(ostatnia modyfikacja: ¹⁵/₀₉.2020)

 

Modele Wielkiego Wybuchu – modele kosmologiczne oparte na ogólnej teorii względności pokazują, że wczesny Wszechświat był wyjątkowo gorący i gęsty. W najwcześniejszych chwilach jego istnienia, które można modelować za pomocą aktualnych teorii fizycznych, Wszechświat był wypełniony promieniowaniem i cząstkami elementarnymi – gorącą plazmą, w której energia była równomiernie rozdzielona pomiędzy różne składniki. Podczas postępującej ekspansji plazma stopniowo się ochładzała. Badając, w jaki sposób chłodzenie wpływa na zawartość materii we wszechświecie, można uzyskać jedną z najbardziej imponujących, możliwych do przetestowania prognoz modeli Wielkiego Wybuchu.

  

  

Z definicji w równowadze termodynamicznej energia rozkłada się równomiernie między wszystkie składniki układu. W przypadku zwykłego gazu oznaczałoby to, że średnio wszystkie miriady cząstek latających wokół mają tę samą energię kinetyczną. W przypadku układów takich jak zawartość materii we wczesnym Wszechświecie istnieje dodatkowy aspekt: cząstki są stale zaangażowane w reakcje, w których jeden rodzaj cząstek jest przekształcany w inny lub w kilka innych cząstek. W przypadku takiego układu równowaga termodynamiczna w określonej temperaturze odpowiada określonym wartościom względnych liczebności różnych rodzajów cząstek – ile cząstek rodzaju A powinno przypadać średnio na każdą cząstkę innego rodzaju B. Liczby względne zależą na temperatury i wraz ze zmianą temperatury, cząstki mieszają się we wczesnym Wszechświecie w różnych proporcjach.

   

Ponieważ na początku materia we Wszechświecie znajdowała się w równowadze, można zastosować metody statystyczne, do określenia jak zmieniła się początkowa mieszanina cząstek w miarę powstawania nowych rodzajów cząstek. Ponownie, stosunek energii wiązania cząstek do energii cieplnej jest ważnym czynnikiem w określaniu frakcji, jaką każdy rodzaj cząstek wniósł do całkowitej liczby cząstek.

     

Prześledźmy rozwój zaczynający się od około setnej sekundy i kończący się w trzeciej minucie czasu kosmicznego. Na początku tego przedziału Wszechświat wypełniała plazma składająca się z materii dobrze znanej fizyce: protonów i neutronów w mniej więcej równych proporcjach stanowiących to, co fizycy nazywają materią barionową, a także elektronów, ich antycząstek (pozytronów), neutrin i fotonów. Średnio każda z tych niezliczonych cząstek miała tę samą energię. Równowaga ta nie była statyczna: nieustannie zachodziły reakcje cząstek, w których cząstki rozpadały się lub łączyły, tworząc nowe cząstki. Średnio jednak przeciętnie liczba cząstek każdego rodzaju, a także energia, jaką wnosiły do całkowitej energii we Wszechświecie, pozostawały takie same.

    

W tej szczególnej epoce najbardziej wpływowymi siłami pośredniczącymi odpowiedzialnymi za reakcje cząstek były oddziaływania elektromagnetyczne i oddziaływania za pośrednictwem tak zwanej słabej siły jądrowej (która jest odpowiedzialna za niektóre formy rozpadu promieniotwórczego). Zachodziło wiele konkurencyjnych rodzajów reakcji. Na przykład poprzez słabą siłę jądrową protony nieustannie przekształcane były w neutrony i odwrotnie. Reakcje, o których mowa, są przedstawione na rysunku; proton i elektron łączą się, produkując neutron i tak zwane neutrino elektronowe (prawie bezmasowa cząstka, która jest elektrycznie obojętna). Z kolei neutron może łączyć się z pozytonem, dając proton i antycząstkę neutrino elektronowe. Jeśli weźmiemy pod uwagę wszystkie te reakcje, prawa statystyczne rządzące równowagą termodynamiczną dają nam gotową odpowiedź na pytanie o zawartość cząstek we wczesnym Wszechświecie, a mianowicie, że protonów było tyle samo co neutronów.

  

Jest jednak pewna komplikacja. Jeśli zmienią się warunki zewnętrzne, układ, po pewnym czasie, ustabilizuje się w nowym stanie równowagi. We wczesnym Wszechświecie z upływem czasu fakt ten stawał się coraz ważniejszy.

  

Czas potrzebny na dostosowanie się układu do nowych warunków zależy od tego, jak blisko siebie znajdują się jego cząstki. Wszakże, aby osiągnąć równowagę termodynamiczną, energia musi być równomiernie rozłożona w całym układzie, aby średnio każda cząstka miała tę samą energię. Jeśli każda cząstka ma kontakt z innymi milion razy na sekundę, każda redystrybucja energii nastąpi bardzo szybko. Przeciwnie, jeśli cząstki oddziałują bardzo rzadko, osiągnięcie równowagi termicznej zajmie dużo czasu.

      

Szybkości reakcji zależą między innymi od energii i gęstości cząstek. Wraz ze zmianą warunków zewnętrznych zmienią się również szybkości reakcji. W skrajnych przypadkach oddziaływania cząstek pewnego rodzaju mogą stać się tak rzadkie, że ich udział staje się zupełnie nieistotny. Nazywa się to „zamrażaniem” oddziaływań określonego typu – od tego momentu odpowiednie ilości cząstek i rozkład energii pozostają niezmienione, nawet jeśli znacznie różnią się od wartości odpowiadającej równowadze w zmieniającym się z upływem czasu układzie.

   

W ten sposób konsekwencje zmian zewnętrznych są kwestią skal czasowych: jeśli zmieniamy warunki zewnętrzne bardzo powoli w porównaniu do czasu potrzebnego na dostosowanie układu, to przez cały czas trwania tej zmiany układ zawsze będzie w pewnym stanie równowagi. Jeśli jednak warunki zewnętrzne zmieniają się szybko, to w trakcie tej zmiany układ będzie w stanie nierównowagi, nie do końca nadążając za zmienionymi warunkami zewnętrznymi.

  

We wczesnym Wszechświecie warunki zewnętrzne ciągle się zmieniały, gdy Wszechświat rozszerzał się i ochładzał. Mieszanina cząstek w określonym momencie zależała od wyścigu między reakcjami ustanawiającymi równowagę zależną od temperatury a zmianą tej samej temperatury z powodu kosmicznej ekspansji.

  

Jeśli chodzi o nasze protony i neutrony, do około jednej dziesiątej sekundy czasu kosmicznego oddziaływania słabe przebiegały wystarczająco szybko, aby utrzymać równowagę. Jednak później, gdy temperatura spadła poniżej stu miliardów Kelwinów (co odpowiada energii 10 MeV na cząstkę), rzeczy zaczęły się zmieniać: w tej temperaturze szybkości reakcji zachodzących z udziałem słabych oddziaływań między neutrinami a polem promieniowania elektromagnetycznego są tak małe, że dwa rodzaje materii skutecznie się „rozdzielają” i w ogóle przestają oddziaływać. Ponadto większość elektronów i pozytonów uległa anihilacji, podczas gdy promieniowanie elektromagnetyczne zbyt ostygło, aby wytworzyć nowe pary elektron-pozyton. Rezultatem było rozgrzanie pola promieniowania (ale nie neutrin, które się oddzieliły). Nieznaczny brak równowagi w liczbie elektronów i pozytonów doprowadził do pozostawienia niewielkiej nadwyżki elektronów – są to elektrony, które wciąż znajdujemy w kosmosie.

  

Podczas gdy na początku tej nowej epoki neutrony i protony były nadal obecne w proporcjach 1 neutron na każde 6 protonów, co jest bliskie wartości równowagi w tej konkretnej temperaturze, równowaga nie mogła zostać utrzymana. Jedynym sposobem na osiągnięcie równowagi byłyby oddziaływania słabe, takie jak naszkicowane powyżej, a w tym momencie, przy znacznie mniejszej liczbie elektronów i prawie bez pozytonów, reakcje takie zachodziły bardzo rzadko. Ekspansja zmieniła kosmos znacznie szybciej, niż te reakcje mogłyby utrzymać równowagę – taki wyścig między ekspansją kosmiczną a konkretnymi szybkościami reakcji, jak wspomniano powyżej: słabe reakcje „zamarzły”. W rezultacie prawie jedyną słabą reakcją, która wciąż zachodziła ze znaczną szybkością, był rozpad neutronów na nieco lżejsze protony, która w rzeczywistości jest niezależna od temperatury. Ten rozpad promieniotwórczy ma okres półtrwania około 889 sekund – w dowolnym zbiorze swobodnych neutronów, jeśli poczekasz przez ten czas, to pod koniec około połowa neutronów rozpadnie się na protony.

   

Właśnie w takim przypadku tempo ekspansji Wszechświata stało się rzeczywiście kluczowe. Gdyby w tym momencie ewolucji Wszechświat rozszerzył się nieco szybciej niż w rzeczywistości, wszystkie neutrony rozpadłyby się w ciągu godziny, pozostawiając jedynie protony. Na szczęście jednak wszechświat rozszerzył się (i ochłodził) wystarczająco wolno, aby dać czas wystarczający na wystąpienie innych reakcji: reakcji, w których neutron i protony połączyły się, tworząc lekkie jądra atomowe. W ten sposób Wszechświat wszedł w fazę o nazwie Nukleosynteza Wielkiego Wybuchu.

  

Ile jąder atomowych określonego typu powstało w tej fazie? To znowu kwestia szybkości reakcji, równowagi i ekspansji kosmicznej. I znowu, należy wziąć pod uwagę wiele różnych reakcji. Na przykład proton i neutron mogą łączyć się, tworząc jądro deuteru (cięższa odmiana wodoru), a poprzez dodanie protonu lub neutronu możemy uzyskać odpowiednio jądro helu-3 (lekka odmiana helu) lub tryt (jeszcze cięższa odmiana wodoru).

  

Na początku nukleosyntezy Wielkiego Wybuchu, w kosmicznym czasie około 1 sekundy, sytuacja była dość prosta: reakcje jądrowe zachodziły wystarczająco szybko, aby osiągnąć równowagę, co silnie sprzyjało bardzo lekkim pierwiastkom, takim jak wodór i hel oraz ich izotopom deuter (d), tryt (t) i hel-3. W tym czasie temperatura plazmy promieniowanie-materia wynosiła około 10 miliardów kelwinów, co odpowiada średnio 1 MeV energii na cząstkę. Fizyka jądrowa i wszystkie szybkości reakcji niezbędne do obliczeń równowagi są bardzo dobrze znane, ponieważ takie energie są łatwo osiągalne w eksperymentach laboratoryjnych.

  

Aż do około 1 minuty czasu kosmicznego nic się nie wydarzyło: stosunek neutronów do protonów pozostawał stały na poziomie około 1:7 (jeden neutron na każde siedem protonów – czas ten nie był już wystarczająco długi, aby znaczna część neutronów uległa rozpadowi). Zauważ, że gdybyśmy mogli zatrzymać ekspansję Wszechświata w tym czasie, wystarczająco długo, aby słabe oddziaływania doprowadziły do ​​stanu równowagi, wówczas stosunek spadłby do jednego neutronu na każde 74 protony! Zamiast tego ekspansja trwała i w ciągu następnych dwóch do trzech minut temperatura spadła z 3 do około 1 miliarda Kelwinów (z 0,3 do 0,1 MeV energii na cząstkę). Taka ekspansja była wystarczająco powolna, aby dość szybki rodzaj reakcji stał się znaczący: wychwytywanie neutronów przez protony i lekkie jądra. W ten sposób można budować coraz cięższe jądra, zgodnie z naszkicowanym tutaj schematem.

  

Izotop hel-4, czyli 4He, jest w rzeczywistości najsilniej związanym jądrem ze wszystkich. Jako taki jest to bardzo preferowany stan w sytuacji równowagi o niższej temperaturze i gdybyśmy zatrzymali ekspansję kosmiczną w tym miejscu i po prostu poczekali, otrzymalibyśmy wszechświat wypełniony prawie wyłącznie jądrem helu-4. Nawet protony połączyłyby się, niektóre z nich zmieniłyby się w tym procesie w neutrony, tworząc jądra helu-4 składające się z dwóch neutronów i dwóch protonów każdy.

  

Ale w rzeczywistości kosmiczna ekspansja była stosunkowo szybka, a procesy, w których protony zamieniają się w neutrony, są raczej powolne. Po raz kolejny materia nie osiągnęła stanu równowagi, a jej ostateczny skład był wynikiem wyścigu między ekspansją a reakcjami jądrowymi.

   

Oszacowanie wyniku tego wyścigu jest łatwe. Biorąc pod uwagę skale czasowe związane z ekspansją naszego Wszechświata i reakcjami jądrowymi, okazuje się, że prawie żaden proton nie zdążyłby dołączyć do istniejących jąder i przekształcić się w neutrony. Z drugiej strony reakcje, w których istniejące protony i neutrony łączą się, tworząc jądra, były wystarczająco szybkie, aby zapewnić, że wszystkie jądra helu-4, które mogą powstać w ten sposób, rzeczywiście powstałyby. Wreszcie, jak wspomniano powyżej, wiemy, że na początku nukleosyntezy stosunek neutronów do protonów wynosił od jednego do siedmiu – siedem protonów na każdy neutron.

   

Mając te informacje, oszacowanie jest proste: rozważmy 16 nukleonów, z których 2 to neutrony, a 14 to protony (jest to dokładnie stosunek zbliżony do równowagi 1:7). Z nich można zbudować tylko jedno jądro helu-4 (ponieważ każde takie jądro składa się z dwóch neutronów i dwóch protonów). Ma masę atomową 4. Pozostaje 12 protonów lub inaczej 12 jąder atomów wodoru, z których każdy ma masę atomową 1. Stosunek masowy helu-4 do wodoru wynosi zatem 4/12, w innymi słowy: masowo 75% materii w naszym Wszechświecie to wodór, a 25% to hel-4. Jest to raczej prosta i solidna prognoza oparta jedynie na fizyce równowagi w dobrze znanym reżimie temperaturowym.

   

Jeśli przyjrzymy się bliżej, ten obraz jest nieco zbyt prosty. Dokładniejsze obliczenia względnej obfitości jąder atomowych we wczesnym Wszechświecie opierają się na całej sieci reakcji jądrowych, z których najważniejsze są naszkicowane na rysunku. Na tym rysunku odległość jądra od dolnej krawędzi jest proporcjonalna do liczby zawartych w nim protonów, podczas gdy odległość jądra od lewej krawędzi odpowiada liczbie neutronów. Różne reakcje są reprezentowane przez strzałki wskazujące od jednego rodzaju jądra do drugiego. Strzałki są oznaczone, podając pewne szczegóły dotyczące danej reakcji. Na przykład strzałka wskazująca od deuteru d do trytu t ma etykietę (d, p), co oznacza, że ​​aby przekształcić jądro deuteru d w jądro trytu, musimy dodać kolejne jądro deuteru d, a wynikiem będzie tryt i dodatkowy proton p. Analogicznie, aby przejść z deuteru do helu-3, musimy dodać proton p, a wynikiem będzie nie tylko hel-3, ale także foton, który zwykle oznaczamy grecką literą gamma. Stąd strzałka wskazująca od deuteru do helu-3 jest oznaczona (p, γ). Alternatywnie, można dodać kolejny d, z uwolnieniem dodatkowego neutronu w reakcji. Rysunek przedstawia 12 reakcji jądrowych. W pełnych obliczeniach uwzględnia się więcej izotopów litu i jeszcze cięższych pierwiastków, a także bierze się pod uwagę około czterdziestu możliwych reakcji – wszystko to na tle rozszerzającego się wszechświata, w którym większość energii ma postać promieniowania elektromagnetycznego. Większość parametrów wprowadzanych do obliczeń – szybkości reakcji, początkowy stosunek protonów do neutronów – jest dobrze znanych, poza jednym: ogólną gęstością materii barionowej, innymi słowy: ile neutronów i protonów znajduje się w danym momencie we wczesnym kosmosie? Ten parametr gęstości bezpośrednio wpływa na wynik: jeśli gęstość jest wyższa, reakcje jądrowe występują częściej, produkcja helu-4 przez pośrednie etapy deuteru i helu-3 zachodzi szybciej, wolne neutrony mają mniej czasu na rozpad radioaktywny na protony. Ogólnie produkuje się więcej helu-4, a z kolei jest mniej jąder deuteru i helu-3. I odwrotnie, jeśli możemy zmierzyć obfitość tych lekkich pierwiastków we wczesnym Wszechświecie i stwierdzimy, że odpowiada to przewidywaniom nukleosyntezy Wielkiego Wybuchu dla określonej gęstości protonów / neutronów, w rzeczywistości wyprowadziliśmy poprawną gęstość barionów (protony plus neutrony) we wszechświecie! Wyniki takich obliczeń dla jednej określonej wartości gęstości barionowej (jeden barion na każde 3 miliardy fotonów) przedstawia rysunek. Obie osie mają skale logarytmiczne. Na osi poziomej mamy czas kosmiczny, od dziesięciu sekund do 10 000 sekund (około 2,8 godziny). W tym czasie wszechświat rozszerza się i ochładza z około 3 miliardów kelwinów na skrajnej lewej krawędzi do około stu milionów kelwinów na prawej krawędzi. Czytając kolejno każdą z krzywych, możemy śledzić rozwój obfitości tego konkretnego typu jądra w czasie. Na przykład niebieska krzywa przedstawia obfitość helu-4. Zaczyna się od bardzo niskich wartości na początku – początkowo mniej niż 10-24 całkowitej masy wszystkich jąder atomowych we Wszechświecie występuje w postaci jąder helu-4. Następnie krzywa podnosi się, gdy hel-4 staje się coraz bardziej obfity. W miarę jak wszechświat rozszerza się i ochładza, zawartość helu-4 osiąga wartość bezpośrednio poniżej liczebności pojedynczych protonów (jąder wodoru, H, w złocie), co odpowiada około 24 procentom. Podobnie, można prześledzić ewolucję obfitości innych typów jąder - wolne neutrony w kolorze cyjan, tryt w kolorze brązowym, deuter w kolorze zielonym, hel-3 w kolorze magenta, lit-7 w kolorze czerwonym i beryl-7 w kolorze ciemnoniebieskim. Najwyraźniej, gdy temperatura spada poniżej 300 milionów stopni, obfitość już się nie zmienia. Tylko wolne neutrony kontynuują swój radioaktywny rozpad. Nukleosynteza Wielkiego Wybuchu dobiegła końca.

  

Nukleosynteza Wielkiego Wybuchu prowadzi do jednych z najlepiej zweryfikowanych przewidywań wywodzących się z modeli Wielkiego Wybuchu: fizyka rozszerzającego się Wszechświata w czasie od 1 do 3 minut jest dobrze ugruntowana. W rezultacie prognozy dotyczące obfitości pierwiastków chemicznych we wczesnym Wszechświecie są jasne i solidne. Obserwacje wykazały, że są one również bardzo dokładne – jasne wskazanie, że modele Wielkiego Wybuchu dają dokładny obraz wczesnego Wszechświata. Ponadto, jak wspomniano powyżej, obserwacje pozwalają astrofizykom określić ważny parametr kosmologiczny: gęstość barionów we Wszechświecie.

    

W miarę stygnięcia Wszechświata zmienia się zawartość materii – z już istniejących powstają nowe cząstki, takie jak protony i neutrony powstające z kwarków. Od około jednej sekundy do kilku minut czasu kosmicznego, kiedy temperatura spadła poniżej 10 miliardów kelwinów, warunki są w sam raz dla protonów i neutronów łączących się i tworzących niektóre jądra atomowe. Ta faza nazywa się nukleosyntezą Wielkiego Wybuchu.

    

Mimo tego, że wczesny Wszechświat zupełnie nie przypomina Wszechświata, który znamy dzisiaj, dostępna nam fizyka jądrowa przy odpowiednich energiach mieści się w zakresie eksperymentów laboratoryjnych. Po takich eksperymentach właściwości odpowiednich reakcji jądrowych są bardzo dobrze znane. Fizycy mogą oprzeć swoje obliczenia na solidnych danych eksperymentalnych, gdy chcą opisać reakcje takie jak pokazane na rysunku. Rysunek pokazuje dwie reakcje jądrowe zachodzące podczas nukleosyntezy Wielkiego Wybuchu: pokazuje protony i neutrony łączące się w jądra deuteru (D, zawierające jeden proton i jeden neutron), któremu towarzyszy emisja wysokoenergetycznych fotonów (oznaczonych jako γ); ponadto pokazuje dwa jądra deuteru łączące się w jedno jądro helu-3 (z dwoma protonami i jednym neutronem) z uwolnieniem jednego neutronu.

  

Biorąc pod uwagę bogactwo reakcji jądrowych podobnych do tych przedstawionych powyżej, można następnie zastosować ogólną formułę statystyczną, która rządzi względną ilością różnych składników materii. To, jakie jądra są wytwarzane i w jakiej ilości, jest wynikiem wyścigu między różnymi reakcjami jądrowymi z jednej strony a nieuchronnym chłodzeniem towarzyszącym ekspansji Wszechświata z drugiej.

  

Jak się okazuje, nukleosynteza Wielkiego Wybuchu silnie faworyzuje bardzo lekkie pierwiastki, takie jak wodór i hel – nie tylko zwykły wodór (jeden proton) i hel-4 (dwa neutrony i dwa protony), ale także izotopy deuteru (jeden proton, jeden neutron), tryt (jeden proton, dwa neutrony) i hel-3 (dwa protony, jeden neutron). W rezultacie około jedną czwartą masy jąder we Wszechświecie stanowi hel-4. Jądra deuteru, trytu, helu-3 i litu-7 występują w znacznie mniejszych, ale wciąż mierzalnych ilościach.

  

Hola, hola, ktoś powie, a co z pierwiastkami cięższymi? Co z tlenem, węglem, wapniem, żelazem i innymi? Po trzech minutach temperatura Wszechświata była już za niska na to aby umożliwić budowanie cięższych jąder (cząstki miały zbyt małą energię na przełamanie kulombowskiej bariery odpychania elektrostatycznego). Ale przecież my istniejemy i oddychamy, skąd więc niezbędne to tego pierwiastki chemiczne? Trzeba było znaleźć inne sposoby na ich wyprodukowanie.

  

  

  

Wszystkie gwiazdy powstają z chmur gazu i pyłu kondensujących się w kosmosie. Tylko skład chemiczny tej chmury i ilość materiału w chmurze, która kondensuje się w rzeczywistą gwiazdę, determinuje to, co dziać się będzie z gwiazdą przez cały czas jej życia.

   

Gdy międzygwiezdna chmura gazu zaczyna się kondensować pod wpływem własnej grawitacji, każda niewielka ilość rotacji zostanie wzmocniona, tak jak w przypadku wirującej łyżwiarki figurowej, która obraca się szybciej, gdy podnosi ręce. W końcu małe wiry utworzą się w tej coraz szybciej wirującej, zapadającej się chmurze. To te wiry, które ostatecznie utworzą zbiorowiska gwiazd.

   

Gaz opadający do centrum wiru uwalnia ogromną ilość ciepła, gdy zaczyna zderzać się ze sobą. Im bardziej obłok się kurczy, tym staje się cieplejszy i bardziej nieprzezroczysty, aż stanie się wystarczająco gorący i wystarczająco gęsty, aby świecić. Taki obiekt nazywa się protogwiazdą; możemy zobaczyć takie obiekty z Ziemi, pod warunkiem, że otaczający go obłok gazu i pyłu jest wystarczająco cienki, aby nie przysłaniać go całkowicie.

   

Kiedy protogwiazda prawie zakończy zapadanie się pod własnym ciężarem, osiągnie maksymalną temperaturę. Na powierzchni będzie w rzeczywistości cieplej niż wtedy, gdy stanie się gwiazdą ciągu głównego. Ale to temperatura głęboko w jego rdzeniu determinuje los protogwiazdy. W większości przypadków całkowita masa protogwiazdy będzie mniejsza niż około osiem procent masy Słońca, a temperatura i ciśnienie rdzenia nie będą wystarczająco wysokie, aby mogły rozpocząć się reakcje termojądrowe; lub, jeśli tak, początkowy wybuch aktywności jądrowej wypchnie zewnętrzne warstwy protogwiazdy na zewnątrz i rozrzedzi rdzeń na tyle, aby zgasić reakcje syntezy jądrowej. Taka „nieudana gwiazda” nazywana jest brązowym karłem i jest prawdopodobnie jednym z najobfitszych, choć trudnych do wykrycia, obiektów w galaktyce.

   

W niektórych przypadkach, na szczęście, masa protogwiazdy (a tym samym najwyższa temperatura rdzenia) będzie wystarczająco wysoka, aby wywołać stabilne reakcje termojądrowe. Wkrótce potem energia syntezy jądrowej uwolniona z nowego rdzenia gwiezdnego osiąga swoją powierzchnię, początkowe skurcze porodowe dobiegają końca, a nowo narodzona gwiazda osiada na ciągu głównym, gdzie spędzi większość swojego produktywnego życia ♥.

   

Ponieważ gwiazdy przebywając na ciągu głównym nie kurczą się znacząco z upływem czasu, cała energia promieniowania gwiazdy na ciągu głównym musi zostać wytworzona w rdzeniu przez spalanie wodoru. Istnieją dwa różne rodzaje reakcji spalania wodoru, w których może przechodzić gwiezdny materiał rdzenia. Gwiazdy ciągu głównego lżejsze niż około 1,8 masy Słońca łączą wodór z helem poprzez łańcuch proton-proton. Jest to dość prosta reakcja jądrowa: (1) dwa protony łączą się ze sobą, tworząc jądro deuteru i uwalniając zarówno neutrino, jak i pozyton (pozyton ostatecznie anihiluje z elektronem wypromieniowując energię); (2) następnie inny proton zderza się z jądrem deuteru, tworząc jądro helu-3 i wydzielając foton promieniowania gamma; (3) wreszcie, kolejne jądro helu-3 utworzone w krokach 1 i 2 powyżej zderza się z tym jądrem helu-3, przekształcając je w zwykłe jądro helu-4 i uwalniając dwa protony. Całkowity czas reakcji dla całego procesu wynosi około miliona lat.

  

Cięższe gwiazdy ciągu głównego wykorzystują swoje wyższe temperatury rdzenia, aby szybciej spalać wodór w helem w procesie zwanym cyklem CNO. Jest to sześcioetapowy proces, w którym zwykły węgiel-12 jest rodzajem katalizatora jądrowego. Wynik netto jest taki sam: cztery protony zamieniają się w jądro helu-4 i dwa pozytony, uwalniając energię w procesie, podczas gdy wszystkie inne materiały biorące udział w reakcji wychodzą bez zmian. (Zauważ, że ponieważ węgiel jest wymagany do tej reakcji, gwiazdy populacji galaktycznego halo będą zbyt ubogie w pierwiastki ciężkie, aby poddać je na dużą skalę; ciężkie gwiazdy ciągu głównego w halo galaktycznym używają łańcucha proton-proton tak jak robią to lżejsze gwiazdy). W przeciwieństwie do wolnego łańcucha proton-proton, reakcja cyklu CNO jest około tysiąc razy szybsza, a jej ukończenie zajmuje około tysiąca lat. Oznacza to, że cięższe gwiazdy ciągu głównego, które są bogate w pierwiastki ciężkie, będą świecić znacznie jaśniej niż lżejsze gwiazdy ciągu głównego. Oznacza to również, że cięższe gwiazdy znacznie szybciej spalą zapasy paliwa jądrowego w swoim jądrze.

      

A co dzieje się z gwiazdą, kiedy osiągnie koniec swojego cyklu życia, kiedy w jej jądrze wyczerpie się około połowy dostępnego paliwa i nie może już dłużej podtrzymywać reakcji syntezy wodoru w takim tempie, jak kiedyś? Cóż, podobnie jak jej właściwości podczas życia na ciągu głównym, wszystko zależy od masy gwiazdy.

    

    

   

Nieco ponad sto lat temu nikt nie miał pojęcia, w jaki sposób Słońcu udało się wytworzyć ogromną ilość energii, którą promieniuje w przestrzeń kosmiczną. Jasne, że były jakieś pomysły i koncepcje, wiele z nich bardzo sprytnych. Niektórzy uczeni sądzili, że Słońce jest ogromną chmurą gazu, zapadającą się pod wpływem własnej grawitacji, a tarcie i zderzenia powodują jego rozgrzanie. Inni myśleli, że Słońce po prostu nie miało możliwości się ochłodzić od czasu swojego powstania. Te pomysły doprowadziły do ​​podobnego wniosku: że Słońce nie może być znacząco starsze niż kilkadziesiąt milionów lat. Gdyby było starsze już by ostygło.

  

Ale pojawił się Darwin i jego koledzy, badając powstawanie i erozję skał oraz powolną, powolną ewolucję życia. Aby ich teorie miały sens, potrzebowali Słońca o wiele starszego, co najmniej setki milionów lat, a może nawet miliarda lat. Nie ustawały kontrowersje.

  

Dopiero odkrycie radioaktywności i zaakceptowanie zaskakującej koncepcji, że masa i energia są w jakiś sposób wymienne, według Einsteina E = mc², było rozwiązaniem. Sir Arthur Eddington, brytyjski astronom, jako pierwszy rozważył wszystkie fakty i odważnie zasugerował, że może to być synteza jądrowa, proces, który tworzy cięższe pierwiastki poprzez łączenie lżejszych, odpowiada za obfite wytwarzanie energii przez Słońce. Dzisiaj już wiemy, że Słońce rzeczywiście spala wodór, najlżejszy gaz we Wszechświecie, i zamienia go w hel. Wiemy nawet jak.

  

Po wyjaśnieniu składu jąder atomowych w 1932 roku wraz z odkryciem neutronu, Gamow, von Weizsäcker, Bethe i inni sformułowali ten pomysł w postaci ilościowej. W szczególności źródło energii Słońca zostało przypisane tak zwanemu „łańcuchowi p-p” reakcji, których efektem netto jest „spalenie” czterech protonów w jądro 4He. Uwalnianie energii wynosi około 6 MeV na proton (co oznacza około 2 × 10¹⁹ kg lub 10^-11 M_⊙ protonów spalanych rocznie obecnie w Słońcu, gdzie masa Słońca M_⊙ ≈ 2 × 10³⁰ kg).

  

Szczegóły tego procesu są intrygujące. Po pierwsze, jądro wodoru (proton) wewnątrz Słońcu musi czekać średnio pięć miliardów lat, zanim się połączy z innym jądrem wodoru, tworząc deuter. To dla nas dobra wiadomość: gdyby stało się to szybciej, Słońcu dawno by zabrakło paliwa i nie byłoby nas tutaj. Drugi etap, w którym hel-3 jest wytwarzany z deuteru i wodoru, odbywa się średnio po 1,4 sekundy, a ostatni etap, produkcja helu, trwa 240 000 lat. Energia uwalniana podczas procesu fuzji zamieniana jest w fotony: światło.

   

Kiedy reakcje już zajdą i zostaną wytworzone fotony światła, które pewnego dnia mogą dotrzeć na Ziemię, nadal potrzebna jest odrobina cierpliwości. Foton wyrusza z centralnej części Słońca w podróż na Ziemię z prędkością światła, ale prawie natychmiast wpada na elektron, który rozprasza nadchodzący foton w losowym kierunku, jak piłka w automacie do gry w pinball. To się zdarza raz po raz. Przeciętny foton potrzebuje ponad 20 000 lat, aby przebycie 695 000 km z centrum Słońca na jego powierzchnię, co przekłada się na dość żałosne cztery metry na godzinę.

   

Po tej długiej i chaotycznej podróży foton pokonuje pozostałe 149 milionów kilometrów na Ziemię ze zwykłą prędkością światła, a 8 minut później w końcu dociera do celu. I to są te szczęśliwe: są też fotony w Słońcu, które powstały pięć miliardów lat temu, ale wciąż im się nie udało. Wyobraź sobie, że jak na labirynt…

   

W procesie fuzji powstaje kolejna dziwna cząstka: neutrino. Neutrino prawie nie wchodzi w interakcje z materią i dlatego może natychmiast uciec ze Słońca. Słońce wytwarza ogromną liczbę neutrin: co sekundę 100 miliardów neutrin słonecznych przelatuje przez czubek Twojego palca! Większość neutrin przelatuje prosto przez całą Ziemię, nie wpływając na nią w ogóle. W rzeczywistości neutrino przeleciałoby przez rok świetlny ołowiu, nie będąc zatrzymanym!

   

Kiedy myślimy o środku Słońca, wyobrażamy sobie jakiś gwałtowny, ognisty piec, wydmuchujący ciepło. Przy gęstości 150 razy większej niż woda (pół litra Słońca waży tyle co przeciętny człowiek) i temperaturze 15 000 000 stopni Celsjusza, jest to dość zniechęcające środowisko według wszelkich standardów. Ale gdybyś wziął metr sześcienny ze środka Słońca, okazałoby się, że wytwarza on jedynie około 30 watów, co ledwo wystarcza do zasilania żarówki żarowej. To właśnie rozmiar Słońca zapewnia, że ​​faktycznie czujemy się ciepło na Ziemi.

  

W tej chwili Słońce spala 600 milionów ton wodoru na sekundę, zamieniając go w 596 milionów ton helu. Gdzie podziały się brakujące cztery miliony ton? Zostały całkowicie przekształcone w energię. Stosując E = mc² (z E energią, m masą i c prędkością światła), możemy obliczyć, że 4 miliony ton materii to 100 000 000 000 000 000 000 kilowatogodzin energii, czyli mniej więcej milion razy ilości energii, którą cały świat zużywa w ciągu roku. I taka ilość energii jest uwalniana przez Słońce co sekundę. Taka jest potęga Słońca!

   

Do tej pory Słońce zużyło połowę posiadanych zapasów paliwa wodorowego. Płonie od pięciu miliardów lat i będzie spłonęło przez kolejne pięć miliardów. Co wtedy? Potem impreza się skończy. Słońce będzie puchnąć, by stać się „czerwonym olbrzymem”, zagotowując atmosferę, całą wodę i życie na naszej planecie. Lepiej wyjdźmy z tej imprezy przed tym czasem, ale cieszmy się nią do końca.

  

  

  

Następnym razem, gdy spojrzysz na gwiazdy podczas wieczornego spaceru, powinieneś oszczędzić sobie nasuwających się myśli na temat świecących piłek wędrujących w ciszy po rozległym Wszechświecie. W pewnym sensie patrzysz na swoich przodków: ludzie, wszystkie inne żywe stworzenia na Ziemi – i sama Ziemia – są dziećmi gwiazd! Większość pierwiastków chemicznych, z których jesteśmy zbudowani lub które pozwalają nam żyć – węgiel, tlen, azot i wiele innych – powstały w gwiazdach. Nawet fluor, który wzmacnia nasze zęby!

   

Materia, jaką znamy, składa się z trzech czwartych wodoru i około jednej czwartej helu. Wszystkie pozostałe pierwiastki występują tylko w niewielkich ilościach, a astronomowie nazywają te pierwiastki śladowe po prostu „metalami”, nawet jeśli pierwiastki nie są tak naprawdę metaliczne. Wodór i hel powstały na samym początku, w pierwszych minutach istnienia Wszechświata. Pisaliśmy o tym w rozdziale Fuzja we Wszechświecie: pierwotna nukleosynteza czyli nukleosynteza Wielkiego Wybuchu. Niespełna sekundę po Wielkim Wybuchu, wydarzeniu, w którym wszystko powstało, ulotne cząstki energetyczne zostały „zamrożone” w przyszłych składnikach jąder atomowych: protonach i neutronach. „Zamrożenie” było jednak bardzo względne, ponieważ temperatura w tamtej chwili wciąż wynosiła kilkaset miliardów stopni! Celsjusza czy Kelvina, nieważne bo czym jest 273 stopnie różnicy przy miliardach!

   

W pierwszej sekundzie po Wielkim Wybuchu temperatura była tak wysoka, że ​​protony i neutrony znajdowały się w równowadze. Wkrótce jednak temperatura spadła poniżej wartości krytycznej i neutrony zaczęły się rozpadać (swobodne neutrony nie są trwałe, "żyją" około 15 minut) i rozpadają się z wytworzeniem protonu, elektronu i antyneutrino. Rozpad ten był możliwy, ponieważ neutrony mają większą masę niż protony więc "wystarcza" jej nie tylko na protony ale także pozostałe "drobiazgi": elektron i antyneutrino. Wszechświat szybko stałby się pozbawiony neutronów, gdyby nie reakcja, która je „zachowała”, łącząc neutron i proton, tworząc w ten sposób deuter, a tak naprawdę jądro deuteru ponieważ na przyłączenie elektronu i utworzenie "prawdziwego" atomu temperatura była zbyt wysoka (fotony o dużej energii zderzały się z elektronami i nie pozwalały im na "przyklejenie" się do jąder).

   

Deuter jest również nazywany ciężkim wodorem i jest najbardziej znany ze swojego zastosowania w bombach jądrowych, które Niemcy próbowali zbudować podczas II wojny światowej. Po utworzeniu deuteru mogą tworzyć się inne cięższe jądra. Kiedy zderzają się dwa jądra deuteru, wytwarzają neutron i jądro helu - w jego lekkim wariancie hel-3, składającym się z jednego neutronu i dwóch protonów (stąd liczba nukleonów 3 = 1 + 2). Proces może następnie być kontynuowany o krok dalej, tworząc bardziej powszechne jądro helu-4, składające się z dwóch neutronów i dwóch protonów (2 protony + 2 neutrony = 4 nukleony). Prawie wszystkie neutrony we Wszechświecie kończą w normalnych jądrach helu-4, ale kilka jąder helu łączy się w cięższe jądra, dając niewielką ilość litu-7.

  

Tak więc są trzy części wodoru, jedna część helu-4, trochę deuteru i helu-3 oraz szczypta litu. Kilka minut po Wielkim Wybuchu przygotowano wielką kosmiczną zupę, będącą podstawą wszystkich innych składników, które powstaną jeszcze we wszechświecie: gwiazd, planet i, ostatecznie, życia. O dziwo, przygotowanie tej zupy jest tak proste, że nawet najmniej doświadczony kucharz może spróbować. W rzeczywistości równowaga składników zależy od jednego parametru: początkowej gęstości protonów i neutronów. Kiedy astronomowie zmierzyli ilość tych pierwiastków we Wszechświecie, znaleźli wartości, które bardzo dobrze zgadzały się z wartościami przewidywanymi przez teorię. A zatem wodór, hel-4, deuter, hel-3 i lit to znaleziska pozostałe po Wielkim Wybuchu a obfitość każdego z nich to obserwacja.

    

Ale co z cięższymi pierwiastkami? Jeśli nie zostały stworzone w pierwszych chwilach (trzech minutach) Wszechświata, to skąd pochodzą i kiedy zostały stworzone? Odpowiedź leży w gwiazdach.

   

We wnętrzach gwiazd temperatura i gęstość są wystarczająco wysokie, aby pokonać siły, które powodują, że jądra atomowe odpychają się nawzajem (całkowity ładunek elektryczny jąder jest dodatni więc siła elektrostatyczna powoduje ich odpychanie), co pozwala im się stopić. W rozdziale Fuzja we Wszechświecie: energia Słońca opowiedzieliśmy, że energia produkowana przez Słońce pochodzi z fuzji jąder wodoru w hel przebiegającej w jego rdzeniu. To samo dzieje się we wszystkich gwiazdach znajdujących się w na ciągu głównym (diagramu Hertzsprunga-Russella), na etapie swojego życia, w którym spalają wodór.

   

Mechanizm, dzięki któremu gwiazdy wytwarzają hel z wodoru, zależy od masy gwiazdy: gwiazdy o tej samej lub mniejszej masie niż Słońce przekształcają wodór w hel głównie poprzez „łańcuch proton-proton”. W przypadku masywniejszych gwiazd głównym mechanizmem jest „cykl CNO”, w którym atomy węgla, azotu i tlenu działają jako katalizatory fuzji wodoru z helem.

   

Cykl CNO rodzi pozorny paradoks: jeśli same pierwiastki węgla, azotu i tlenu są wytwarzane w gwiazdach, jak można je wykorzystać jako katalizatory do stopienia wodoru z helem? Rozwiązanie polega na tym, że gwiazdy powstają z resztek poprzednich pokoleń gwiazd. Pierwsze gwiazdy rzeczywiście zawierały tylko wodór i hel wytworzone w Wielkim Wybuchu, które zamieniły w cięższe pierwiastki. Te cięższe pierwiastki zostały uwolnione do ośrodka międzygwiezdnego, gdy gwiazdy eksplodowały jako supernowe. Ośrodek międzygwiezdny stopniowo wzbogacał się w węgiel, azot i tlen, a następne pokolenie gwiazd budowało się już z niewielką domieszką tych pierwiastków, wystarczającą do działania jako katalizatory.

   

Podczas pobytu na ciągu głównym, najdłuższego okresu w życiu gwiazdy, wodór przekształca się w hel. W końcu wodór wyczerpuje się w centrum gwiazdy, gdzie następuje spalanie, a gwiazda zmienia się, stając się większa, chłodniejsza i bardziej czerwona – „czerwony olbrzym”. Po krótkiej fazie temperatura i gęstość rdzenia zwiększają się wystarczająco, aby mogły wystąpić nowe reakcje. Tym razem hel zaczyna się palić. Dwa jądra helu mogą się stopić, tworząc jądro berylu. Chociaż jądra berylu są niestabilne i większość szybko się rozpadnie, niektóre zderzą się z innym jądrem helu, tworząc węgiel. Wynik netto jest zatem taki, że trzy jądra helu tworzą jądro węgla. Część tak utworzonych jąder węgla zderza się z dalszymi jądrami helu, tworząc tlen. Dlatego w rdzeniach tych gigantycznych gwiazd hel przekształca się w mieszaninę węgla i tlenu. Skupmy się: węgla i tlenu!

  

Dla gwiazd tylko kilka razy większych od naszego Słońca ("większych" oznacza bardziej masywnych) to będzie koniec. Po utworzeniu się rdzenia węglowo-tlenowego gwiazda wyrzuca swoją zewnętrzną gazową otoczkę w postaci „mgławicy planetarnej”, pozostawiając po sobie białego karła w jej centrum.

    

Jednak dla bardziej masywnych gwiazd przygoda trwa. Siła grawitacji wywierana przez taką gwiazdę jest nadal silna, powodując dalsze kurczenie się rdzenia, zwiększając w ten sposób gęstość i temperaturę, w konsekwencji umożliwiając dalsze reakcje jądrowe, prowadzące do jeszcze cięższych pierwiastków. W ten sposób powstają pierwiastki takie jak neon, magnez i krzem, a później siarka, chlor i wapń. Wszystkie te pierwiastki mają wiele nukleonów, które są wielokrotnością czterech, ponieważ pochodzą one z kombinacji jąder helu. Ponieważ jądro helu jest również nazywane cząsteczką alfa, pierwiastki te są znane jako pierwiastki alfa i są bardziej obfite niż inne cięższe pierwiastki.

  

Jednak wychwytywanie helu nie jest jedynym możliwym procesem, w którym powstają cięższe pierwiastki. Jądra mogą również rzadziej wychwytywać inne cząstki, takie jak neutrony, protony i jądra deuteru. W ten sposób można wytwarzać różne pierwiastki, takie jak fluor lub sód. Te pierwiastki są jednak obecne w mniejszych ilościach.

  

Wreszcie, nikiel-56 może powstać w procesie alfa (przez połączenie jąder helu). To jądro – z 28 protonami i 28 neutronami – jest niestabilne i spontanicznie rozpada się w żelazo-56, które jest stabilną konfiguracją 26 protonów i 30 neutronów. Do tego momentu wszystkie reakcje zachodzące w gwieździe wytwarzały energię, dzięki czemu gwiazda mogła kontynuować swoje życie i „walczyć” z grawitacją. Ale wraz z powstaniem żelaza-56 nie jest to już możliwe. Będąc najbardziej stabilnym jądrem, jakie istnieje – ma najwyższą energię wiązania jądrowego – żelazo-56 można przekształcić w inne elementy jedynie poprzez dostarczanie energii, a nie jej wytwarzanie. Gwiazda nie może wykorzystać tych reakcji jądrowych do podtrzymania swojej stabilnej konfiguracji. Produkcja jądra żelaznego w masywnej gwieździe jest zatem przepowiednią zagłady: gwiazda nie może już przeciwstawiać się grawitacji. Rozpada się, a powstałe odbicie i fala uderzeniowa kończą życie w imponującej i dramatycznej eksplozji: supernowej. Wybuchając, gwiazda wrzuci do ośrodka międzygwiezdnego wszystkie stworzone przez siebie pierwiastki – i inne, które stworzy tuż przed śmiercią. Ale to już inna historia…

  

Ale wiemy, że węgiel powstaje – gdyby tak nie było, to nas, ludzi i całego życia na Ziemi, nie byłoby nas tutaj, aby o tym dyskutować, a ty nie czytałbyś tego artykułu! Korzystając z tego prostego, ale głębokiego argumentu, słynny brytyjski astronom Fred Hoyle (1915-2001), z charakterystycznym błyskiem geniuszu, przewidział, że rzeczywiście musi istnieć jakiś dodatkowy czynnik pomocniczy. Zasugerował, że istnieje nieznany wcześniej „rezonans”, dopasowanie poziomów energii między jądrami berylu-8 i helu-4 oraz jądrem węgla-12, które tworzą. Rezonans ten znacznie zwiększa prawdopodobieństwo udanej kombinacji, tak jak przewidział Hoyle. Sprowokowane ta koncepcją poszukiwania w laboratorium cząstek wysokich energii zakończyły się sukcesem. Jest to fascynujący przykład naukowej prognozy opartej na argumencie opartym na prostym fakcie, że naukowcy (i samo życie) nawet istnieją, aby o tym pomyśleć.

  

  

   

Jak powstają ciężkie pierwiastki? Rozdział Fuzja we Wszechświecie: nukleosynteza w gwiazdach zakończył się produkcją żelaza, ale przygoda nukleosyntezy – w której powstają jądra atomowe – na tym się nie kończy. Odświeżmy naszą pamięć. W ciągu pierwszych kilku minut po Wielkim Wybuchu temperatura nowo narodzonego Wszechświata ostygła (do kilku miliardów stopni!), umożliwiając utworzenie jąder wodoru i helu. Gwiazdy spędzają większość swojego życia na spalaniu wodoru w hel. Dopiero gdy temperatura i ciśnienie stają się wystarczająco wysokie, zaczynają spalać atomy helu, tworząc jądra cięższych pierwiastków. Lżejsze pierwiastki to cegły, które sukcesywnie łączą się ze sobą, tworząc cięższe pierwiastki, aż do żelaza-56.

  

Żelazo-56 ma najbardziej stabilne jądro, ponieważ ma maksymalną energię wiązania jądrowego ♥. Natura ceni sobie stabilne konfiguracje i dlatego proces fuzji opisany w rozdziale Fuzja we Wszechświecie: nukleosynteza w gwiazdach, który przenosi nas z wodoru do cięższych, bardziej stabilnych jąder, nie będzie kontynuowany poza żelazem-56. Skąd więc pochodzą cięższe pierwiastki, takie jak ołów, srebro, złoto i uran? Nie ma magii: Wszechświat oferuje inne fascynujące sposoby wytwarzania wszystkich ciężkich pierwiastków. W wysokiej temperaturze i ciśnieniu gwiazdy fuzja jest tak samo spontaniczna jak staczanie się ze wzgórza (proces, który uwalnia energię). Te nowe mechanizmy są jednak bardziej pracochłonne, jak wspinanie się na wzgórze (proces wymagający energii). Ponadto kolejne etapy nukleosyntezy są dość gorączkowe, ponieważ obejmują wychwyty i wybuchy. W grę wchodzą trzy typy wychwytywania, dwa dotyczące wychwytywania neutronów (procesy s- i r), a jeden wychwytywania protonów (proces p).

   

  

  

Jedna droga do tworzenia pierwiastków cięższych niż żelazo-56 rozpoczyna się, gdy dodatkowe neutrony zderzą się i połączą z istniejącym jądrem. W ten sposób otrzymujemy bogatsze w neutrony, cięższe jądra, ale o tej samej liczbie protonów lub o tej samej liczbie atomowej. Jądra te są po prostu cięższymi izotopami pierwotnego pierwiastka, więc nie osiągnęliśmy jeszcze celu, jakim jest stworzenie cięższego, innego pierwiastka.

      

Jednak proces jeszcze się nie zakończył. Te nowe izotopy mogą być stabilne lub niestabilne, w zależności od liczby protonów i neutronów. Jeśli wychwytywanie neutronów wytwarza niestabilny izotop, wówczas może ulec samorzutnemu rozpadowi radioaktywnemu. Jednym z takich rozpadów jest „rozpad beta”, w którym emitowany jest elektron i antyneutrino, tak że jeden z neutronów jądra przekształca się w proton. Rezultatem netto tej konwersji jest jądro z jednym protonem więcej i jednym neutronem mniej. Ponieważ zmieniła się liczba protonów, wytworzyło to nowy, inny pierwiastek.

  

W opisanym procesie wychwytywania neutronów, po którym następuje rozpad beta, ważne jest, czy początkowe wychwytywanie neutronów jest powolne czy szybkie w stosunku do rozpadu beta. Dwa przypadki, określane odpowiednio jako proces s i proces r, wytwarzają różne pierwiastki i występują w różnych okolicznościach we Wszechświecie.

   

  

  

Każdy wychwyt neutronu w procesie s przekształca jądro w izotop tego samego pierwiastka za pomocą jeszcze jednego neutronu. Ostatecznie te pojedyncze wzrosty liczby neutronów prowadzą do niestabilnego izotopu. Ponieważ wychwytywanie neutronów jest stosunkowo powolne w procesie s, niestabilne jądro beta rozpada się, zanim możliwe będzie przechwycenie kolejnych neutronów. Innymi słowy, jak tylko osiągnięta zostanie pierwsza niestabilna konfiguracja, rozpad beta zamienia jądro w jedno z jeszcze jednym protonem i jednym mniejszym neutronem.

  

   

   

  

Jeśli natomiast neutrony są wytwarzane z bardzo dużą szybkością, wówczas powstałe niestabilne jądra mają wystarczająco dużo czasu, aby pochłonąć wiele neutronów, które następnie rozpadają się kaskadowo na protony: w ten sposób w przyrodzi syntetyzowane są pierwiastki o największej liczbie atomowej.

   

Poszukajmy gdzie zachodzi proces r we Wszechświecie. Jak omówiono również w poprzednim rozdziale, gdy masa gwiazdy jest większa niż około ośmiu mas Słońca, temperatura i ciśnienie w jej centrum stają się wystarczająco wysokie, aby uruchomić spalanie węgla i tlenu i ostatecznie utworzyć rdzeń żelazny. W tym ostatnim etapie wnętrze gwiazdy jest bardzo podobne do cebuli: najbardziej zewnętrzna otoczka składa się z wodoru i helu, a wewnętrzne warstwy składają się z coraz cięższych jąder, z powodu kolejnych reakcji spalania.

  

Żelazo jest zbyt stabilne, aby zacząć się palić, dlatego gromadzi się, a żelazny rdzeń nadal rośnie. Istnieje jednak limit masy (zwany granicą Chandrasekhara), powyżej którego żelazny rdzeń nie może już rosnąć, ponieważ jego grawitacja staje się zbyt wysoka, aby mógł się utrzymać. W tym momencie katastrofalna zapaść (z zewnętrznymi warstwami rdzenia osiągającymi prędkości do 250 milionów km/h) rdzeń kurczy się, aż opadająca materia z zewnętrznych odbije się od rdzenia i cała energia zostanie przeniesiona na zewnętrzne warstwy, w gigantycznej eksplozji. Zjawisko to nazywa się eksplozją supernowej, a konkretnie supernowej typu II (SN II).

  

Proces r zachodzi w zapadającym się żelaznym rdzeniu SN II. Podczas zapadania elektrony i protony łączą się, tworząc neutrony i neutrina. Strumień (liczba na jednostkę czasu i powierzchnia jednostki) neutronów jest tak wysoka (rzędu 10²² neutronów na cm²/s), że jądro ma czas na wychwycenie wielu neutronów przed rozpadem beta. Złoto, europ, lantan, polon, tor i uran to niektóre z pierwiastków wytwarzanych w procesie r.

  

   

   

Innym procesem wytwarzania cięższych jąder jest wychwytywanie protonów (proces p). Jednak duże jądro zawierające wiele protonów ma wysoki ładunek dodatni, który odpycha dodatkowe zbliżające się protony. To odpychanie (bariera kulombowska) jest bardzo silne i zapewnia, że ​​wychwytywanie protonów jest znacznie rzadszym zjawiskiem niż wychwyt neutronów. Aby proton mógł zostać wchłonięty, wolny proton musi być bardzo energetyczny, więc proces ten zachodzi tylko w bardzo wysokich temperaturach.

  

Gdzie więc możemy znaleźć wystarczająco wysokie temperatury do wychwytywania protonów? Znów patrzymy w gwiazdy. Chociaż nasz własny Układ Słoneczny ma tylko jedną gwiazdę - Słońce - duża liczba gwiazd znajduje się w układach z co najmniej dwiema gwiazdami. Kiedy dwie gwiazdy krążą wokół siebie, tworzą „układ podwójny”. Jeśli gwiazdy są wystarczająco blisko, możliwe jest, że jedna gwiazda z silnym przyciąganiem grawitacyjnym „ukradnie” gaz z gwiazdy towarzyszącej. Może się to zdarzyć na przykład, gdy masywny, zwarty biały karzeł lub gwiazda neutronowa ciągnie gaz bogaty w wodór na swoją powierzchnię ze swojego partnera, na przykład gwiazdy na ciągu głównym. Materiał ten zapewnia przepływ wolnych protonów, wystarczająco gorący i wystarczająco energetyczny, aby pokonać barierę kulombowską i połączyć się z innymi jądrami. Lantan, ruten i samar są typowymi pierwiastkami wytwarzanymi w procesie p.

   

  

   

Wiemy już, że chociaż fuzja jądrowa w gwiazdach wytwarza pierwiastki tylko do żelaza-56, cięższe pierwiastki powstają w wyniku różnych procesów. Te procesy nukleosyntezy, obejmujące wychwytywanie neutronów lub protonów i rozpady radioaktywne, zachodzą w egzotycznych sytuacjach we Wszechświecie. Powolne wychwytywanie neutronów może nastąpić późno w życiu gwiazd podobnych do Słońca, zanim zakończą swoje dni jako białe karły. Wychwytywanie protonów jest wynikiem kanibalizacji gazu przez białego karła lub gwiazdę neutronową z nieszczęśliwej gwiazdy towarzyszącej. Szybkie przechwytywanie neutronów ma miejsce podczas katastrofalnego zapadania się gwiazd, które następuje tuż przed dramatyczną eksplozją supernowej typu II. Zmieniając jeden pierwiastek w drugi, te fascynujące naturalne procesy osiągają to, czego nie mogli osiągnąć średniowieczni alchemicy – przekształcanie metali nieszlachetnych w (między innymi pierwiastkami) złoto.

  

Niemniej jednak nie możemy winić alchemików. Ich laboratoria mogły być dobrze wyposażone, ale brakowało im kluczowego urządzenia: wybuchacza supernowych.

   

  

Energia wiążąca jądro to ilość energii potrzebna do rozbicia jądra na protony i neutrony. Jest to również energia, którą uwalniają dwie cząsteczki, gdy się łączą. Wyobraźmy sobie, że masz proton i neutron i że mają one tę samą masę (bardzo dobre przybliżenie). Ściśnij je razem, aż się połączą i utworzą jądro deuteru. Jaka jest jego masa? Jeśli proton ma masę 1, a neutron ma masę 1, spodziewałbyś się 2, prawda? Nie tak: masa jądra deuteru jest mniejsza niż suma dwóch – pewna masa zniknęła! Rozwiązanie leży w znanym równaniu Einsteina, E = mc². Kiedy dwie cząstki się łączą, uwalniają energię wiązania jądrowego E_B, ale ponieważ energia i masa są równoważne, oznacza to, że odpowiednia masa, m_B = E_B / c², znikła.

  

Rozważmy najpierw hel-4, a następnie żelazo-56. W jednostkach masy atomowej (u = 1,66 x 10^-27 kg = 931,5 MeV / c²) masa protonu i neutronu wynosi odpowiednio m_p = 1,00728 u i m_n = 1,00866 u. Zmierzona masa jądra helu-4 wynosi m_He = 4,000150 u, zaś suma masy jego składników wynosi 2 m_p + 2 m_n = 4,03188. Różnica daje masę 4,03188 u - 4,0050 u = 0,03038 u, co odpowiada całkowitej energii wiązania około 28,3 MeV (energia wiązania na nukleon wynosi 28,3 / (2 + 2) = 7,07 MeV).

  

Jeśli powtórzysz te same kroki dla żelaza-56 (który składa się z 26 protonów i 30 neutronów), całkowita energia wiązania jest znacznie większa: około 492,2 MeV lub 8,79 MeV na nukleon. Ta ekstremalna stabilność powoduje, że żelazo-56 znajduje się w najniższym punkcie krzywej na wykresie energii wiązania, a fuzja z cięższymi elementami byłaby procesem „pod górę”, wymagającym wkładu energii. Dlatego, chociaż jądra helu-4 można łatwo połączyć w cięższe pierwiastki, do uzyskania pierwiastków cięższych niż żelazo-56 potrzebne są bardziej ekstremalne procesy (opisane w tym artykule).

Gwiazdy neutronowe to pozostałości po śmierci gwiazd masywniejszych niż nasze Słońce. Mają zaledwie około 20-25 kilometrów średnicy i pełna neutronów gwiazda neutronowa jest tak gęsta, że ​​centymetr sześcienny waży milion ton.

   Zderzenie dwóch gwiazd neutronowych przewiduje dwie konsekwencje: gwiazdy produkują pierwiastki cięższe niż nikiel i żelazo w układzie okresowym i emitują fale grawitacyjne, gdy poruszają się spiralnie do wewnątrz. Te kosmiczne zmarszczki w czasoprzestrzeni odebrałyby energię szybko orbitującym gwiazdom, a ostatecznie gwiazdy neutronowe zderzyłyby się i połączyły. Zderzenia byłyby źródłem takich pierwiastków jak platyna, uran i złoto. Sztuczka polega na przyłapaniu pary gwiazd neutronowych dokładnie w chwili połączenia.

   Osiągnięcie tego celu udało się Obserwatorium Laserowych Interferometrów Grawitacyjnych (LIGO) w USA i Interferometrowi Virgo we Włoszech. Gdy LIGO wykrył fale grawitacyjne, astronomowie mogli skierować swoje teleskopy w kosmos i na ziemię w ten region, poszukać i wskazać źródło. Były to dwie gwiazdy neutronowe, położone około 130 milionów lat świetlnych od Ziemi w eliptycznej galaktyce zwanej NGC 4993, w konstelacji Hydry. Źródło fal grawitacyjnych zostało oznaczone jako GW170817, nazwane tak od daty, w której wystąpiło (17 sierpnia 2017).

   Zderzenie gwiazd neutronowych okazało się wysoce radioaktywną kulą ognia po dokonaniu pierwszych obserwacji w podczerwieni GW170817 po wykryciu fal grawitacyjnych. Widmo promieniowania podczerwonego pozostałości po zderzeniu gwiazd neutronowych ujawniło obecność ciężkich pierwiastków, a duża ilość powstałego materiału została wyrzucona w przestrzeń. W przyszłości materiał ten wymiesza się z pozostałym gazem w Galaktyce.

   Odkrycie to wydaje się ważnym krokiem w ustaleniu pochodzenia ciężkich, bogatych w neutrony pierwiastków we Wszechświecie - także tych, które znajdujemy na Ziemi. Kiedyś uważano, że supernowe tworzą takie pierwiastki, ale proces ten nie wydaje się wystarczająco wydajny: obfitość ciężkich pierwiastków na Ziemi wydaje się zbyt duża, aby można ją było zapewnić w ilościach generowanych przez supernowe.

   Naukowcy uważają zderzenia gwiazd neutronowych za dobrych kandydatów do wytworzenia niektórych metali ciężkich we Wszechświecie, ale nie jest jeszcze do końca jasne, jak często takie zderzenia się zdarzają i ile materii wyrzucają.

   Korzystając z danych zebranych w sierpniu 2017 r. podczas łączenia się gwiazd neutronowych, które nastąpiło w odległości od 85 do 160 milionów lat świetlnych (zderzające się gwiazdy miały łączną masę równą około trzem masom Słońca), oszacowano, że to pojedyncze zdarzenie wygenerowało od jednej do pięciu mas Ziemi europu i od trzech do 13 mas ziemskich złota. Jeśli fuzja, którą zaobserwowano w sierpniu 2017 r. jest typowa dla takich wydarzeń, jeśli nawet jest tylko zachodzi jedno lub dwa takie połączenia każdego roku w sześcianie o krawędzi długiej na 6 milionów lat świetlnych, byłoby to zjawisko będące dominującym źródłem złota i europu w Galaktyce.