Kai supernova išblės

Visa ta „žemė“

Antrajame Saulės susidarymo aprašymo sakinyje pažymėjau, kad visa „žemė“ Visatoje atsiranda ne iš Didžiojo sprogimo. Dabar jau žinome, kokia yra ta kitos kilmės dalis: žvaigždės branduolinės sintezės būdu gali sukurti elementus, sunkesnius už helį, o vėliau juos išsklaidyti erdvėje per planetinę ūką arba supernovos sprogimą. Tačiau, kaip pažymėta I lentelėje puslapyje apie masyvias žvaigždes, tiesioginė sintezė niekada negali pagaminti jokių elementų, sunkesnių už geležį, nors yra daugiau nei 60 elementų, sunkesnių už geležį! Iš tiesų, tiesioginė sintezė pagamina tik apie tuziną elementų: anglį, azotą, deguonį, neoną, magnį, silicį, sierą, argoną, kalcį, titaną, chromą ir geležį. Šie elementai lengvai sudaro didžiąją dalį Žemės masės (daugiau nei 96 %), bet kiti elementai vis tiek turi kilti iš kažkur. Iš kur?

Trumpas atsakymas – neutronų sugavimas. Didžiausia kliūtis branduolinei sintezei yra elektrostatinis branduolių tarpusavio atstūmimas. Žinoma, kad net vandenilį su vandeniliu sujungti yra labai sunku, o vandenilis turi tik vieną teigiamą krūvį. Tačiau neutronai neturi jokio elektrinio krūvio. Jie gali artėti prie branduolio taip lėtai, kaip tik norite, ir vis tiek su juo susiliesti. Neatsitiktinai 2 paveiksle, esančiame puslapyje apie Saulės susidarymą, pavaizduota neutronų „kulka“, skriejanti link urano atomo. Uranas turi 92 protonus, taigi, jei bandytumėte inicijuoti urano skilimą protonu, atstūmimo jėga būtų 92 kartus didesnė nei vandenilio sintezės atveju. Tai netgi didesnė jėga nei ta, kuri priešinasi anglies ir anglies sintezei. Vandenilio sintezė niekada neįvyktų.

Tačiau laisvieji neutronai gali priartėti net prie sunkiausių branduolių, ir vos tik susiliečia su jais, iš esmės yra savaime suprantama, kad jie su jais „susijungs“. (Praktikuojantys fizikai terminą „neutronų sintezė“ keičia terminu „neutronų sugavimas“, tačiau aš laikysiuosi termino „sintezė“, nes manau, kad jis yra šiek tiek tikslesnis.) Žodį „sujungimas“ įdėjau į kabutes, nes nenoriu teigti, kad neutronų „sujungimo“ rezultatai yra ypač ilgalaikiai. Iš tiesų, dažniausiai neutronų „sujungimo“ galutinis produktas yra labai nestabilus branduolys, kuris greitai, per mikrosekundes, o gal net per femtosekundes, skilsta į kažką kitą.

Tačiau įdomu tai, kad nestabilus branduolys retai kada tiesiog išmeta papildomą neutroną ir grįžta į tą būseną, kurioje buvo prieš sintezę. (Išskyrus labai žinomą ir esminę helio išimtį, kuris tai daro nuolat). Dažniau branduolys išskiria kokią nors kitą dalelę ir transformuojasi į kitą elementą! Radioaktyviojo skilimo detalės šiek tiek nukrypsta nuo temos čia,(1) todėl aš tiesiog apibendrinsiu ir pasakysiu: 1) branduoliams lengva pridėti neutronų, 2) tai padaro branduolius masyvesnius, ir 3) jei susidariusieji branduoliai yra nestabilūs, jie gali skilti į elementus, sunkesnius nei tie, kuriais jie buvo anksčiau.

Taigi neutronų sintezė iš lengvųjų elementų sukuria sunkiuosius. Pakartotinai įsisavindami vieną neutroną po kito, lengvieji branduoliai gali būti suformuoti taip, kad susidarytų bet koks sunkusis elementas. Jei galbūt klausiate savęs, kodėl neutronų sintezė nepavertė visos Žemės į plutonio rutulį, jei tai taip paprasta, atsakymas yra apgaulingai paprastas: be neutronų, neutronų sintezės būti negali.

Laisvų neutronų, praktiškai kalbant, nėra. Taip, tiesa, kad atomų branduoliai susideda tik iš protonų ir neutronų, kurių skaičius yra maždaug lygus, o tai reiškia, kad viename svogūniniame bagelyje yra apie 10^23 neutronus. Tai daug – bet nė vienas iš jų nėra laisvas neutronas. Laisvieji neutronai, gana netikėtai, yra nestabilūs. Vienas plaukiojantis neutronas po maždaug dešimties minučių suskaidys į protoną, elektroną ir neutriną. Įprastomis aplinkybėmis neutronai yra stabilūs tik tada, kai jie yra susieti su protonais branduolio viduje. (Milžiniška gravitacija, kuri laiko kartu neutroninę žvaigždę, nėra laikoma įprastomis aplinkybėmis.)

Visata būtų visiškai kitokia, jeigu laisvieji neutronai būtų stabilūs (įsivaizduokite Žemę kaip mažą neutronų planetą, kurios skersmuo siekia apie du šimtus metrų), bet, laimei, jie tokie nėra. Jeigu norite rasti laisvųjų neutronų, turite eiti ten, kur jie susidaro: į branduolinį reaktorių. Kaip parodyta 2 paveiksle, chaotiškas branduolinės sintezės skilimas išsklaido neutronus visomis kryptimis. (Laisvieji neutronai iš tiesų yra pavojingiausia reaktorių skleidžiama spinduliuotė.)

Tai mus sugrąžina prie žvaigždžių. Pagal savo prigimtį žvaigždės yra tik milžiniški, labai seni branduoliniai reaktoriai – o tai reiškia, kad jos generuoja laisvuosius neutronus. Tačiau, kadangi vieta, kurioje daugiausia vyksta branduolinės reakcijos (branduolys), paprastai galiausiai susitraukia į baltąją nykštukę arba neutroninę žvaigždę, turime pasikapstyti šiek tiek giliau, kad pamatytume, kaip sunkieji elementai patenka į tarpžvaigždinę erdvę.

Kai kurios smulkios detalės nėra aiškios, tačiau manoma, kad elementai, susidarantys neutronų sintezės metu, atsiranda per du procesus, vadinamus atitinkamai lėtuoju ir greituoju procesais. Čia vartojamas terminas „lėtas“ reiškia, kad branduoliai susilieja su tik vienu neutronu per kartą. Tokiu būdu susidariusios radioaktyviosios branduolės turi pakankamai laiko natūraliai suirti prieš susiduriant su kitu neutronu. Lėtas procesas vyksta raudonųjų milžinų žvaigždžių išsiplėtusiose atmosferose, o ten susidariusios elementai galiausiai išsisklaido į kosmosą, kai raudonasis milžinas patenka į planetinės ūko fazę. Manoma, kad lėtas procesas yra pakankamai gerai suprastas, nes natūraliai suyrančių radioaktyviųjų elementų savybes galima tirti laboratorijoje ir palyginti su stebėjimais.

Greito proceso metu branduolys yra taip smarkiai bombarduojamas neutronais, kad neturi laiko skilti taip, kaip įprastai. Vietoj to jis „sukaupia“ daug neutronų ir suformuoja keistus super sunkius branduolius, kurie nėra gerai suprantami, nes jų negalime lengvai sukurti Žemėje. Spartusis procesas vyksta per trumpas pirmąsias supernovos sprogimo valandas, kai yra toks laisvųjų neutronų srautas ir tiek daug energijos, kad gali susidaryti net sunkiausi elementai. Mūsų žinios apie spartųjį procesą kyla iš skaičiavimų ir supernovų išmetamų radioaktyviųjų produktų stebėjimų.

Lėti ir greiti procesai nesukuria tų pačių elementų. Žinomi elementai, susidarantys beveik išimtinai lėto proceso metu, yra fluoras, natris, aliuminis, fosforas, chloras, bromas, stroncis, cirkonis, niobis, molibdenas, alavas, baris ir švinas. Žinomi elementai, susidarantys beveik išimtinai greito proceso metu, yra kalis, manganas, kobaltas, varis, cinkas, galis, germanis, arsenas, selenas, sidabras, jodas, cezis, iridis, platina, auksas, toris ir uranas. Elementai, kurie tam tikru mastu susidaro abiem procesais, yra nikelis, paladis, kadmis, volframas, gyvsidabris ir bismutas. Mes žinome, kuri elementų grupė susidaro kur, nes galime juos matyti supergigantinių raudonųjų žvaigždžių spektruose ir supernovų sprogimų liekanose. Galbūt nesame visiškai tikri dėl tikslių detalių, bet bendras vaizdas yra teisingas.

Šis elementų susidarymo skirtingais procesais vaizdas paaiškina, kodėl elementai, esantys už geležies (sidabras, gyvsidabris, uranas ir kt.), yra labai reti, palyginti su lengvesniais elementais, tokiais kaip deguonis, silicis ir kt. Pagalvokite, kiek aukso yra Žemėje – auksas susidaro tik greitojo neutronų proceso metu – palyginti su tuo, kiek silicio dioksido (smėlio) yra Žemėje. Būtent tai, kad auksas susidaro tarsi „kaip priedas“, ir yra tikroji priežastis. Norint iš geležies atomo (pavyzdžiui) pagaminti aukso atomą, geležis turi būti bombarduojama mažiausiai 141 neutronu, ir ji turi būti bombarduojama labai stipriai, nes net dešimt tūkstantosios sekundės uždelsimas tarp smūgių gali būti pakankamas, kad itin nestabilus branduolys suskiltų ir nutrauktų grandinę, vedančią nuo geležies iki aukso. Net ir supernovos siaubingoje audroje ne daug geležies atomų bus paversta auksu.

Palyginti su tuo, silicis ir deguonis susidaro milžiniškais kiekiais, kai sunkiosios žvaigždės giliai savo viduje sujungia didžiulius dujų sluoksnius, o tada jie masėmis išmetami į kosmosą. Kiekvienai aukso uncijai Žemėje tenka šešiasdešimt tonų smėlio. Elementai, esantys už geležies, yra reti, o elementai, esantys toli už geležies, yra beveik absurdiškai reti. (Daugiau informacijos apie tai, kurie elementai yra reti ir kurie dažniausi Žemėje, rasite 1 paveiksle.)

Jau minėjau, kad Saulė daugiausia susideda iš vandenilio, helio ir apie 1 % „nešvarumų“ (pagal masę). Toliau pateiktoje lentelėje pateikiami skaičiai, susiję su pasirinktomis „įprastomis“ elementais, išskyrus geležį. Gausumas rodo, kokią procentinę dalį Saulės masės, neįskaitant vandenilio ir helio, sudaro kiekvienas elementas. Tai reiškia, kad elementai lyginami tik su likusiais Saulės „nešvarumais“ (anglies, azoto ir kt.), o ne su visa Saulės mase. Gausumas nurodytas milijonosiomis procentų dalimis.

II lentelė Pasirinktų elementų gausumas Saulėje pagal masę

Nors mums atrodo, kad tokie metalai kaip alavas ar švinas yra labai paplitę, iš tiesų pagal kosminius standartus jie yra labai reti. Visi II lentelėje išvardyti elementai kartu sudaro tik 0,00035 % visatos „dulkių“, o šios „dulkės“ savo ruožtu sudaro vos 1 % matomos visatos materijos.

Pabaiga

Šioje svetainėje aptariama didžioji dauguma žvaigždžių, kurios kada nors išsivystė iš pagrindinės sekos. Tačiau dauguma žvaigždžių dar neišsivystė iš pagrindinės sekos ir to nepadarys dar daugelį milijardų metų. Turiu omenyje itin gausias mažas žvaigždes (masė < 50 % Saulės masės), kurių gyvenimo trukmė ilgesnė nei dabartinis Visatos amžius. Šios žvaigždės, net jei ir išsivystys, nepasikeis labai, nes yra per mažos, kad pradėtų deginti helį. Jos palaipsniui pereis į „raudonosios milžinės“ fazę ir taps galbūt kelis kartus ryškesnės nei dabar yra Saulė, o vėliau išblės ir taps baltosiomis nykštukėmis. Jos net nesukurs planetinių ūkų, nes jų branduoliai niekada nebus pakankamai karšti.

Įdomu tai, kad teoriniai skaičiavimai rodo, jog pačios mažiausios žvaigždės (mažesnės nei apie 16 % Saulės masės) evoliucionuos kitaip nei jų didesnės seserys, neatsižvelgiant į tai, kad joms tai užtruks šešis trilijonus metų. Priežastis kyla iš konvekcijos fizikos. Skysčiai ir dujos „nemėgsta“ konvekcijos, arba cirkuliacijos, dėl tos pačios priežasties, dėl kurios kroketo kamuolys vejoje nurieda tik tam tikrą atstumą: trinties. Jei nėra šilumos šaltinio, kuris išlaikytų skysčio cirkuliaciją, jis greitai išsklaidys savo energiją ir sustos.

Jūsų virtuvėje įkaitinti skysčiai išliks nejudantys tol, kol į juos patenkanti šiluma galės būti perduodama aplinkai šilumos laidumu. Pats savaime švelnus vandens pašildymas nesukelia jo judėjimo. Tačiau vanduo yra gana prastas šilumos laidininkas, todėl jį lengva pašildyti iki tokio laipsnio, kai šiluma gali išsiskirti tik tuomet, jei vanduo veikia kaip „šilumos konvejeris“ ir cirkuliuoja, perduodamas energiją į orą. Tik tada, ir tik tada, vanduo pradės judėti.

Saulėje temperatūros yra tokios aukštos, kad jos gerokai viršija ribą, reikalingą cirkuliacijai sukurti. Taigi, išoriniai Saulės sluoksniai verda įnirtingai, o milžiniškos įkaitinto dujų ląstelės kyla ir krinta, sukeldamos daugybę įspūdingų saulės reiškinių. Tačiau vidinėse dviejose trečiosiose Saulės dalyse dujos yra visiškai nejudančios, nors jos yra daug karštesnės. Šio tariamo paradokso priežastis yra ta, kad tokiose aplinkose veikia naujas ir kitoks šilumos perdavimo mechanizmas: spinduliavimas. Aptardamas Hertzsprungo-Russello diagramą, pažymėjau, kad objekto spinduliuojama energija kyla kaip T4. Įdomu tai, kad tai tiesa, nesvarbu, ar kalbame apie energiją, spinduliuojamą objekto viduje, ar išorėje.

Taigi, pereinant nuo ~6000 K° temperatūros Saulės paviršiuje prie ~15 000 000 K° temperatūros Saulės branduolyje, šiluminio spinduliavimo efektyvumas padidėja 20004 = 10 trilijonų kartų! Saulės vidinėje dalyje šiluminė energija perduodama vien tik dėl rentgeno spindulių, ultravioletinių spindulių, matomos šviesos ir pan. intensyvumo, kuris spinduliuoja per vandenilio ir helio dujas. Nėra šilumos kaupimosi, kuris priverstų dujas cirkuliuoti, todėl jos ir necirkuliuoja.

Gylis žvaigždės viduje, kuriame šilumos perdavimas pereina nuo cirkuliacijos prie spinduliavimo, žinoma, priklauso nuo žvaigždės. Kuo žvaigždė karštesnė, tuo riba bus arčiau paviršiaus. Ypač karštos žvaigždės su mėlynai baltu paviršiumi turi tokias seklias ribas, kad jose praktiškai visai nevyksta cirkuliacija. Šis faktas kartais gali sukelti keistus mėlynai baltų žvaigždžių spektrus, nes jų paviršiai yra tokie ramūs, kad kartais elementai „plūduriuoja“ prie paviršiaus ir ten lieka, kaip smėlio grūdeliai stovinčiame tvenkinyje, ir taip suteikia žvaigždei išvaizdą, tarsi ji turėtų 10 milijardų kartų daugiau sidabro ar gyvsidabrio nei Saulė.

Mažesnės, šaltesnės žvaigždės turi didesnes cirkuliacijos zonas savo paviršiuje ir mažesnius spinduliuojančius branduolius, o tai mus atveda prie mažyčių raudonų žiežirbų pagrindinės sekos pabaigoje. Skaičiavimai rodo, kad labai mažos žvaigždės, kurių masė sudaro mažiau nei apie 16 % Saulės masės, yra tokios šaltos, kad neturi jokio spinduliuojančio branduolio. Dujos šiose blankiose žarijose cirkuliuoja iki pat žvaigždės centro. Todėl jose niekada neatsiras tokio tipo helio branduolio susidarymo, koks būdingas Saulės ir daugumai kitų žvaigždžių. Vietoj to, kai jos lėtai degina vandenilį į helį, švelnios cirkuliacijos srovės plūstels per branduolį ir išneš „atliekinį“ helį, taip sumaišydamos jį su likusia žvaigždės dalimi.

Šioms mažoms žvaigždėms senstant, ne tik branduolys, bet ir visa žvaigždė prisipildys helio. Taigi, ne tik branduolys, bet ir visa žvaigždė lėtai taps tankesnė ir susitrauks. Žvaigždė visada turės vienalytę sudėtį. Palyginti su Saulės, galima teisingai pasakyti, kad šios mažos žvaigždės elgiasi taip, tarsi jos visiškai susidėtų iš vieno didelio „branduolio“, neturinčio jokių išorinių sluoksnių.

Jų energijos išeiga didės, nes jos taps tankesnės, o kadangi jos taip pat mažėja (t. y. turi mažesnį paviršių, iš kurio gali spinduliuoti šilumą), skirtingai nei didesnės žvaigždės, su amžiumi jos gali tik kaisti. Skaičiavimai rodo, kad savo gyvenimo pabaigoje, fazėje, kuri atitiktų Saulės raudonosios milžinės fazę, jei šie mažyliai galėtų tapti raudonosiomis milžinėmis, jų paviršiaus temperatūra bus apie 9000 °K. Jų šviesumas padidės iki galbūt 1 % Saulės šviesumo. (Tai skamba mažai, bet yra daug, palyginti su 10^-4 Saulės šviesumu.) Ir tada, po trilijonų metų gyvenimo, jų vandenilis išdegs, jos palaipsniui atvės, ir tuo viskas baigsis.

Mūsų dabartinėje visatoje beveik nėra nieko, kas primintų tokius objektus. Karštos baltos žvaigždės šiuo metu būna tik dviejų dydžių: labai mažos baltosios nykštukės ir labai didelės mėlynai baltos žvaigždės. Tarpinių, Jupiterio dydžio karštų baltų žvaigždžių nėra. (Tačiau yra žvaigždžių, vadinamų „helio nykštukėmis“, kurios yra panašios. Tai yra plikos helio žvaigždžių branduoliai, kurių išoriniai sluoksniai buvo nuplauti dvejinių žvaigždžių sąveikos.) Bet ateis diena, kai Paukščių Tako galaktikoje bus dešimtys milijardų baltųjų karštųjų Jupiterių, ir toje epochoje jos bus „milžiniškos“ žvaigždės, nes jos (ir gausybė dar blankesnių oranžinai geltonų nykštukų, kurios dar netapo „milžinėmis“) bus vienintelės žvaigždės.

(1) – Jei norite sužinoti daugiau, perskaitykite apžvalgą apie radioaktyvumą mano svetainėje „Idea Of Physics“.

Originalus straipsnis: https://faculty.wcas.northwestern.edu/infocom/The%20Website/dirt.html