρώτα το ήλιο-4 και μετά το σίδηρο-56. Σε ατομικές μονάδες μάζας (u = 1.66 x 10-27 kg = 931.5 MeV/c2) η μάζα ενός πρωτονίου και ενός νετρονίου είναι mP = 1.00728 u και mn = 1.00866 u, αντίστοιχα. Η μετρημένη τιμή της μάζας ενός πυρήνα ηλίου-4 είναι mHe = 4.00150 u, ενώ το άθροισμα των μαζών των συστατικών του είναι 2mP + 2mn = 4.03188. Η διαφορά δίνει τη μάζα 4.03188 u – 4.00150 u = 0.03038 u, η οποία αντιστοιχεί σε μια συνολική ενέργεια σύνδεσης περίπου 28,3 MeV (η ενέργεια σύνδεσης ανά νουκλεόνιο είναι 28.3/(2 + 2) = 7.07 MeV).
Αν επαναλάβετε τα ίδια βήματα για το σίδηρο-56 (που αποτελείται από 26 πρωτόνια και 30 νετρόνια), η συνολική ενέργεια σύνδεσης είναι πολύ μεγαλύτερη: περίπου 492,2 MeV, ή 8,79 MeV ανά νουκλεόνιο. Αυτή η ακραία σταθερότητα τοποθετεί τον σίδηρο-56 στο χαμηλότερο σημείο στην καμπύλη της ενέργειας σύνδεσης και η σύντηξη προς βαρύτερα στοιχεία θα ήταν μια διαδικασία «ανόδου του λόφου» που θα απαιτούσε την είσοδο ενέργειας. Αυτός είναι ο λόγος γιατί, αν και οι πυρήνες ηλίου-4 μπορούν άμεσα να συντηχθούν προς βαρύτερα στοιχεία, πιο ακραίες διαδικασίες (που περιγράφονται σ’ αυτό το άρθρο) απαιτούνται για να πάρουμε στοιχεία βαρύτερα από το σίδηρο-56.
Η Margaret Burbidge και η ομάδα B2HF
Οι μηχανισμοί πίσω από την παραγωγή των βαρύτερων στοιχείων (οι s-διαδικασία και η r-διαδικασία) για πρώτη φορά δείχθηκαν σε ένα μεγάλο θεωρητικό άρθρο που δημοσιεύθηκε το 1957: «Η σύνθεση των στοιχείων στα αστέρια» (Burbidge et al., 1957). Αυτό το επαναστατικό και ακόμη επίκαιρο άρθρο υπογράφηκε ως B2HF – όχι ένα παράξενο χημικό στοιχείο αλλά τα αρχικά των επιθέτων των επιστημόνων που το έγραψαν: Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler and Fred Hoyle.
Η Βρετανίδα αστρονόμος Margaret Burbidge γεννήθηκε το 1919 και είναι ακόμη ενεργή ερευνήτρια ως επίτιμη καθηγήτρια φυσικής στο Πανεπιστήμιο της Καλιφόρνια, στο Σαν Ντιέγκο, των ΗΠΑ. Όταν ήταν έφηβη, η γιαγιά της, της έδωσε κάποια εκλαϊκευμένα βιβλία αστρονομίας. «Είδα να γοητεύομαι με τα αστέρια από την ηλικία των 4», γράφει στην πνευματώδη αυτοβιογραφία της (Burbidge, 1994), «συνδεδεμένη με την άλλη μου μεγάλη απόλαυση, τους μεγάλους αριθμούς.» Η ζωή της είναι γεμάτη από επιστημονικές ανακαλύψεις και πολιτικές διαμάχες, δεν ήταν πάντα εύκολο να είσαι γυναίκα επιστήμονας αλλά ποτέ δεν παραιτήθηκε. «Αν βρεθείτε απέναντι σε κάποιο εμπόδιο, βρείτε ένα δρόμο να το παρακάμψετε» προτείνει. Οι υπόλοιποι της ομάδας δεν είναι λιγότερο σημαντικοί: Ο Fred Hoyle και ο σύζυγος της Margaret, ο Geoffrey Burbidge, είναι πολύ διάσημοι για τις εικονοκλαστικές θεωρίες τους που αντιτίθενται στη θεωρία του Μπιγκ Μπανγκ, ενώ ο William Fowler μοιράστηκε το βραβείο Νόμπελ της Φυσικής για τις θεωρητικές και πειραματικές μελέτες του στην νουκλεοσύνθεση.
References
- Boffin H, Pierce-Price D (2007) Η Σύντηξη στο Σύμπαν: Είμαστε όλοι αστρόσκονη. Science in School 4.
- Burbidge EM, Burbidge GR, Fowler WA, Hoyle F (1957) Synthesis of the elements in stars. Reviews of Modern Physics 29: 547-650
- Burbidge EM (1994) Watcher of the skies. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 32: 1-36
Resources
- Για να ανακαλύψετε πότε και που εξερράγησαν οι τελευταίοι σουπερνόβα, δείτε τον ιστοχώρο των Σουπερνόβα, όπου επιστήμονες και ερασιτέχνες κυνηγούν και καταγράφουν νέες εκρήξεις σουπερνόβα: www.supernovae.net
Institutions
