Fuzja we Wszechświecie: skąd pochodzi twoja biżuteria Understand article
Tłumaczenie Helena Howaniec. Czy alchemia zbyt dobrze brzmi aby była prawdziwa? Paola Rebusco, Henri Boffin i Douglas Pierce-Price, z ESO w Garching, Niemcy, opisują możliwości syntezy złota – oraz innych ciężkich metali – niestety nie w laboratorium.
Jak powstają ciężkie pierwiastki? Ostatni epizod z serii artykułów “Fuzja we Wszechświecie” (Boffin & Pierce-Price, 2007) zakończył się produkcją żelaza, lecz przygoda z nukleosyntezą – w której wytwarzane są jądra atomowe – na tym się nie kończy. Przypomnijmy sobie. W pierwszych kilku minutach po Wielkim Wybuchu, temperatura nowopowstałego Wszechświata obniżyła się na tyle (do kilku bilionów stopni!) aby mogły powstać jądra wodoru i helu. W czasie prawie całego swojego życia, gwiazda spala wodór tworząc hel. Tylko wtedy, kiedy temperatura i ciśnienie są wystarczająco wysokie, w gwiazdach zaczyna się proces syntezy atomów helu i tworzą się nowe pierwiastki. Lżejsze pierwiastki są cegiełkami, które łącząc się ze sobą produkują cięższe pierwiastki, aż do żelaza-56.
Żelazo-56 posiada najbardziej stabilne jądro, ponieważ ma największą energię wiązania na 1 nukleon (patrz przypis i diagram). Natura faworyzuje stabilne konfiguracje i dlatego proces syntezy termojądrowej, opisany w ostatnim artykule, w którym z jądra wodoru tworzone są cięższe, bardziej stabilne jądra zatrzymuje się przy żelazie-56. Skąd więc pochodzą cięższe pierwiastki takie jak: ołów, srebro, złoto czy uran? Nie ma tutaj żadnej magicznej siły: Wszechświat zapewnia nam inne fascynujące możliwości do produkcji wszystkich ciężkich pierwiastków. W wysokiej temperaturze i przy wysokim ciśnieniu, jakie panują w gwiazdach, fuzja jest procesem spontanicznym porównywalnym do staczania się w dół stoku (proces w którym uwalniana jest energia). Jednak synteza pierwiastków cięższych od żelaza-56 wymaga procesu energochłonnego, jak wspinanie się pod górę (proces, który wymaga dostarczenia energii). Następne etapy nukleosyntezy są bardzo chaotyczne i polegają na wychwytywaniu cząstek i eksplozjach. Mamy tutaj do czynienia z trzema typami wychwytywania: dwa polegające na wychwytywaniu neutronów (procesy r i s) i jeden na wychwytywaniu protonu (proces p).
Umieszczono dzięki uprzejmości Mafalda Martins, ESO
Wychwytywanie neutronów
Produkcja pierwiastków cięższych od żelaza-56 może zajść w czasie zderzenia neutronów z istniejącym jądrem. W ten sposób otrzymujemy cięższe jądro, bogatsze o jeden neutron lecz o tej samej liczbie protonów, czyli tej samej liczbie atomowej. Te jądra są cięższymi izotopami pierwotnego pierwiastka, czyli jeszcze nie osiągnęliśmy zamierzonego produktu w postaci nowego, cięższego pierwiastka.
Jednak, proces jeszcze się nie skończył. Te nowe izotopy mogą być stabilne lub niestabilne w zależności od liczby protonów i neutronów. Jeśli izotop jest niestabilny może nastąpić spontaniczny rozpad radioaktywny. W jednym z takich rozpadów zwanym rozpadem beta, neutron zamienia się w proton powodując emisję elektronu i antyneutrina. Produktem tej reakcji jest jądro o liczbie protonów o jeden większej oraz liczbie neutronów o jeden mniejszej od pierwotnego jądra. Ponieważ liczba protonów zmieniła się, to rzeczywiście otrzymaliśmy inny, nowy, pierwiastek.
W procesie wychwytywania neutronu, i w jego rezultacie rozpadzie beta, bardzo istotna jest szybkość wychwytu inicjującego neutronu (w stosunku do szybkości rozpadu beta). Mamy dwa przypadki: wolny (slow) wychwyt neutronu, któremu odpowiada proces s oraz szybki (rapid) wychwyt neutronu – proces r. Procesy te przebiegają w odmiennych warunkach we Wszechświecie i prowadzą do produkcji innych pierwiastków chemicznych.
Powolny wychwyt neutronu: proces s
Każdy neutron wychwycony w procesie s zmienia jądro w izotop tego samego pierwiastka z jednym więcej neutronem. Zwiększenie liczby neutronów prowadzi do utworzenia niestabilnego izotopu. Ponieważ szybkość wychwytu neutronów jest stosunkowo mała, to rozpad beta zachodzi w niestabilnym jądrze zanim dojdzie do wychwycenia następnego neutronu. Innymi słowy, jak tylko pojawi się pierwsza niestabilna konfiguracja, rozpad beta przekształca niestabilne jądro w inne jądro z jednym więcej protonem i jednym mniej neutronem (patrz diagram).
Gdzie we Wszechświecie panują odpowiednie warunki do zaistnienia procesu s? Okazuje się, że warunki takie mogą się pojawić w ostatnim stadium życia gwiazdy podobnej do Słońca. Wiemy już (przytoczony artykuł: Boffin & Pierce-Price 2007), że jeśli początkowa masa gwiazdy jest porównywalna z masą Słońca, to pod koniec życia wyczerpuje się jej paliwo i staje się ona białym karłem. Zanim się jednak ochłodzi, uwalniane są w jej wnętrzu wolne neutrony (głównie z rozpadu węgla i neonu). Jest ich wystarczająco dużo, aby w procesie powolnego wychwytywania neutronów tworzyły się ciężkie pierwiastki takie jak: bar, miedź, osm, stront i technet.
Zdjęcie dzięki uprzejmości Mafalda Martins, ESO
Zdjęcie dzięki uprzejmości Mafalda Martins, ESO
Szybkie wychwytywanie neutronów: proces r
Jeżeli liczba produkowanych neutronów bardzo szybko rośnie, to niestabilne jądra, które się tworzą, są w stanie przyłączyć kilka neutronów. Neutrony te przechodzą w protony w kaskadowym rozpadzie beta (diagram). W ten sposób są tworzone, w sposób naturalny, pierwiastki o najwyższych liczbach atomowych.
Gdzie we Wszechświecie może zajść proces r? Kiedy masa gwiazdy jest co najmniej osiem razy większa od masy Słońca (wspomniany artykuł: Boffin & Pierce-Price 2007), wartości temperatury i ciśnienia w jej centrum są tak wysokie, że możliwa staje się fuzja węgla i tlenu, w wyniku czego tworzy się rdzeń z żelaza. W tym końcowym stadium, wnętrze gwiazdy wygląda jak cebula (patrz diagram). Najbardziej zewnętrzna warstwa zbudowana jest z wodoru i helu, podczas gdy wewnętrzne warstwy zawierają coraz to cięższe jądra, ponieważ zachodzą tam reakcje nukleosyntezy coraz to cięższych pierwiastków.
Zdjęcie dzięki uprzejmości Mafalda Martins, ESO
Żelazo jest pierwiastkiem stabilnym, nie spala się, tylko, akumulując się w rdzeniu powoduje zwiększanie jego masy. Kiedy masa gwiazdy przekroczy pewną wartość (zwaną granicą Chandrasekhara) rdzeń żelazowy nie może już rosnąć, gdyż jego grawitacja staje się zbyt wysoka. Wtedy następuje gwałtowne zapadanie się gwiazdy (zewnętrzne warstwy rdzenia osiągają przy tym prędkość 250 mln km/h), rdzeń kurczy się do momentu, kiedy spadająca materia odbije się od wewnętrznych warstw rdzenia i cała energia zostanie wyrzucona na zewnątrz w potężnym wybuchu (patrz diagram). Zjawisko to nosi nazwę wybuchu supernowej a dokładnie Typu II supernowej (SN II).
Zdjęcie dzięki uprzejmości Mafalda Martins, ESO
Właśnie w trakcie zapadania się rdzenia żelazowego dla SN II zachodzi proces r. Podczas zapadania, elektrony i protony łączą się ze sobą tworząc neutrony i neutrina. Strumień (liczba na jednostkę powierzchni w jednostce czasu) neutronów jest tak wysoki (rzędu 1022 neutronów na cm2/s), że jądro ma czas na wychwycenie wielu neutronów zanim nastąpią w nim rozpady beta. W procesie r wytwarzane są między innymi takie pierwiastki jak: złoto, europ, lantan, polon, tor i uran.
Wychwytywanie protonów
Inny proces, w którym mogą być produkowane ciężkie jądra polega na wychwytywaniu protonów (proces p). Wielkie jądra zawierające dużo protonów posiadają wysoki ładunek dodatni, który odpycha zbliżające się protony. To odpychanie o dużej mocy (tzw. bariera kulombowska) powoduje, że zjawisko wychwytywania protonów jest dużo rzadsze niż wychwytywanie neutronów. Tylko proton o wysokiej energii może zostać zaabsorbowany przez jądro. Taka sytuacja może się zdarzyć jedynie w bardzo wysokiej temperaturze.
Gdzie można znaleźć wystarczająco wysoką temperaturę do zaistnienia tego procesu? Popatrzmy znowu w gwiazdy. Chociaż nasz system słoneczny ma tylko jedną gwiazdę – Słońce – to istnieje wiele układów z dwiema lub więcej gwiazdami. Kiedy dwie gwiazdy okrążają się nawzajem tworzą ‘układ binarny’. Jeśli są one wystarczająco blisko siebie, jedna z nich (ta, która wytwarza bardzo silne pole grawitacyjne) może ‘kraść’ gaz z drugiej gwiazdy. Jest tak w przypadku białego karła lub gwiazdy neutronowej. Potrafią one przyciągać do swojej powierzchni bogate w wodór gazy od sąsiedniego partnera. Ten materiał dostarcza wielką liczbę wolnych protonów o energii wystarczającej do pokonania bariery kulombowskiej i wnikania w jądra. Proces p jest typowym procesem przy tworzeniu się takich pierwiastków jak: lantan, ruten, samar.
Podsumowanie
Wiedząc, że pierwiastki lżejsze od żelaza-56 są wytwarzane w środku gwiazd, prześledziliśmy kilka procesów, w których produktami końcowymi są pierwiastki cięższe. Te reakcje nukleosyntezy, w których następuje wychwytywanie neutronów lub protonów i w konsekwencji rozpad radioaktywny, zdarzają się w wyjątkowych sytuacjach we Wszechświecie. Powolne wychwytywanie neutronów może się zdarzyć w końcowym etapie życia gwiazdy o masie zbliżonej do masy Słońca, zanim zakończy ona swoje istnienie i stanie się białym karłem. Wychwytywanie protonów ma miejsce w układach dwóch gwiazd z których jedna jest białym karłem lub gwiazdą neutronową i ’kradnie’ gaz od swojej partnerki. Szybkie wychwytywanie neutronów zachodzi podczas gwałtownego zapadania się gwiazdy, które poprzedza wybuch supernowej typu II. Poprzez przekształcanie się jednego pierwiastka w drugi, przytoczone, fascynujące procesy zachodzące w naturze osiągają to, czego średniowieczni alchemicy nie byli w stanie zrobić – przetwarzają metale w wiele innych cięższych pierwiastków, między innymi w złoto.
Jednakże nie możemy za to winić alchemików. Ich laboratoria może i były dobrze wyposażone, jednak brakowało im podstawowej rzeczy: odpowiednich warunków do wytworzenia wybuchu supernowej.
Tajemnica zaniku masy
Energia wiązania jądra jest to ilość energii potrzebna do rozbicia jądra na składowe protony i neutrony. Jest to również energia, która się uwalnia kiedy dwie cząstki łączą się ze sobą. Wyobraźmy sobie dwie cząstki o tej samej masie: proton i neutron (bardzo dobre przybliżenie). Dociskamy je do siebie aż do momentu, kiedy utworzą jądro deuteru. Jaka jest masa tego jądra? Jeśli masy: protonu i neutronu wynoszą po 1, to spodziewamy się masy jądra 2. Niestety nie. Masa jądra deuteru jest mniejsza od sumy mas protonu i neutronu – znika gdzieś pewna masa. Wyjaśnienie znajdziemy w równaniu Einsteina, E = mc2 . Kiedy dwie cząstki łączą się ze sobą wydziela się energia EB znana jako energia wiązania. W związku z równoważnością masy i energii, energia ta jest równoważna masie mB= EB/c2 , która jest tracona.
Rozważmy jądro helu-4 oraz żelaza-56. W atomowych jednostkach masy (u = 1.66 x 10-27 kg = 931.5 MeV/c2), masy protonu i neutronu wynoszą odpowiednio mP = 1.00728 u oraz mn = 1.00866 u. Zmierzona masa jądra helu-4 wynosi mHe = 4.00150 u, podczas gdy suma mas składników jest równa 2mP + 2mn = 4.03188 u. Różnica tych mas daje wartość 4.03188 u – 4.00150 u = 0.03038 u, która odpowiada całkowitej energii wiązania równej 28.3 MeV. W przeliczeniu na jeden nukleon jest to wartość 28.3/(2 + 2) = 7.07 MeV.
W ten sam sposób możemy obliczyć energię wiązania dla żelaza-56 (które składa się z 26 protonów i 30 neutronów). Całkowita energia wiązania wynosi około 492.2 MeV a w przeliczeniu na jeden nukleon 8.79 MeV. Ta wyjątkowa stabilność jądra żelaza-56 plasuje go w najniższym punkcie wykresu energii wiązania. Fuzja żelaza do cięższych pierwiastków byłaby procesem ‘pod górkę’, wymagającym dostarczenia energii. Chociaż jądra helu-4 stosunkowo łatwo ulegają reakcji termojądrowej tworząc jądra cięższe, to jednak do otrzymania pierwiastków cięższych od żelaza-56 wymagane są bardziej wyrafinowane, wyjątkowe procesy (opisane w tym artykule).
Margaret Burbidge i grupa B2HF
Pierwsza wzmianka na temat mechanizmu, jaki kryje się za produkcją ciężkich pierwiastków (procesy s i r) znalazła się w długiej, teoretycznej pracy opublikowanej w 1957 pt. ‘Synteza pierwiastków w gwiazdach’ (‘Synthesis of the elements in stars’ Burbidge et al., 1957). Ta rewolucyjna i ciągle aktualna praca jest podpisana B2HF – nie jest to jakiś dziwny związek chemiczny lecz pierwsze litery nazwisk naukowców, którzy ją napisali: Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler oraz Fred Hoyle.
Brytyjska astronom Margaret Burbidge urodziła się w 1919 r. Jako profesor emeryt fizyki na Uniwersytecie w Kalifornii, San Diego, USA, ciągle jeszcze prowadzi badania naukowe. Kiedy była nastolatką, jej dziadek podsuwał jej popularne książki z astronomii. „W wieku 4 lat zrodziła się moja fascynacja gwiazdami” napisała w swojej błyskotliwej autobiografii (Burbidge, 1994), „ ma to związek z moimi zainteresowaniami wielkimi liczbami”. Jej życie obfitowało w odkrycia naukowe i walkę; nie było łatwo być kobietą-naukowcem. Nigdy się jednak nie poddawała – „jeśli napotkasz przeszkodę, znajdź drogę jak ją obejść” radziła. Pozostali autorzy również są dobrze znani. Dwóch z nich: Fred Hoyle i mąż Margaret , Geoffrey Burbidge są znani z teorii iconoclastic, przeciwnej do teorii Wielkiego Wybuchu, natomiast trzeci, William Fowler otrzymał w 1983 roku nagrodę Nobla z fizyki (razem z Chandrasekharem) za teoretyczną i doświadczalną pracę nad nukleosyntezą.
References
- Boffin H, Pierce-Price D (2007) Fuzja we Wszechświecie: wszyscy pochodzimy z pyłu gwiezdnego. 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
- Aby się dowiedzieć, kiedy i gdzie ostatnia supernowa eksplodowała, radzimy odwiedzić stronę internetową supernowej, gdzie naukowcy i amatorzy wychwytują i rejestrują wybuchy supernowej: www.supernovae.net
Institutions
