Powstawanie pierwiastków

Dlaczego gwiazdy mają dla nas takie znaczenie?

Wiele ludzi zastanawia się, czy gwiazdy mają dla nas tak wielkie znaczenie. Odpowiedź jest taka, że we Wszechświecie bez gwiazd nie byłoby życia, nas także. To, oczywiście, nie ma nic wspólnego z pseudonaukową astrologią. Nie istnieją żadne naukowe przesłanki wskazujące, że gwiazdy wywierają jakikolwiek wpływ na nasze życie.

Czemu więc gwiazdy mają dla nas takie znaczenie?

Po pierwsze, gwiazdy produkują w wyniku spalania jądrowego energię konieczną do życia. W naszym wypadku, energia Słońca ogrzewa naszą planetę - Ziemię. Wyobraź sobie, że Słońce i gwiazdy by nie istniały: wszędzie panowałaby wieczna ciemność, a temperatura na Ziemi byłaby bliska –273°C. W takich warunkach nie mogłoby rozwijać się żadne życie (pomijamy tu nieliczne organizmy prymitywne, jak np. bakterie żyjące w wysokiej temperaturze, które energię czerpią ze źródeł chemicznych).

Równie ważną rzeczą jest, że podstawowe pierwiastki konieczne do życia tworzone są wewnątrz gwiazd. Węgiel, z którego zbudowane są najważniejsze cząsteczki w naszych ciałach, tlen będący częścią wody koniecznej do życia, wapń w naszych kościach, żelazo w naszej krwi i inne pierwiastki o zasadniczym dla nas znaczeniu - wszystkie one powstały w gwiazdach.

Spalanie wodoru: naturalny w gwiazdach etap spalania

Przez większość swego życia gwiazdy w tzw. procesie spalania wodoru przekształcają (spalają) wodór w serii reakcji jądrowych tworząc hel. Gwiazdy w tej fazie nazywane są gwiazdami ciągu głównego, o czym mówiliśmy już wcześniej. Również i nasze Słońce spala wodór tworząc hel, w wyniku czego produkuje tyle energii, że może świecić przez około 10 miliardów lat. Ocenia się, że do dziś Słońce spaliło w swoim środku około połowy wodoru i ma około 4,5 miliarda lat. Oznacza to, że Słońce osiągnęło niemal połowę swego życia.

W spalaniu wodoru mamy do czynienia z dwiema różnymi sekwencjami reakcji jądrowych. Pierwsza zwana jest łańcuchem p-p, druga zać cyklem CNO. Około 98,5% energii produkowanej w naszym Słońcu pochodzi z łańcucha p-p, z cyklu CNO zaś - jedynie 1,5%. W gwiazdach, których masy są mniejsze od dwukrotnej masy Słońca, łańcuch p-p jest procesem dominującym, w gwiazdach o masach większych niż dwie masy Słońca dominuje cykl CNO.

Łańcuch p-p

Łańcuch p-p przebiega na trzech różnych drogach, przez trzy różne reakcje jądrowe. W naszym Słońcu pierwsza z nich, łańcuch p-p-l (l od ang. left - lewy; na rysunku z lewej strony) dominuje w produkcji energii (86% całej energii), druga zaś p-p-ll ( łańcuch środkowy) oraz trzecia p-p-III wnoszą odpowiednio 14 i 0,02% energii.  Paliwo jądrowe spalane w łańcuchach p-p składa się głównie z jąder wodoru (oznaczonych na rysunku literą p). "Popiół" powstały w wyniku spalania składa się z jąder helu, tj. cząstek alfa (oznaczonych na rysunku literą α).

Cykl CNO

Cykl CNO przebiega w drodze sekwencji reakcji jądrowych, w których ponownie mamy do czynienia ze spalaniem protonów p (czerwone strzałki skierowane do środka) jako paliwa, a w wyniku spalania otrzymujemy "popiół", którym są jądra helu α (czerwone strzałki skierowane na zewnątrz).

Słoneczne neutrina: jak zajrzeć do wnętrza Słońca?

W procesach jądrowych, decydujących o energii Słońca i zachodzących głęboko wewnątrz niego, powstają także neutrina. Neutrina są bardzo szczególnymi cząstkami, które mogą być nośnikami wielkiej energii, a jednocześnie prawie nie oddziałują z materią.

Dla neutrin niemal wszystko jest przezroczyste jak szyba szklana dla światła. Z tego względu większość neutrin nie jest hamowanych na swej drodze od środka Słońca do jego powierzchni, a po około 8 minutach osiągają one Ziemię.

Ze strumienia neutrin, które dotrą do Ziemi i będą przez nią przenikać, kilka może zostać wyłapanych w ogromnych laboratoriach podziemnych przy pomocy złożonych metod doświadczalnych. Pozwala to uczonym na zajrzenie do wnętrza Słońca - tam, gdzie powstają neutrina. Słońce jest jak gigantyczny piec, przezroczysty dla neutrin. Ogień jądrowy można zatem obserwować w taki sam sposób, jak ogień w piecu wykonanym ze szkła.

Przez wiele lat uczeni myśleli, że nasz model Słońca ma jakiś defekt, gdyż detektory umieszczone na Ziemi rejestrowały tylko od około jednej trzeciej do jednej drugiej liczby neutrin oczekiwanej na podstawie obliczeń. Sytuacja ta została nazwana problemem neutrin słonecznych.

Aby go zrozumieć trzeba uświadomić sobie, że istnieją trzy rodzaje neutrin: elektronowe, mionowe i taonowe.

Reakcje jądrowe wewnątrz Słońca produkują jedynie neutrina elektronowe. Jeśli jednak założy się, że na drodze od Słońca do Ziemi neutrina elektronowe mogą przemienić się w neutrina mionowe i taonowe, wyjaśniałoby to brak obserwacji odpowiedniej liczby neutrin. Do roku 2002 ziemski detektor neutrin mógł rejestrować jedynie neutrina elektronowe.

W żadnym z poprzednich eksperymentów, od 1960 roku aż niemal do dziś (rok 2003), neutrina mionowe nie mogły być rejestrowane. Dopiero od roku 2002 można obserwować neutrina elektronowe, jak również i mionowe przy pomocy nowego detektora Sudbury Neutrino Observatory (SNO).

Spalanie helu: powstanie pierwiastków potrzebnych do życia

Już pod koniec życia gwiazdy paliwo wodorowe, jakie miała w środku, wyczerpuje się, tak więc spalanie wodoru ustaje. Chociaż zewnętrzna część gwiazdy rozszerza się i staje się, jak już mówilismy, czerwonym olbrzymem, wnętrze gwiazdy kurczy się. Ostatecznie temperatura i gęstość w środku gwiazdy stają się tak wysokie, że zaczyna być możliwa synteza jąder helu i rozpoczyna się kolejna faza spalania: spalanie helu.

W procesach jądrowych podczas spalania helu tworzą się dwa kolejne pierwiastki niezbędne do życia, a mianowicie węgiel i tlen. Węgiel jest dla życia niezbędny, gdyż może tworzyć złożone cząsteczki (DNA, białka) istotne dla życia. To samo możemy powiedzieć o tlenie, ponieważ życie wymaga istnienia cząsteczek wody, zawierających także tlen (H₂O). Jest to łatwo widoczne, gdyż tam gdzie nie ma wody, życia też nie ma, jak na pustyniach, czy na planecie Mars.

Potrójna reakcja alfa: jak powstają węgiel i tlen

Węgiel tworzy się podczas spalania helu w unikatowym procesie jądrowym, tzw. potrójnej reakcji alfa. Jest to proces dwustopniowy, w którym wpierw dwa jądra helu (cząstki alfa) tworzą w reakcji beryl ⁸Be, a w następnym kroku inna cząstka alfa włącza się do reakcji z ⁸Be i powstaje jądro węgla ¹²C. Wiązanie między cząstkami alfa wewnątrz ⁸Be jest jednakże bardzo słabe i bardzo szybko takie jądro się rozpada. Wychwyt trzeciej cząstki alfa przed rozpadem ⁸Be jest możliwy dzięki szczególnej własności powstającego jądra ¹²C, nazywanej "stanem rezonansowym", która znakomicie podnosi wydajność chwytania trzeciej cząstki alfa.

W istocie rzeczy, istnienie i szczegółowe własności tego rezonansu zostały przewidziane przez brytyjskiego uczonego Freda Hoyle po prostu na podstawie rozważań, że bez takiego rezonansu produkcja węgla w gwiazdach nie wystarczałaby do stworzenia warunków do życia. Zaledwie dwa lata po tym wniosku, oczekiwany rezonans został odkryty doświadczalnie w laboratorium. Niezwykłość potrójnego procesu alfa wynika z faktu, że jak się wydaje jest on jedynym przypadkiem, kiedy to wynik doświadczenia został ściśle przewidziany na podstawie stwierdzenia, że inaczej byśmy nie mogli istnieć.

Sir Fred Hoyle (1915-2001)

Sir Fred Hoyle był uczonym brytyjskim, znanym ze swych teorii. Był on też pisarzem science fiction. W jednej ze swych wczesnych prac przewidział on istnienie rezonansu w jądrze węgla jedynie na podstawie faktu, że węgiel i życie istnieją we Wszechświecie. Hipoteza ta została następnie potwierdzona przez eksperyment. Nie mając uzasadnienia na odkrytą ekspansję Wszechświata, nie zgadzał się z interpretacją tego odkrycia: Hoyle opowiadał się za Wszechświatem w "stanie stacjonarnym", w którym materia tworzyłaby się w sposób ciągły i to byłoby mechanizmem ekspansji Wszechświata, a nie jego początek i wybuchowa ekspansja w Wielkim Wybuchu. Jest ironią historii, że termin "Wielki Wybuch" został użyty przezeń w pracy krytykującej tę koncepcję.

Zaawansowany etap spalania: gwiazda pali się powłoka za powłoką

Po wyczerpaniu helu w środku gwiazdy, jej część wewnętrzna ponownie się kurczy, co prowadzi do wzrostu temperatury i gęstości, tak że zaczyna spalać się węgiel. Taki proces kontrakcji i inicjowania spalania nowego paliwa, gdy stare się wyczerpie powtarza się i prowadzi do kolejnych faz spalania, w których popioły poprzedniej fazy stają się paliwem w dalszych fazach. W kolejnych, zaawansowanych fazach spalania, tworzy się coraz więcej ciężkich pierwiastków: węgiel, tlen,neon i krzem, które kolejno ulegają spalaniu. W spalaniu krzemu tworzy się głównie żelazo i jest to już ostatnia faza spalania wewnątrz gwiazdy. Po niej nie może powstać energia w procesie spalania jądrowego, gdyż w syntezie jąder żelaza energia nie wyzwala się.

Po fazie spalania wodoru, spalaniu jądrowemu w środku gwiazdy towarzyszy tzw. spalanie powłokowe (shell-burning). Jest to proces podobny do poprzedniego procesu, tyle że zachodzi on w sferycznej powłoce wokół nowej fazy. W powłoce tej temperatura i gęstość są mniejsze niż wewnątrz, a paliwo z lżejszych pierwiastków wciąż jeszcze istnieje.

Śmierć gwiazd: wytworzone pierwiastki wyrzucane są w kosmos

W wypadku gwiazd, których masa jest mniejsza od ośmiu mas Słońca, w ich wnętrzu odbywa się spalanie jedynie wodoru i helu, gdyż temperatura i gęstość w centrum takich gwiazd nigdy nie osiągają wartości niezbędnych do zainicjowania kolejnej fazy spalania. Po wypaleniu helu, zewnętrzne warstwy gwiazdy są wydmuchiwane przez silne wiatry gwiezdne, prowadząc do powstania mgławic planetarnych i białych karłów. W gwiazdach, których masa jest większa niż osiem mas Słońca mamy do czynienia ze wszystkimi fazami spalania aż do spalania krzemu włącznie.

Po ustaniu spalania jądrowego gwiazda eksploduje jako supernova rodzaju II, zostawiając za sobą gwiazdę neutronową lub czarną dziurę, jak to już mieliśmy okazję mówić w tym kursie. Zarówno dzięki wiatrom, jak wybuchom, świeżo utworzone w gwiazdach pierwiastki chemiczne rozchodzą się w kosmosie w charakterze mgieł złożonych z gazów i pyłów. Tak więc, gwiazdy są jak fabryki pierwiastków chemicznych, które coraz bardziej wzbogacają mgły gazowo-pyłowe w produkowane przez siebie pierwiastki.

Wychwyt neutronów: w jaki sposób powstały złoto i uran?

Synteza jądrowa kończy się po spaleniu krzemu, w wyniku czego powstaje głównie żelazo. W jaki jednak sposób powstały ciężkie pierwiastki chemiczne, jak złoto, czy uran? To także stało się w gwiazdach, choć nie w reakcjach, w wyniku których uwalniana była zasadnicza część energii. Trudność polega na tym, że dwa obiekty ujemnie naładowane lub dwa obiekty naładowane dodatnio, jak jądra atomowe, odpychają się. Podobnie, potrzeba coraz większej energii, aby pokonać wzrastające z ładunkiem odpychanie elektrostatyczne pomiędzy jądrami ciężkich pierwiastków. W temperaturze osiąganej w gwieździe może zajść tylko kilka takich reakcji, jeśli w ogóle one zajdą. Problem można obejść mając do dyspozycji cząstki elektrycznie obojętne, które są w stanie wniknąć do jądra bez konieczności pokonywania sił elektrostatycznego odpychania. Neutrony są przykładem takich właśnie cząstek. Wychwytując kolejne neutrony, jądra mogą stać się coraz bardziej bogate w te cząstki. W pewnym momencie mają tyle neutronów, że możliwą staje się przemiana neutronu w jądrze w proton (rozpad beta). Ponieważ pierwiastek chemiczny jest określony przez liczbę protonów w jądrze, pierwiastki cięższe od żelaza, zawierające w jądrach więcej protonów i neutronów, tworzą się właśnie w taki sposób.

Gdzie te przemiany zachodzą i skąd pochodzą neutrony potrzebne dla takich procesów? Możemy rozróżnić dwa przypadki:

• Proces powolny lub proces s: zachodzi on podczas spalania helu w czerwonych olbrzymach. Neutrony powstają w szczególnych reakcjach jądrowych. Sam proces nazywany jest powolnym lub procesem s (od ang. slow - wolny) gdyż liczba produkowanych neutronów jest względnie niewielka, a do wytworzenia dzięki niemu znaczących ilości cięższego pierwiastka potrzeba miliona lat. W ten sposób tworzy się na przykład cyrkon, wykorzystywany w kamieniach szlachetnych lub w materiałach katalitycznych.
• Proces szybki lub proces r: zachodzi on blisko środkowego obszaru supernowych rodzaju II. W tym wypadku neutrony tworzą się w wyniku łączenia się protonów i elektronów (wychwytu elektronów przez protony). Proces nazywany jest szybkim lub procesem r (od ang. rapid - szybki, gwałtowny), gdyż dzięki niemu powstają duże ilości neutronów, a dla utworzenia dużej ilości cięższego pierwiastka potrzeba tylko kilku sekund. W ten właśnie sposób powstał cały uran, który można obecnie znaleźć w skałach, a także złoto zawarte w obrączce lub pierścionku na twym palcu.

Promienie kosmiczne: wysokoenergetyczne cząstki z kosmosu

Promienie kosmiczne dochodzące do nas z kosmosu były pierwszymi badanymi cząstkami wysokoenergetycznymi. W każdej sekundzie kilka takich cząstek przenika przez twoje ciało, bez względu na to, gdzie jesteś. Trudno stwierdzić skąd one dokładnie przychodzą, jako że dobiegają do nas z różnych kierunków. Źródłem wielu z nich jest Słońce, inne zostały prawdopodobnie wyrzucone w przestrzeń w wyniku wybuchu supernowej, ogromnej eksplozji towarzyszącej umierającej gwieździe. Promienie kosmiczne dolatujące do zewnętrznej warstwy atmosfery, to głównie protony o dużej prędkości, czyli dużej energii.

Jednym z najbardziej interesujących zdarzeń w historii fizyki jądrowej było odkrycie naturalnego reaktora jądrowego w Afryce Równikowej. Reaktor ten zwany jest reaktorem Oklo. W dawnej kopalni znaleziono materiał zbliżony własnościami do odpadu promieniotwórczego z reaktora jądrowego. W pierwszej chwili sądzono, że odpad ten był pozostałością wizyty obcej, technicznej cywilzacji, która pozostawiła materiał promieniotwórczy ze swoich rakiet. Później stwierdzono jednak, że to uran znajdujący się w złożu został dzięki procesom geologicznym na tyle skoncentrowany wewnątrz skał, że około dwóch miliardów lat temu możliwą rzeczą stało się zainicjowanie reakcji łańcuchowej, która była następnie podtrzymywana aż przez milion lat.

Cykl tworzenia się pierwiastków