Dobrze wiesz, że wszechświat na początku składał się tylko z lekkich pierwiastków, wodoru i jego izotopów, a także helu iw niewielkim stopniu litu. Dowcipnisie mogliby powiedzieć, że ta niewielka dawka litu uratowała wszechświat przed popadnięciem w depresję z powodu tak złego składu w początkowym okresie istnienia.
Dopiero z czasem te cięższe pierwiastki zaczęły się pojawiać w wyniku różnych reakcji wewnątrz gwiazd. Im były bardziej masywne, tym szybciej kończyły swoje istnienie jako zwykła gwiazda w wyniku eksplozji lub wyrzucenia znacznej części swojej masy, zasilając w ten sposób kosmiczny zbiornik materii.
Jakie pierwiastki powstają w wyniku fuzji wewnątrz gwiazd?
Lżejsze z tych cięższych pierwiastków, takich jak węgiel i tlen, mogą powstać w normalnych cyklach produkcji energii masywniejszych gwiazd i mniej masywnych w późniejszym okresie ich ewolucji. Cięższe, aż do krzemu i żelaza, tworzą się w bardzo masywnych gwiazdach po tym, jak ewoluowały jak normalne gwiazdy po wyrośnięciu na olbrzymy i nadolbrzymy w ich nieuniknionej podróży do ich przeznaczenia jako supernowej.
Najcięższym pierwiastkiem, jaki może powstać w gwiazdach w wyniku fuzji, jest cynk, chociaż nie jest to proces, z którym kojarzymy fuzję wewnątrz gwiazd, czyli fuzję dwóch identycznych jąder, co normalnie prowadzi do powstania nie więcej niż żelazo. Cynk, podobnie jak miedź, nikiel i kobalt, może powstawać jeszcze przed fazą supernowej w wyniku wychwytywania jąder helu, co wymaga jednak ogromnych temperatur.
Cynk zajmuje zaledwie 30. miejsce na liście 118 pierwiastków, które tworzą dziś układ okresowy pierwiastków. Tak więc natura ma jeszcze wiele do zrobienia, nawet gdy gwiazda dobiega kresu swojego istnienia.
Jak tworzyć pierwiastki cięższe niż żelazo lub cynk, czyli wychwytywać wolne i szybkie neutrony?
Aby stworzyć masywniejsze pierwiastki niż żelazo czy cynk, potrzebny jest proces, taki jak wychwytywanie neutronów. Stopniowo przyklejają się do mniej masywnych jąder, tworząc coraz bardziej masywne jądra.
Istnieją dwa sposoby wychwytywania neutronów. Pierwszy to powolny proces (tzw. proces s), który może zachodzić nawet w gwieździe takiej jak Słońce w późniejszych stadiach jej istnienia. Następnie mamy mały strumień wolnych neutronów, z których wychwytywany jest jeden neutron, który następnie rozpada się na proton i elektron w jądrze. Pozwala to na przekształcenie się elementów jednego typu, wcześniej wychwyconych przez tworzącą się gwiazdę, w inny. Sekwencja zmian w tym procesie prowadzi do powstania pierwiastków takich jak ołów czy bizmut.
Drugą opcją jest wychwytywanie prędkich neutronów dostarczanych w dużych ilościach (tzw. proces r). Takie warunki istnieją w wybuchu supernowej, a także w zderzeniu dwóch gwiazd neutronowych. W takim przypadku masa jądra atomowego może gwałtownie wzrosnąć bez wstępnego rozpadu dołączonych neutronów. Dopiero później następują liczne rozpady części połączonych protonów, aż powstałe jądro staje się jądrem stabilnego izotopu danego pierwiastka. To sposób na tworzenie jeszcze cięższych i innych elementów niż w procesie.
Co dzieje się z materią wytworzoną w gwiazdach?
Wszystko, co powstaje wewnątrz gwiazd, a nie jest zmagazynowane w nich lub w ich następcach (gwiazdy neutronowe, białe karły, czarne dziury) na zawsze (przynajmniej z obecnego punktu widzenia) w pewnym momencie zostaje wyrzucone w przestrzeń kosmiczną. Elementy w kosmosie występują w różnych proporcjach, a lżejsze są znacznie liczniejsze niż cięższe.
Dlatego przestrzeń międzygwiazdowa jest w większości wypełniona wodorem, czasem pierwotnym wodorem. Jednak te cięższe pierwiastki są również stosunkowo liczne, a przynajmniej wystarczająco dużo, aby stały się składnikiem powstających układów planetarnych.
A także gwiazdy, które zawierają również niektóre z ciekawszych pierwiastków niż wodór czy hel. Dlatego pozwoliłem sobie nazwać gwiazdy, które pojawiły się później niż pierwsi kolekcjonerzy.
Kolekcjonerzy gwiazd. Drugie miejsce na podium zajmuje HD222925. Dlaczego nie pierwszy?
W porównaniu ze wszystkimi gwiazdami jest niewielu kolekcjonerów, ponieważ dla 75% gwiazd hel jest nadal niezwykle ciężkim składnikiem. Nawet nasze Słońce składa się z mniej niż 0,1 procent innych pierwiastków. Należą do nich tlen, magnez, a także żelazo i siarka. A jednak w jego widmie znalazło się około 67 elementów, co czyni go pod tym względem rekordzistą.
W widmie HD222925 wodór, hel i 63 inne pierwiastki zostały zidentyfikowane w świetle ultrafioletowym, widzialnym i podczerwonym. W tym złoto i tor. Na samym Słońcu zidentyfikowano do tej pory więcej pierwiastków.
Ale Słońce jest blisko, a astronomowie nie mniej interesują się odległymi gwiazdami. Dlatego HD 222925, choć był drugim najliczniejszym z wykrytych pierwiastków, przyciągnął ich uwagę i stał się gwiazdą medialną.
Jest to gwiazda odległa o około 1460 lat świetlnych, stosunkowo blisko konstelacji Tucana. Jeśli chcesz ją znaleźć, jej rektascensja wynosi 23:45:17,61, a deklinacja -61:54:42,8. Niestety można go zobaczyć tylko z południowej półkuli Ziemi.
HD222925 to gwiazda o masie 0,75 masy Słońca. Jej jasność wynosi 9 magnitudo, więc powinniśmy ją zobaczyć przez teleskop.
Kilkunastoosobowa grupa astronomów kierowana przez Jana Roedera (University of Michigan) oprócz wodoru i helu zidentyfikowała w swoim składzie 63 różne pierwiastki, z których większość to pierwiastki ciężkie, w tym te powstałe w procesie r, czyli że gwiazda sama zebrała się podczas jej formowania. Na tej liście mamy złoto lub tor, a nawet uran, choć to ostatnie nie zostało w pełni potwierdzone.
Co dało astronomom odkrycie tak wielu pierwiastków w HD222925?
HD 222925 jest również starszą gwiazdą niż Słońce, więc dużo wcześniej niż Słońce powinno mieć zapasy różnych pierwiastków w obłokach materii międzygwiazdowej. Teraz, gdy już wiedzą, jakie pierwiastki mogą powstać w procesie wychwytywania neutronów, zwłaszcza neutronów prędkich, astronomowie mogą spróbować odtworzyć w symulacjach komputerowych warunki, które doprowadziły do powstania tych pierwiastków. A także określić, jakie procesy doprowadziły do ich powstania.
Bo choć teoria przewiduje powstawanie pierwiastków ciężkich, to dopiero w przypadku połączenia dwóch gwiazd neutronowych w 2017 roku (efektem jest obserwowana fala grawitacyjna GW 170817) udało się potwierdzić trafność przewidywania. W przypadku supernowych wciąż czekamy na tak fascynujące odkrycie. Im więcej wiemy o gwiazdach o bogatym składzie, tym lepiej będziemy wiedzieć, gdzie szukać ich źródła.
Źródło: Carnegie, un. Michigan, inf. jego
Dodaj komentarz