atomiydin voi halkaista ytimen erilleen prosessissa, jota kutsutaan spallatioksi. Tämä on ylivoimainen tapa, jolla maailmankaikkeus, kun se saavuttaa tähtien iän, tuottaa uutta litiumia, berylliumia ja booria. Nicolle R. Fuller/NSF/IceCube
Jos ottaisit jokaisen jaksollisen järjestelmän alkuaineen ja järjestäisit ne sen mukaan, kuinka runsaasti niitä on maailmankaikkeudessa, löytäisit jotain hieman yllättävää. Yleisin alkuaine on vety, joka muodostaa massaltaan lähes kolme neljäsosaa maailmankaikkeudesta. Noin neljännes on heliumia, joka syntyi enimmäkseen kuuman alkuräjähdyksen alkuvaiheessa, mutta jota syntyy myös useimmissa tähdissä, Aurinkomme mukaan luettuna, tapahtuvassa ydinfuusiossa.
Hapen sijalla 3 on happi, hiilen sijalla 4, ja sen jälkeen tulevat tiiviisti neon, typpi, rauta, magnesium ja pii, joita kaikkia syntyy kuumana palavien massiivisten tähtien ja jättiläistähtien sisätiloissa. Yleensä raskaammat alkuaineet ovat harvinaisia ja kevyet alkuaineet runsaita, mutta on kolme suurta poikkeusta: litium, beryllium ja boori. Nämä kolme alkuainetta ovat kuitenkin kaikista alkuaineista kolmanneksi, neljänneksi ja viidenneksi kevyimpiä. Tässä on kosminen tarina siitä, miksi ne ovat niin harvinaisia.
nykyään, mitattuna aurinkokunnastamme. Vaikka litium, beryllium ja boori ovat kaikista alkuaineista kolmanneksi, neljänneksi ja viidenneksi kevyimpiä, litiumin, berylliumin ja boorin esiintymismäärät ovat paljon alhaisemmat kuin kaikkien muiden lähellä olevien jaksollisen järjestelmän alkuaineiden. MHz`as/Wikimedia Commons (kuva); K. Lodders, ApJ 591, 1220 (2003) (data)
Välittömästi kuuman alkuräjähdyksen jälkeen ensimmäiset atomiytimet muodostuivat ultraenergisestä kvarkkien, leptonien, fotonien, gluonien ja antihiukkasten merestä. Kun maailmankaikkeus jäähtyi, antihiukkaset annihiloituivat pois, fotonit eivät enää olleet riittävän energisiä räjäyttämään sidottuja ytimiä erilleen, ja niinpä varhaisen maailmankaikkeuden protonit ja neutronit alkoivat sulautua yhteen. Jos olisimme voineet luoda maapallolta löytyviä raskaita alkuaineita, maailmankaikkeus olisi voinut olla valmis elämää varten jo ensimmäisten tähtien syntyessä.
Epäonneksemme unelmillemme siitä, että maailmankaikkeus olisi syntynyt elämän kannalta tarpeellisilla aineksilla, fotonit pysyvät liian energisinä muodostaakseen yksinkertaisimmankin raskaan ytimen – deuteriumin, jossa on yksi protoni ja yksi neutroni sidottuna toisiinsa – ennen kuin alkuräjähdyksestä on kulunut enemmän kuin kolme minuuttia. Siihen mennessä, kun ydinreaktiot voivat edetä, maailmankaikkeus on vain miljardisosan verran tiheämpi kuin Auringon keskipiste.
helium-3 ja litium-7 alkuräjähdysnukleosynteesin ennustamina, ja havainnot on esitetty punaisilla ympyröillä. Huomaa tässä keskeinen seikka: hyvä tieteellinen teoria (alkuräjähdysnukleosynteesi) tekee vankkoja, kvantitatiivisia ennusteita siitä, mitä pitäisi olla olemassa ja mitattavissa, ja mittaustulokset (punaisella) ovat poikkeuksellisen hyvin linjassa teorian ennusteiden kanssa, mikä vahvistaa teoriaa ja rajoittaa vaihtoehtoja. Käyrät ja punainen viiva koskevat kolmea neutriinolajia; useammat tai pienemmät määrät johtavat tuloksiin, jotka ovat pahasti ristiriidassa tietojen kanssa, erityisesti deuteriumin ja helium-3:n osalta. NASA / WMAP Science Team
Tämä on silti melko hyvä tulos, sillä sen mukaan maailmankaikkeus koostuu noin 75 % vedystä, 25 % helium-4:stä, noin 0,01 % deuteriumista ja helium-3:sta kummastakin ja noin 0,0000001 % litiumista. Tämä pieni määrä litiumia oli olemassa ennen kuin universumissa muodostui yhtään tähteä, ja se on meille todella, todella hyvä asia, koska litium on melko tärkeä alkuaine monille sovelluksille, teknologioille ja jopa biologisille toiminnoille täällä maapallolla, myös ihmisissä.
Mutta kun aletaan muodostaa tähtiä, kaikki muuttuu. Kyllä, kun saavutetaan tähden kaltaiset tiheydet yhdessä lämpötilojen noustessa yli 4 miljoonan K:n, vetyä aletaan sulattaa heliumiksi; Aurinkomme tekee sitä juuri nyt. Tapahtuvat ydinprosessit ovat kirjaimellisesti maailmankaikkeutta muuttavia. Ne eivät vain muuta asioita haluamallamme tavalla, vaan myös odottamattomaan suuntaan.
protoni-protoniketjusta, joka tuottaa helium-4:ää alkuperäisestä vetypolttoaineesta. Tämä on ydinprosessi, joka sulattaa vedyn heliumiksi Auringossa ja kaikissa sen kaltaisissa tähdissä. Wikimedia Commonsin käyttäjä Sarang
Tähden muodostuessa ei vain vety saavuta näitä tähtitieteellisesti korkeita lämpötiloja, vaan kaikki sen sisällä olevat hiukkaset. Valitettavasti litiumin kannalta nämä lämpötilat ovat enemmän kuin riittäviä räjäyttämään sen kappaleiksi. Litium on ollut yksi tunnetusti vaikeimmin mitattavista alkuaineista maailmankaikkeudessa ennen kaikkea tästä syystä: kun saavumme nykypäivään ja pystymme luotettavasti poimimaan litiumsignaalin, suuri osa siitä, mistä maailmankaikkeus alkoi, on jo tuhoutunut.
”Hetkinen”, kuulen sinun vastustavan. ”Maailmankaikkeus on selvästi täynnä näitä raskaita alkuaineita: hiiltä, typpeä, happea, fosforia ja kaikkia elämälle välttämättömiä alkuaineita aina jaksollisessa järjestelmässä uraaniin asti ja vielä pidemmällekin. Varmasti on oltava jokin tapa valmistaa niitä, eikö niin?”
Todellakin olet oikeassa.”
Vetyä raskaammat alkuaineet voivat antaa meille tehokkaan ikkunan maailmankaikkeuden menneisyyteen sekä tietoa omasta alkuperästämme. Jokainen litiumin jälkeen tehty alkuaine ei kuitenkaan ole voinut tulla meille maailmankaikkeuden varhaisimmista ajoista, vaan se on täytynyt luoda myöhemmin. Wikimedia Commonsin käyttäjä Cepheus
Kun jokainen tarpeeksi massiivinen tähti (Aurinkomme mukaan lukien) polttaa kaiken vedyn ytimestään loppuun, ydinfuusio hidastuu ja loppuu. Yhtäkkiä säteilypaine, joka piti tähden sisintä pystyssä painovoimaista luhistumista vastaan, alkaa laskea, ja ydin alkaa kutistua.
Fysiikassa, kun mikä tahansa ainejärjestelmä tiivistyy nopeasti tiettyyn aikaskaalaan nähden, se lämpenee. Tähtien sisuksissa pääosin heliumista koostuva ydin voi saavuttaa niin äärimmäisiä lämpötiloja, että heliumin ydinfuusio hiileksi voi alkaa erityisessä ydinreaktiossa, joka tunnetaan nimellä kolmi-alfa-prosessi. Auringon kaltaisissa tähdissä hiili on loppu, ja raskaampia alkuaineita muodostuu vain neutronien tuottamisen kautta, mikä voi ponnahduttaa jaksollisessa järjestelmässä hyvin hitaasti ylöspäin.
Kun heliumfuusio on kulkenut täysin loppuun, tähden uloimmat kerrokset karkotetaan planetaarisumussa, kun taas ydin kutistuu alaspäin muodostaen valkoisen kääpiön.
ja suunnat riippuen sen tähtijärjestelmän ominaisuuksista, josta ne ovat peräisin, ja ne ovat vastuussa monista maailmankaikkeuden raskaista alkuaineista. Sekä superjättiläistähtien että planetaarisumuvaiheeseen siirtyvien jättiläistähtien on osoitettu rakentavan monia tärkeitä jaksollisen järjestelmän alkuaineita s-prosessin avulla. NASA, ESA ja The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
Mutta on olemassa paljon massiivisempia tähtiä, jotka kykenevät käymään läpi hiilifuusion ytimen supistuessa vieläkin kauemmaksi. Tähdet, joissa näin tapahtuu, fuusioivat hiiltä hapeksi, happea neoniksi, neonia magnesiumiksi ja niin edelleen, kunnes niissä on syntynyt piitä, rikkiä, argonia, kalsiumia ja alkuaineita aina rautaan, nikkeliin ja kobolttiin asti. Kun niiden käyttökelpoinen polttoaine lopulta loppuu, ne päättävät elämänsä kataklysmiseen tapahtumaan, joka tunnetaan nimellä supernova.
Nämä supernovat tuottavat suuren osan monista maailmankaikkeuden raskaammista alkuaineista, kun taas muut tapahtumat, kuten valkoisten kääpiöiden ja valkoisten kääpiöiden sulautumiset tai neutronitähtien ja neutronitähtien sulautumiset tuottavat loput. Planeettasumuihin tai supernoviin elämänsä päättävien tähtien sekä niiden jäänteiden sulautumien välillä voidaan selittää valtaosa luonnossa esiintyvistä alkuaineista.
elämä, joka huipentuu II-tyypin supernovaan, kun ytimestä loppuu ydinpolttoaine. Fuusion viimeinen vaihe on tyypillisesti piin palamista, jolloin ytimessä syntyy rautaa ja raudan kaltaisia alkuaineita vain lyhyen aikaa ennen supernovan syntymistä. Monet supernovan jäänteistä johtavat neutronitähtien muodostumiseen, jotka voivat tuottaa kaikkein raskaimpien alkuaineiden suurimmat määrät. Nicole Rager Fuller/NSF
Välillä seuraavat mekanismit:
- alkuräjähdys,
- vetyä polttavat tähdet,
- heliumia polttavat tähdet (täydennettynä neutronien emissiolla ja absorptiolla),
- hiiltä ja muita aineita polttavat tähdet (täydennettynä niiden päättymisellä II-tyypin supernoviin),
- valkoisten kääpiöiden sulautumiset (jotka tuottavat Ia-tyypin supernovia),
- ja neutronitähtien sulautumiset (jotka tuottavat kilonovia ja suurimman osan raskaimmista alkuaineista),
voitamme selittää käytännöllisesti katsoen kaikki alkuaineet, joita löydämme maailmankaikkeudesta. Pari epävakaata alkuainetta – teknetium ja prometium – ohitetaan, koska ne hajoavat liian nopeasti. Mutta kolme kevyintä alkuainetta tarvitsee uuden menetelmän, koska mikään näistä mekanismeista ei synnytä berylliumia tai booria, eikä litiumin määrää, jota näemme, voida selittää pelkästään alkuräjähdyksellä.
syntyvät, on esitetty yksityiskohtaisesti tässä yllä olevassa kuvassa. Vaikka useimmat alkuaineet syntyvät ensisijaisesti supernovissa tai sulautuvissa neutronitähdissä, monet elintärkeät alkuaineet syntyvät osittain tai jopa suurimmaksi osaksi planetaarisissa tähtisumuissa, jotka eivät synny ensimmäisen sukupolven tähdistä. NASA/CXC/SAO/K. Divona
Vety sulautuu heliumiksi, ja helium on alkuaine numero 2. Tarvitaan kolme heliumydintä fuusioitumaan hiileksi, jolloin hiili on alkuaine #6. Mutta entä nuo kolme alkuaineen välissä? Entä litium, beryllium ja boori?
Kävi ilmi, että ei ole olemassa tähtiprosesseja, jotka tuottaisivat näitä alkuaineita riittäviä määriä ilman, että ne tuhoutuisivat lähes yhtä nopeasti, ja tähän on hyvä fysiikan syy. Jos heliumiin lisättäisiin vetyä, syntyisi litium-5, joka on epävakaa ja hajoaa lähes välittömästi. Voisit yrittää sulattaa kaksi helium-4-ydintä yhteen ja saada aikaan beryllium-8:n, joka on myös epävakaa ja hajoaa lähes välittömästi. Itse asiassa kaikki ytimet, joiden massa on joko 5 tai 8, ovat epästabiileja.
Näitä alkuaineita ei voi valmistaa kevyitä tai raskaita alkuaineita sisältävissä tähtireaktioissa; niitä ei voi valmistaa tähdissä lainkaan. Silti litium, beryllium ja boori eivät ainoastaan ole kaikki olemassa, vaan ne ovat välttämättömiä elämän prosesseille täällä maapallolla.
solu, jonka sisällä on monia tuttuja rakenteita, mukaan lukien sen primaarinen ja sekundaarinen soluseinämä. Alkuaine boori on ehdottoman välttämätön elämälle sellaisena kuin me sen tunnemme maapallolla. Ilman booria kasvien soluseinämiä ei olisi olemassa. Caroline Dahl / cca-by-sa-3.0
Nämä alkuaineet sen sijaan ovat olemassaolostaan velkaa maailmankaikkeuden energisimmille hiukkaslähteille: pulsareille, mustille aukoille, supernoville, kilonoville ja aktiivisille galakseille. Nämä ovat maailmankaikkeuden tunnettuja luonnollisia hiukkaskiihdyttimiä, jotka oksennuttavat kosmisia hiukkasia kaikkiin suuntiin eri puolilla galaksia ja jopa valtavien galaksien välisten etäisyyksien yli.
Näiden kohteiden ja tapahtumien tuottamat energeettiset hiukkaset liikkuvat kaikkiin suuntiin ja törmäävät lopulta johonkin toiseen aineen hiukkaseen. Jos tuo törmäävä hiukkanen osoittautuu hiilen (tai raskaamman aineen) ytimeksi, törmäyksen korkeat energiat voivat aiheuttaa toisen ydinreaktion, joka räjäyttää suuremman ytimen kappaleiksi, jolloin syntyy pienemmän massan hiukkasten kaskadi. Aivan kuten ydinfissio voi halkaista atomin kevyemmiksi alkuaineiksi, kosmisen säteen törmäys raskaan ytimen kanssa voi vastaavasti räjäyttää nämä raskaat, monimutkaiset hiukkaset kappaleiksi.
Akkrektiokiekon keskipisteessä oleva supermassiivinen musta aukko lähettää avaruuteen kapean, suurienergisen ainesuihkun kohtisuoraan mustan aukon akkrektiokiekkoa vastaan. Tällaiset tapahtumat ja kohteet voivat synnyttää valtavasti kiihtyneitä kosmisia hiukkasia, jotka voivat törmätä raskaisiin atomiytimiin ja räjäyttää ne pienemmiksi osiksi. DESY, tiedeviestintälaboratorio
Kun korkea-energinen hiukkanen törmää massiiviseen atomien ytimeen, suuri ydin hajoaa erilaisiksi komponenttihiukkasiksi. Tämä prosessi, jota kutsutaan spallatioksi, on se, miten suurin osa litiumista, berylliumista ja boorista on muodostunut maailmankaikkeudessamme. Nämä ovat ainoat alkuaineet maailmankaikkeudessa, jotka ovat muodostuneet ensisijaisesti tässä prosessissa eivätkä tähtien, tähtien jäänteiden tai itse alkuräjähdyksen vaikutuksesta.
Kun tarkastellaan kaikkien tuntemiemme alkuaineiden runsautta, 3., 4. ja 5. kevyimmästä alkuaineesta on pintapuolisesti yllättävän vähän. Heliumin ja hiilen välillä on valtava kuilu, ja vihdoin tiedämme miksi. Ainoa tapa tuottaa näitä kosmisia harvinaisuuksia on maailmankaikkeuden halki lentävien hiukkasten sattumanvarainen törmäys, ja siksi näitä alkuaineita on vain muutama miljardisosa hiileen, happiin ja heliumiin verrattuna. Kosminen säteilyspallaatio on ainoa tapa valmistaa niitä, kun olemme astuneet tähtien aikakauteen, ja miljardeja vuosia myöhemmin jopa nämä hivenalkuaineet ovat välttämättömiä elämän kirjolle.
Seuraa minua Twitterissä. Tutustu verkkosivuihini tai muihin töihini täällä.