Kozmikus alkímia – aranycsinálás nagy tételben

653

A nehéz elemek többsége a csillagokban zajló nukleáris fúziók eredményeként jön létre. A Napban egyelőre a hidrogén fúziója folyik, ezen folyamatban jelentős energiafelszabadulás kíséretében hélium keletkezik. A nagyobb tömegű csillagokban, amint a hidrogén mennyisége egy bizonyos szint alá csökken, a magban beiindul a hélium fúziója is, melynek eredményeként szén jön létre. Az egyre nehezebb elemek begyulladásával a csillagkohókban egészen a vasig alakulhatnak ki a periódusos rendszer tagjai. Mivel a vasban a legnagyobb (abszolút értékben) az egy nukleonra eső kötési energia, a további fúzió már nem jár nettó energiafelszabadulással, így a vasnál is nehezebb elemeknek valamilyen más folyamat során kell létrejönniük. Hans-Thomas Janka (Max Planck Institute for Astrophysics) szerint a nehéz elemek körülbelül felének a kialakulási módja régi probléma. A legnépszerűbb magyarázat az volt, és talán még ma is az, hogy ezek a nagytömegű csillagok életének végén bekövetkező szupernóva-robbanások során fellépő különleges fizikai körülmények között végbemenő folyamatok eredményei. Janka szerint azonban az újabb modellek nem támasztják alá ezt az elképzelést.

A nehezebb elemek neutronbefogással járó folyamat során jönnek létre. Ez kétféleképpen mehet végbe: az egyik lehetőség a lassú (s-folyamat), a másik pedig a gyors neutronok befogása (r-folyamat), ezek karakterisztikus ideje azonban függ a reakció körülményeitől. Az s-folyamat főleg alacsony neutronsűrűség mellett következik be, jellemzően a fejlődésük végső fázisaiban lévő csillagok belsejében, míg az r-folyamat nagy neutronsűrűség esetén játszik fontos szerepet, ez felelős a vasnál nehezebb elemek nagy részének létrejöttéért.

Neutroncsillagok összeolvadási folyamatának számítógépes szimulációja. A modell szerint a nehéz elemek az összeolvadás következtében kidobódott kisebb mennyiségű forró anyagban, annak lehűlése közben jönnek létre.
[Max Planck Institute for Astrophysics]

Az MPIA és a Free University of Brussels kutatói részletes számítógépes szimulációk segítségével vizsgálták két, kettős rendszert alkotó neutroncsillag összeolvadásának folyamatát, melynek során kialakulhat az r-folyamathoz szükséges nagy neutronsűrűség. Andreas Bauswein (MPIA) szerint a szimulációk alapján néhány másodperccel az összeolvadás után az árapályerők és a nyomás néhány jupitertömegnyi nagyon forró anyagot dobnak ki a rendszerből. Amint ez a plazmaszerű anyag 10 milliárd fok alá hűl, nehéz elemeket eredményező nukleáris reakciók indulnak be benne. Stephane Goriely szerint ezek különböző, szupernehéz elemek hasadását is magukban foglaló reakcióláncokban többször is "reciklálódnak", így a végső elemgyakoriság-eloszlás nagymértékben független lesz az összeolvadási modell kiindulási feltételeitől.

A számítások azt jelzik, hogy a nehéz elemek gyakorisági eloszlása nagyon hasonló lesz a Naprendszerben megfigyelthez. Ezt kombinálva a Tejútrendszerben a múltban bekövetkezett neutroncsillag-összeolvadások becsült számával, az eredmény azt támasztja alá, hogy valóban ilyen események lehetnek az Univerzum nehézelem tartalmának fő forrásai. A kutatócsoport most a modell finomításán dolgozik. Megfigyelési oldalról a legfontosabb mozzanat az említett radioaktív anyag kidobódásának észlelése lenne egy összeolvadási folyamat során.

Az eredményeket részletező szakcikk az Astrophysical Journal c. folyóiratban jelent meg.

Forrás:

Hozzászólás

hozzászólás