Fúzió a Világegyetemben: Innen származnak az ékszereid Understand article
Fordította Adorjánné Farkas Magdolna. Lehet, hogy az alkimistáknak mégiscsak igazuk volt? Paola Rebusco, Henri Boffin és Douglas Pierce-Price, a németországi Garching–ban lévő ESO munkatársai elmagyarázzák, hogyan lehet aranyat – és más nehézfémeket – előállítani.…
Hogyan jönnek létre a nehéz elemek? ‘A fúzió a Világegyetemben’ c. regény (Boffin & Pierce-Price, 2007) utolsó epizódja a vas keletkezésével fejeződik be, ezzel azonban az atommagok keletkezésének nagy kalandja nem ér véget. Frissítsük fel az emlékezetünket! A Nagy Bumm utáni percekben az újszülött Világegyetem hőmérséklete lecsökkent (néhány milliárd fokra!) és hidrogén és hélium atommagok jöttek létre. A csillagok életük legnagyobb részében hidrogént alakítanak át héliummá. A hélium atomok fúziója (egyesülése), amely új elemek keletkezéséhez vezet, csakis akkor kezdődhet el, amikor a csillag hőmérséklete és nyomása kellően magas értéket ér el. A könnyű elemek atommagjainak sikeres fúziója során jönnek létre a nehezebb elemek atommagjai, egészen a vas-56 izotópig.
A legstabilabb izotóp a vas-56, mivel ebben a legnagyobb a nukleonok kötési energiája (ld. a háttéranyagot és az ábrát). A természet kedveli a stabil képződményeket, ezért az előző cikkünkben ismertetett fúziós folyamat, amely a hidrogéntől a nehezebb, stabilabb atommagokhoz vezet, nem folytatódhat a vas-56 után. Akkor honnan származnak a nehezebb elemek, mint például az ólom, az ezüst, az arany vagy az urán? Nem varázslat történik, hanem egy lenyűgöző természetes folyamat során képződnek a Világegyetemben a nehéz elemek. A csillagokban magas hőmérsékleten és nagy nyomáson a fúzió ugyanolyan természetes folyamat, mint ahogy a tárgyak legurulnak egy domboldalon (mindkét esetben energia-csökkenés következik be). Azonban a nehezebb elemek létrehozása sokkal fáradságosabb folyamat, hasonlóan a hegymászáshoz (energia-befektetést igényel). Ráadásul az atommagok keletkezésének ez a fázisa meglehetősen mozgalmas, mivel elemi részecskék befogása és kibocsátása kíséri. Háromféle részecske-befogás történhet: két folyamatnál neutronok befogása (s-, valamint r- folyamat), egy esetben pedig protonok befogása történik (p-folyamat).
Mafalda Martins, ESO, szíves hozzájárulásával
Neutronbefogás
Az egyik folyamat, amelynek során a vas-56-nál nehezebb atommag jöhet létre azzal kezdődik, hogy egy neutron egy atommaggal ütközik és egyesül. Így neutronokban gazdagabb, nehezebb atommaghoz jutunk, amelyben azonban ugyanannyi proton van, mint az eredetiben, tehát a rendszáma is ugyanannyi. Ezek az atommagok csupán az eredeti elem nehezebb izotópjai, tehát még nem értük el a célunkat, vagyis nem jutottunk más, nehezebb elemhez.
A folyamat azonban még nem fejeződött be. Ezek az új izotópok a protonok és a neutronok számától függően lehetnek stabilak vagy instabilak. Ha a neutronbefogás egy instabil izotópot eredményez, az atommag spontán radioaktív bomláson mehet keresztül. Például ‘béta-bomlás’ történhet, amelynek során az atommagból egy elektron és egy antineutrínó lép ki, így az atommag egyik neutronja protonná alakul át. Ennek eredményeként olyan atommag keletkezik, amelyben eggyel több proton és eggyel kevesebb neutron van. Mivel ilyenkor megváltozik a protonok száma, így mostmár valóban új, az eredetitől eltérő elem képződik.
Meghatározó tényező, hogy abban a folyamatban, amelyben a neutronbefogást béta-bomlás követi, a neutronbefogás folyamata lassú vagy gyors volt-e a béta-részecskék kibocsátásához képest. Ez a két eset, amelyeket s- illetve r-folyamatként szokak emlegetni különböző elemekhez vezet és a Világegyetemben eltérő körülmények között megy végbe. (Az ‘s’ az angol slow=lassú, az ‘r’ pedig a rapid=gyors szóra utal – a fordító megjegyzése).
Lassúneutron befogás: s-folyamat
Az s-folyamatban minden neutronbefogás ugyanannak az elemnek az egy neutronnal nehezebb izotópjához vezet. Történetesen ezek az egy neutronnal nehezebb atommagok instabilak. Mivel az s-folyamatban a neutronbefogás aránylag lassú, az instabil mag béta-bomláson megy keresztül még mielőtt további neutront tudna befogni. Másképpen fogalmazva, amint létrejön az első instabil atommag, az a béta-bomlás során olyan atommaggá alakul át, amely eggyel több protont és eggyel kevesebb neutront tartalmaz (ld. az ábrát).
Hol találhatunk olyan körülményeket a Világegyetemben, amelyek lehetővé teszik, hogy végbemenjen az s-folyamat? Kiderült, hogy ez a Naphoz hasonló csillagok életének utolsó fázisában történhet meg. Ismeretes, hogy azok a csillagok, (Boffin & Pierce-Price 2007) amelyeknek a kezdeti tömege hasonló a mi Napunkéhoz, az életük végén, amikor kifogynak az üzemanyagból és lehűlnek, fehér törpékké válnak. Mielőtt egy ilyen csillag lehűl, neutronok válnak szabaddá (főleg a szén és a neon atomjainak bomlásakor keletkeznek): ezek bőven elegendőek arra, hogy a lassú neutronok befogásával nehéz elemeket hozzanak létre. Így keletkezik például a bárium, a réz, az ozmium és a technécium.
Mafalda Martins, ESO, szíves hozzájárulásával
Mafalda Martins, ESO, szíves hozzájárulásával
Gyorsneutron befogás: r-folyamat
Ha nagyon sok neutron keletkezik és az instabil atommagnak van elegendő ideje arra, hogy több neutront is elnyeljen, akkor egymás után több neutron is átalakulhat protonokká (ld. az ábrát): így jönnek létre a természetben a legnagyobb rendszámú elemek.
Most pedig fedezzük fel, hogy aVilágegyetemben hol történhet meg az r-folyamat. Amint azt az előző cikkben írtuk, ha egy csillag tömege nagyobb, mint a Nap tömegének nyolcszorosa, a centrumában elegendően magas hőmérséklet és nagy nyomás alakul ki ahhoz, hogy beinduljon a szén és az oxigén atommagok fúziója, és végül kialakuljon egy vasmag. A csillag szerkezete ebben az utolsó élet-szakaszban egy hagymához hasonlít (ld. az ábrát): a legkülső réteg hidrogénből és héliumból áll, befelé haladva a rétegek egyre nehezebb atommagokat tartalmaznak, amelyek az egymást követő fúziós folyamatokban keletkeztek.
Mafalda Martins, ESO, szíves hozzájárulásával
A vas túlságosan stabil ahhoz, hogy továbbalakuljon, ezért felhalmozódik és a belőle kialakuló mag egyre növekszik. Azonban van egy határ (ezt Chandrasekhar határnak nevezik), amelyen túl a vasmag nem növekedhet tovább, mivel nem bírja kiegyensúlyozni a megnövekedett gravitációs vonzóerőt. Ekkor katasztrófaszerű gyorsasággal összeroskad a csillag (a mag külső rétegei 250 millió km/h sebességgel zuhannak befelé). A mag zsugorodása addig tart, amíg a befelé zuhanó anyag visszacsapódik, az összes energiáját átadja a külső rétegeknek, így egy hatalmas erejű robbanás következik be (ld. az ábrát). Ezt a jelenséget szupernóva-robbanásnak nevezzük, pontosabban II. típusú szupernóvának (SN II).
Mafalda Martins, ESO, szíves hozzájárulásával
A II. típusú szupernóva vasmagjának összeroskadása során megy végbe az r-folyamat. Az összeroskadás során egy elektron és egy proton összeolvad, így egy neutron és egy neutrínó jön létre. A neutron-fluxus (az egységnyi idő alatt egységnyi területre eső részecskék száma) olyan nagy (nagyságrendben 1022 neutron/ cm2/s), hogy az atommagnak van ideje arra, hogy több neutront is befogjon, mielőtt béta-bomlással átalakul. R-folyamat során keletkezik többek között az arany, az európium, a lantán, a polónium, a tórium és az urán.
Protonbefogás
A másik folyamat, amelynek során nehéz atommagok keletkeznek, a protonbefogás (p-folyamat). Egy nagy méretű atommag sok protont tartalmaz, ezért nagy a pozitív töltése, amely taszítja a felé közeledő szabad protont. Ez a taszítás (a Coulomb erő) igen nagy, emiatt a protonbefogás sokkal ritkábban fordul elő, mint a neutronbefogás. Ahhoz, hogy az atommag be tudja fogni a protont, a protonnak nagy energiával kell rendelkeznie, ezért ez a folyamat csak igen magas hőmérsékleten mehet végbe.
Hol találhatunk olyan magas hőmérsékletet, amelyen lehetséges a protonbefogás? Ismét a csillagok háza táján érdemes körülnéznünk. Bár a naprendszerben csak egyetlen csillag van – a Nap – azonban a Világmindenségben sok olyan csillag található, amely olyan rendszer része, amelyet legalább két csillag alkot. A kettős csillagok egymás körül keringenek. Ha a csillagok elég közel vannak egymáshoz, az egyik csillag az erős gravitációs vonzóerő miatt gázt “lophat” el a társától. Például a nagy tömegű és nagy sűrűségű fehér törpék vagy neutroncsillagok magukhoz vonzhatják a hidrogénben gazdag gázt a partnerüktől. Ebben az anyagban szabad protonok áramlanak, amelyek elég forrók és nagyenergiájúak ahhoz, hogy a Coulomb-gátat leküzdve egyesüljenek más atommagokkal. A lantán, a ruténium és a szamárium olyan elemek, amelyek jellemzően p-folyamat során keletkeznek.
Következtetés
Végigtekintettük hogyan jönnek létre a csillagokban az elemek a vas-56-tal bezárólag atommagfúzióval, valamint a nehezebb elemek egyéb folyamatok során. Ezek az atommagszintézisek a Világegyetemben különleges körülmények között mennek végbe neutronok vagy protonok befogásával majd radioaktív sugárzással. A lassú neutronok befogásával zajló folyamat a Naphoz hasonló csillagok életének utolsó szakaszában játszódik le, mielőtt véget érne az életük, mint fehér törpe. A protonbefogás akkor történhet meg, amikor egy kettős csillag egyik tagjaként egy fehér törpe vagy egy neutroncsillag bekebelezi a kevésbé szerencsés társcsillagból származó gázt. A gyorsneutron-befogás a II. típusú szupernóvák katasztrófaszerűen bekövetkező gravitációs összeroppanása során történik. Ilyenkor egy adott elem egy másfajta elemmé alakul át – egyik fémből egy másik fém, például arany keletkezik – ez az a folyamat, amit az alkimisták szerettek volna megvalósítani, de nem jártak sikerrel.
Azonban nem hibáztathatjuk az alkimistákat. Akármilyen jól felszerelt laboratóriumban is dolgoztak, a kulcsfontosságú eszköz – a szupernóva robbanás – nem állt a rendelkezésükre.
Háttér: az elveszett tömeg rejtélye
A nukleáris kötési energia az az energiamennyiség, amely ahhoz szükséges, hogy egy atommagot protonokra és neutronokra törjünk szét. Ez az az energia, amely akkor szabadul fel, amikor két részecske összeolvad. Képzeljük el, hogy van egy protonunk és egy neutronunk és ezeknek jó közelítéssel azonos a tömegük. Ütköztessük őket egymással, amíg összeolvadnak és egy deutérium mag jön létre. Mennyi ennek a tömege? Ha a proton és a neutron tömegét is egységnyinek vesszük, joggal feltételezhetjük, hogy a keletkező részecske tömege 2 lesz. Azonban ez nem így van: a deutérium tömege kevesebb, mint a két részecske tömegének összege – a tömeg egy része eltűnt! A megoldás Einstein híres E = mc2 egyenletében rejlik. Amikor a két részecske összeolvad, EB kötési energia szabadul fel. Mivel az energia és a tömeg ekvivalens, ezért a keletkező energiának megfelelő mB= EB/c2 tömeg eltűnik.
Vizsgáljuk meg először a hélium-4, majd a vas-56 izotópokat. Atomi tömegegységben kifejezve (u = 1,66 x 10-27 kg = 931,5 MeV/c2) a proton és a neutron tömege mP = 1,00728 u, illetve mn = 1,00866 u. A hélium-4 atommagjának mért tömege mHe = 4,00150 u, míg az összetevők tömegének összege 2mP + 2mn = 4,03188. A tömegkülönbség 4,03188 u – 4,00150 u = 0,03038 u, amely közelítőleg megfelel a teljes kötési energiának: 28,3 MeV (az egy nukleonra jutó kötési energia 28,3/(2 + 2) = 7,07 MeV).
Ha ugyanezt a számítást elvégezzük a vas-56 atommagjára, amely 26 protont és 30 neutront tartalmaz, a kötési energia sokkal nagyobbnak adódik: a teljes energia 492,2 MeV, az egy nukleonra jutó pedig 8,79 MeV. A különösen nagy stabilitás miatt a vas-56 a kötési energiákat ábrázoló görbe legalsó pontján helyezkedik el. A nehezebb elemek felé a görbén felfelé vezet az út, ezek a folyamatok energiabefektetést igényelnek. Ez az oka annak, hogy bár a hélium-4 atommag képes arra, hogy nehezebb atommagokkal egyesüljön, a vas-56-nál nehezebb elemek létrejöttéhez mégis különleges folyamatok szükségesek (ezeket írtuk le ebben a cikkben).
Margaret Burbidge és a B2HF csoport
A nehéz elemek létrejöttét biztosító folyamatokat (s- és r-folyamatok) először egy hosszú elméleti cikkben írták le, amelyet 1957-ben közöltek ‘Az elemek szintézise a csillagokban’ címmel (‘Synthesis of the elements in stars’, Burbidge et al., 1957). Ennél a forradalmi és még ma is érvényes cikknél látható B2HF jelzés nem egy különleges kémiai vegyületre utal, hanem azon szerzők vezetéknevének kezdőbetűire, akik írták a cikket: Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler és Fred Hoyle.
Margaret Burbidge brit csillagász 1919-ben született, és professzor emerituszként jelenleg is kutatásokat folytat a University of California egyetemen (San Diego, USA). A nagyapjától már tizenéves korában kapott csillagászati tárgyú tudományos ismeretterjesztő könyveket. “Úgy emlékszem, hogy a csillagok iránti vonzalmam 4 éves koromban született, és sok más élményhez kapcsolódott.” – írja szellemes önéletrajzában (Burbidge, 1994). Élete során sok természettudományos felfedezést tett és politikai küzdelmekben is részt vett; nem volt mindig könnyű helyzete nőként a tudományos életben, de ő sosem adta fel. “Ha találkozol egy akadállyal, keresd meg azt az utat, amelyen megkerülheted” – javasolja. A csoport többi tagja is említésre méltó: Fred Hoyle and Margaret férje, Geoffrey Burbidge főként a tekintélyromboló Ősrobbanás-ellenes elméletükről híresek. William Fowler pedig az atommagszintézissel kapcsolatos elméleti és kísérleti munkásságáért 1983-ben megosztott fizikai Nobel díjat kapott.
References
- Boffin H, Pierce-Price D (2007) Fúzió a Világegyetemben: csillagporból születtünk. 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
- Ha meg akarja tudni, hogy mikor és hol történtek mostanában szupernóva robbanások, nézze meg a Supernovae web-oldalt, ahol kutatók és amatőrök regisztrálják az általuk észlelt szupernóva robbanásokat: www.supernovae.net
Institutions
