O powstawaniu pierwiastków

Czy zastanawiasz się czasem, Czytelniku, skąd wziął się wodór $|1H$ i tlen $|8O$ powszechne w wodzie i powietrzu, wapń $20Ca$ wchodzący w skład kości, żelazo $| Fe 26$ we krwi, a także miedź $| Cu; 29$ neodym $| Nd; 60$ terb $|65Tb;$ dysproz $|66Dy;$ wolfram $|74W;$ platyna $78Pt;$ złoto $79Au$ i dziesiątki innych metali "ziem rzadkich" niezbędnych do prawidłowego funkcjonowania naszych smartfonów?

Oto, co wynika z obserwacji. Nie wiemy dokładnie jak i czemu, ale w odległej przeszłości (około $13,8$ miliarda lat temu) Wszechświat rozpoczął, w tzw. Wielkim Wybuchu, gwałtowną ewolucję od stanu bardzo gęstej i bardzo gorącej materii. Po około jednej milionowej sekundy materia wypełniająca szybko rosnący Wszechświat stała się dostatecznie chłodna, by swobodne do tej pory kwarki mogły zacząć łączyć się w bariony: cząstki składające się z trzech kwarków związanych oddziaływaniami silnymi, na przykład, neutrony i protony (barion, od greckiego $|βαρo ς,$ co znaczy ciężki, w porównaniu do leptonów np. do elektronu).

Najlżejsze atomy wodoru, $|1H$ (jądro składa się z jednego protonu), pojawiły się wkrótce potem, w epoce "rekombinacji", około 380 tys. lat po Wielkim Wybuchu, gdy temperatura spadła na tyle, by pozwolić na istnienie stabilnych układów elektron-proton. Wodór stanowi około $| 70%$ "zwykłej" materii barionowej, która z kolei jest, według naszej obecnej wiedzy kosmologicznej, jedynie drobnym ułamkiem (około $5%$ ) całej materii-energii. Pozostała większość to nieświecąca "ciemna materia" (oddziałująca grawitacyjnie, ale nie elektromagnetycznie) i jeszcze bardziej tajemnicza "ciemna energia", proponowana w celu wyjaśnienia przyśpieszonego rozszerzania się Wszechświata.

Drugim w kolejności obfitości pierwiastków jest hel ( $2He,$ 23% masy barionów), którego większość również powstała w wyniku pierwotnej nukleosyntezy związanej z Wielkim Wybuchem. Pozostała część helu powstaje w wyniku fuzji jąder wodoru we wnętrzach gwiazd ( "spalania się", jak w żargonie mówią astronomowie), przy okazji produkując energię i ciśnienie promieniste (fotony). Proces fuzji powstrzymuje gwiazdy przed zapadnięciem się pod wpływem własnej grawitacji i, w zależności od masy gwiazdy, stwarza warunki (odpowiednio wysoką temperaturę) do powstawania coraz cięższych pierwiastków. Znane są dwie klasy reakcji łańcuchowych fuzji wodoru w hel: proton-proton (pp, w której powstaje krótko żyjące jądro deuteru lub berylu), oraz węgiel-azot-tlen (CNO, gdzie atomy węgla, azotu i tlenu występują w roli katalizatorów). Pierwsza z nich zachodzi w gwiazdach lżejszych od około $, 1,3M$ druga jest możliwa w masywniejszych. Wytworzenie jednego jądra helu wiąże się w obu przypadkach z emisją około $−12 |26,7 MeV (4,3⋅10 J)$ energii.

Okres, w którym gwiazda "pali" wodór w jądrze, nazywa się ciągiem głównym (w tym stanie znajduje się aktualnie Słońce). Obiekty o masach powyżej $0,5M$ stają się następnie czerwonymi olbrzymami, "palącymi" wodór w otoczce jądra, a następnie (prędzej lub później, w zależności od masy - masywniejsze szybciej) hel wprost w jądrze. Gwiazdy masywniejsze od około $10M$ zostają po zejściu z ciągu głównego czerwonymi nadolbrzymami, zdolnymi od razu do syntezy cięższych pierwiastków w helowym jądrze. Fuzja helu w węgiel $|6$ C następuje w procesie $|3α$ : łączenia się trzech jąder helu $| 2$ He (cząstek $α$ ). Przechwyty cząstek $α$ przez coraz cięższe jądra w procesie nazwanym drabiną $α$ prowadzą do powstania, kolejno, jąder o parzystej liczbie protonów: tlenu $|8O,$ neonu $|10Ne,$ magnezu $|12Mg,$ krzemu $|14Si,$ siarki $16S,$ argonu $|18Ar,$ wapnia $|20Ca,$ tytanu $| Ti, 22$ chromu $|Cr, 24$ żelaza $| Fe 26$ i niklu $| Ni. 28$ Produkcja energii w procesie fuzji kończy się na żelazie i niklu, ponieważ jądra tych atomów mają największą energię wiązania na nukleon: dodawanie kolejnych nukleonów wymaga dostarczenia energii. Jest to również przyczyna względnie wysokiej obfitości tych pierwiastków w przyrodzie. W dostatecznie gorących (temperatury w centrum większe od kilkuset milionów kelwinów) i masywnych (cięższych od około $8M$ przy narodzinach na ciągu głównym) gwiazdach dochodzi następnie do zapłonu węgla: rozpoczęcia fuzji jąder węgla w cięższe pierwiastki - neon, sód, magnez, tlen itd. w różnego typu procesach z wydzieleniem fotonów, pojedynczych nukleonów i cząstek $α ,$ na przykład $6C +6 C 12 Mg + γ$ (lub $|11Na +1 H,$ lub $|10Ne +2 He$ ). Po etapie "palenia" węglem - jeśli warunki na to pozwalają - następuje w coraz wyższej temperaturze fuzja neonu, a następnie tlenu i krzemu. Wysoka temperatura umożliwia dodatkowe reakcje, np. fotodysocjację, to znaczy zderzenia z energetycznymi fotonami, które wybijają z jąder nukleony lub cząstki $α.$ Procesy te po części mają też udział w powstawaniu jąder o nieparzystej liczbie protonów, takich jak fosfor $|15P,$ chlor $17Cl,$ potas $19K,$ które również powstają, między innymi, w cyklu CNO i podczas wybuchów masywnych gwiazd supernowych (o czym za chwilę). W ogólności jądra atomowe o parzystej liczbie protonów i nukleonów (sumie protonów i neutronów w jądrze) są bardziej stabilne, przez co występują częściej niż te o nieparzystej liczbie. Prawidłowość ta, zwana regułą Oddo-Harkinsa, wynika z faktu, że nukleony będące fermionami wiążą się w pary, co zwiększa energię wiązania jądra, a przez to jego stabilność.

Podsumowując, praktycznie wszystkie pierwiastki od helu do żelaza, kobaltu i niklu powstają podczas zwyczajnej ewolucji gwiazd. Wyjątek stanowi beryl $|4Be,$ bor $|5B,$ oraz częściowo lit $|3Li,$ które co prawda powstają we wnętrzach gwiazd, ale są szybko zamieniane na cięższe pierwiastki. Stabilne jądra litu, berylu i boru powstają w procesie spalacji (kruszenia), podczas którego cięższe jądro atomowe traci nukleony w wyniku zderzenia z cząstką promieniowania kosmicznego (np. cząstką $α$ ) o bardzo dużej energii kinetycznej.

Atomy cięższe od niklu powstają, gdy dostatecznie masywna gwiazda wypali dostępne w swoim wnętrzu paliwo, stanie się niestabilna i zacznie się zapadać. W przypadku gwiazd o masie większej od około $8M$ żelazno-niklowe jądro jest zgniatane do ogromnych gęstości przez spadające zewnętrzne warstwy i rozgrzewane do temperatur przekraczających setki miliardów kelwinów. W tych warunkach "symetryczne", to znaczy zawierające podobną liczbę neutronów i protonów, jądra atomowe stają się wyraźnie neutrononadmiarowe: jądro zapadającej się gwiazdy zamienia się w gorącą i gęstą gwiazdę neutronową, najgęstszy znany nauce obiekt materialny. Jeśli masa gwiazdy nie jest zbyt duża, oddziaływania silne pomiędzy nukleonami powstrzymują kolaps spadającej materii i, wraz z emitowanym przez gwiazdę neutronową strumieniem neutrin, powodują odrzucenie jej na zewnątrz. Proces ten nazywamy wybuchem supernowej. W tych warunkach część "zwykłej" materii gwiazdy, bogate w neutrony jądra atomowe gwiazdy neutronowej oraz swobodne nukleony mają dużo okazji, by oddziaływać ze sobą z dużą energią. Kluczem do produkcji ciężkich pierwiastków są wielokrotne zderzenia jądro-nukleon, prowadzące najczęściej do powstawania izotopów o krótkim okresie połowicznego rozpadu.

Procesy przechwytu nukleonu dzielą się na dwa rodzaje: procesy wolne (slow, s), oraz szybkie (rapid, r). Różnica polega na tym, że w procesach szybkich jądro zyskuje na masie, łapiąc więcej nukleonów, niż jest w stanie stracić podczas zachodzących w tym samym czasie rozpadów promieniotwórczych. Obecnie wiadomo, że w wybuchach supernowych, także tych związanych z termojądrową eksplozją białego karła, tzn. supernowych typu Ia, działają przeważnie procesy typu s oraz szybkie przechwyty protonów: supernowe dostarczają pierwiastków od miedzi $| Cu 29$ do molibdenu $| Mo. 42$

Począwszy od rutenu $44$ Ru proces s ustępuje miejsca procesowi r: ciężkie pierwiastki tworzone są głównie podczas katastrofalnych zderzeń w układach podwójnych gwiazd neutronowych. Niedawna, historycznie pierwsza detekcja fal grawitacyjnych ze zderzenia się gwiazd neutronowych (sygnał GW170817, o którym pisaliśmy w $∆ 1217$ ), zarejestrowana przez interferometry Virgo i LIGO (i przeprowadzona przez te interferometry triangulacja) umożliwiła powiązanie go z wykrytym w tym samym czasie przez satelitę Fermi krótkim błyskiem gamma, i szerokie obserwacje astronomiczne fotonów z następującej po nim emisji kilonowej.

Dzięki temu zdobyliśmy dowody, że rozrzucona podczas zderzenia z prędkościami bliskimi prędkości światła gęsta neutrononadmiarowa materia gwiazd neutronowych jest świetnym miejscem dla procesów typu r i tworzenia naprawdę ciężkich pierwiastków, w tym platyny $| Pt 78$ i złota $| Au, 79$ a także metali z grupy ziem rzadkich (wspomnianych wcześniej dysprozu, neodymu, terbu), innych lantanowców i aktynowców, oraz pierwiastków radioaktywnych, między innymi polonu $84Po,$ radu $|88Ra$ i uranu $|92U.$ Podobnie jak w przypadku supernowych kilonowe są zasilane energią fotonów z rozpadów radioaktywnych, więc badanie ich krzywych blasku umożliwia stwierdzenie, ile i jakich pierwiastków danego rodzaju świeci.

Powtarzając za nieocenionym Carlem Saganem, dosłownie pochodzimy z Kosmosu: poprzednie generacje gwiazd "umarły", a my powstaliśmy na planecie stworzonej z ich różnorodnych pozostałości. Życie, w tej jedynej znanej nam do tej pory formie, wymaga garści różnych, przeważnie lekkich i łatwo osiągalnych pierwiastków, natomiast cywilizacja i postęp technologii korzysta z coraz bardziej egzotycznych i trudno dostępnych materiałów powstałych w największych kosmicznych katastrofach. Atomy składające się na najważniejszy obecnie element ludzkiego "fenotypu rozszerzonego" (mam, oczywiście, na myśli smartfon) przebyły niezwykle skomplikowaną drogę z wnętrz gwiazd do wnętrz naszych kieszeni; warto o tym pamiętać.