Πως δημιουργείται ο χρυσός στο σύμπαν μας;
Για δεκαετίες οι ερευνητές πίστευαν ότι ο χρυσός και τα άλλα βαριά στοιχεία δημιουργούνται κατά την διάρκεια της έκρηξης των σουπερνόβα. Σήμερα όμως πολλοί υποστηρίζουν την ύπαρξη και ενός διαφορετικού τρόπου δημιουργίας του χρυσού: την συγχώνευση άστρων νετρονίων Ο χρυσός και τα άλλα βαριά στοιχεία του περιοδικού μας συστήματος μπορούν να σχηματιστούν είτε κατά τη διάρκεια της έκρηξης των σουπερνόβα ή κατά την συγχώνευση δυο άστρων νετρονίων, διαμέσου της πυρηνικής διαδικασίας r (Lucy Reading-Ikkanda/Quanta Magazine)
Πως βρέθηκε ο χρυσός στη Γη; Πριν από 4 δισεκατομμύρια χρόνια περίπου μετεωρίτες εμπλουτισμένοι με μικρές ποσότητες πολύτιμων μετάλλων – συμπεριλαμβανομένου και του χρυσού – σφυροκόπησαν την πρώιμη Γη. Αλλά πιο θεμελιώδες ερώτημα, είναι το «πώς δημιουργήθηκε ο χρυσός στο σύμπαν;»
Και η απάντηση στο ερώτημα αυτό εξακολουθεί να είναι ακόμα αμφιλεγόμενη.
Για δεκαετίες, η άποψη που επικρατούσε ήταν ότι ο χρυσός σχηματίστηκε κατά την διάρκεια των εκρήξεων των σουπερνόβα, μαζί με δεκάδες άλλα βαριά στοιχεία που τοποθετούνται στις κάτω σειρές του περιοδικού πίνακα. Όμως, τα τελευταία χρόνια άρχισε να επικρατεί και μια διαφορετική άποψη.
Πολλοί αστρονόμοι σήμερα, πιστεύουν ότι ο σχηματισμός βαρέων στοιχείων είναι δυνατόν να πραγματοποιηθεί κατά την συγχώνευση δυο άστρων νετρονίων. Για να επιλυθεί το πρόβλημα, οι αστροφυσικοί ψάχνουν για αποδείξεις παντού, από τις αλχημιστικές προσομοιώσεις των υπολογιστών, μέχρι τα τηλεσκόπια ακτίνων γάμα και την κρούστα μαγνησίου στο βάθος των ωκεανών. Γίνεται αγώνας δρόμου για μια παρατήρηση που θα επαληθεύσει το ποια είναι τελικά τα κοσμικά λατομεία του χρυσού και των άλλων βαρέων στοιχείων.
Το πρόβλημα με τα σουπερνόβα
Το 1957 οι φυσικοί Margaret και Geoffrey Burbidge, William Fowler και Fred Hoyle (εν συντομία Β2FH) δημοσίευσαν την κλασική τους εργασία [Synthesis of the Elements in Stars], στην οποία επιχειρούν με συστηματικό τρόπο να εξηγήσουν πως σχηματίστηκαν και σχηματίζονται τα στοιχεία του περιοδικού πίνακα στο εσωτερικό των άστρων.
Η Μεγάλη Έκρηξη άφησε πίσω της υδρογόνο, ήλιο και λίθιο. Η σύντηξη των πυρήνων αυτών στο εσωτερικό των άστρων δίνει βαρύτερους πυρήνες, αλλά η διαδικασία αυτή σταματάει στον σίδηρο, έναν από τους πιο σταθερούς πυρήνες στη φύση. Πυρήνες μεγαλύτεροι από τον σίδηρο έχουν περισσότερο θετικό φορτίο και είναι δύσκολο να ενωθούν μεταξύ τους, δηλαδή η σύντηξη δεν επιστρέφει περισσότερη ενέργεια από αυτή που προσφέρεται.
Ένας εύκολος τρόπος για να δημιουργήσουμε βαριά στοιχεία, είναι να βομβαρδίσουμε πυρήνες σιδήρου με νετρόνια, τα οποία δεν είναι ηλεκτρικά φορτισμένα. Τα επιπλέον νετρόνια στον πυρήνα συνήθως τον κάνουν ασταθή, και στην περίπτωση αυτή, ένα νετρόνιο στον πυρήνα μεταπίπτει σε πρωτόνιο (και εκπέμπεται ένα ηλεκτρόνιο και ένα αντινετρίνο). Έτσι, η αύξηση του ατομικού αριθμού κατά μια μονάδα οδηγεί σε ένα βαρύτερο στοιχείο. Όταν κι άλλα νετρόνια προστίθενται σε έναν πυρήνα με πιο αργό ρυθμό απ’ ότι μπορεί να διασπαστεί, η διαδικασία αυτή ονομάζεται αργή σύλληψη του νετρονίου ήδιαδικασία s. Με τον τρόπο αυτό σχηματίζονται στοιχεία όπως το στρόντιο, το βάριο και ο μόλυβδος. Όμως, όταν τα νετρόνια προστίθενται στον πυρήνα γρηγορότερα από την διάσπασή τους – η διαδικασία ονομάζεται ταχεία σύλληψη νετρονίου ή διαδικασία r – και τότε σχηματίζονται βαρύτερα στοιχεία, συμπεριλαμβανομένων του ουρανίου και του χρυσού.
Για να είναι δυνατή η διαδικασία r, οι Β2FH αναγνωρίζουν ότι πρέπει να ικανοποιούνται κάποιες προϋποθέσεις. Κατ’ αρχήν πρέπει να υπάρχει μια καθαρή πηγή νετρονίων και οι βαρείς πυρήνες-σπόροι (όπως ο σίδηρος) που θα συλλάβουν αυτά τα νετρόνια. Απαιτείται επίσης ένα πυκνό και θερμό περιβάλλον, καθώς επίσης και μια έκρηξη που θα διασκορπίσει τα προϊόντα στο διάστημα.
Για τους περισσότερους αστρονόμους, οι προϋποθέσεις αυτές τηρούνται σε ένα συγκεκριμένο αστρονομικό αντικείμενο: το σουπερνόβα.
Ένα σουπερνόβα εκρήγνυται όταν στον πυρήνα ενός άστρου μεγάλης μάζας έχουν παραχθεί βαριά στοιχεία μέχρι τον σίδηρο, οι πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης σταματάνε και η «ατμόσφαιρα» του άστρου καταρρέει προς τα μέσα. Ένα άστρο σαν τον ήλιο θα κατέρρεε σε μια σφαίρα ακτίνας δώδεκα χιλιομέτρων περίπου. Τότε, όταν ο πυρήνας του άστρου πλησιάσει την πυρηνική πυκνότητα γίνεται ασυμπίεστος, η ύλη και η ενέργεια αναπηδούν προς τα έξω, δημιουργώντας την βίαιη έκρηξη του σουπερνόβα που είναι ορατή από δισεκατομμύρια έτη φωτός μακριά.
Το σουπερνόβα καλύπτει όλες τις προϋποθέσεις για να πραγματοποιηθεί η διαδικασία r: κατά τη διάρκεια της κατάρρευσης του άστρου τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια στον πυρήνα του άστρου μετατρέπονται σε νετρόνια, έτσι ο πυρήνας μεταπίπτει σε άστρο νετρονίων. Ο σίδηρος βρίσκεται σε αφθονία και δημιουργείται τεράστια θερμική ενέργεια.
Από την δεκαετία του 1990 μια συγκεκριμένη εικόνα άρχισε να αναδύεται μέσα από τα υπολογιστικά μοντέλα. Μισό δευτερόλεπτο μετά την κατάρρευση του άστρου, μια θύελλα από νετρίνα αναδύεται προς τα έξω για περίπου ένα λεπτό. Αυτός ο άνεμος παρασύρει μαζί του πυρήνες σιδήρου, οι οποίοι χρησιμεύουν ως σπόροι συλλαμβάνοντας διαδοχικά πολλά νετρόνια, πραγματοποιώντας τη διαδικασία r. Aυτή είναι η αποδεκτή θεωρία σχηματισμού των βαρέων πυρήνων που περιγράφεται σε όλα τα βιβλία πυρηνικής φυσικής και αστροφυσικής.
Καθώς όμως η ανάλυση των μοντέλων των σουπερνόβα εξελισσόταν, άρχισαν να εμφανίζονται κάποια προβλήματα. Οι θερμοκρασία του ανέμου που παρασύρει τα νετρίνα δεν φαίνεται να είναι αρκετά υψηλή. Ο άνεμος μπορεί επίσης να είναι αρκετά αργός, και οι πυρήνες-σπόροι δεν βρίσκουν αρκετά νετρόνια για να σχηματίσουν διαδοχικά βαριά στοιχεία μέχρι το ουράνιο. Και τα νετρίνα θα μπορούσαν να μετατρέψουν τα νετρόνια σε πρωτόνια – που σημαίνει ότι δεν θα υπάρχει το πλήθος το νετρονίων που απαιτείται.
Το σίγουρο είναι ότι από τις εκρήξεις σουπερνόβα δημιουργούνται άστρα νετρονίων. Το άστρο νετρονίων διαθέτει ισχυρότατο βαρυτικό πεδίο. Υπάρχει άραγε κάποια διαδικασία που θα μπορούσε να χρησιμοποιήσει τα νετρόνια του άστρου νετρονίου για πυρηνοσύνθεση;
Η συγχώνευση άστρων νετρονίων
Το 1974 οι αστρονόμοι ανακάλυψαν το πρώτο δυαδικό σύστημα από άστρα νετρονίων. Περιφερόμενο το ένα γύρω από το άλλο, το ζεύγος χάνει συνεχώς ενέργεια, και η σύγκρουσή τους θα είναι το αναπόφευκτο αποτέλεσμα. Οι αστροφυσικοί James Lattimer και David Schramm προσπάθησαν να υπολογίσουν τι θα συμβεί σε μια τέτοια κατάσταση – όχι ακριβώς στην σύγκρουση μεταξύ άστρων νετρονίων, γιατί είναι πολύ περίπλοκη, αλλά μεταξύ ενός άστρου νετρονίου και μιας μαύρης τρύπας.
Ενώ η λάμψεις των εκρήξεων σουπερνόβα επισκιάζουν για λίγο την λάμψη των γαλαξιών που τα φιλοξενούν, τα άστρα νετρονίων είναι εξαιρετικά δύσκολο να τα δούμε. Παρότι η σύγκρουση δυο άστρων νετρονίων είναι δύσκολο να παρατηρηθεί, σύμφωνα με τους Lattimer και Schramm, κατά τη διάρκεια αυτού του εξωτικού γεγονότος θα μπορούσε να πραγματοποιηθεί η διαδικασία r.
Όταν τα δυο άστρα νετρονίων πλησιάζουν μεταξύ τους φτάνοντας στον τελικό εναγκαλισμό, υφίστανται τεράστιες βαρυτικές παλίρροιες και η σύγκρουση εκτινάσσει τεράστιες ποσότητες ύλης στο διάστημα. Σαν να συμπιέζεται ένα σωληνάριο οδοντόκρεμας ωθώντας προς τα έξω το περιεχόμενο. Πίσω από κάθε άστρο νετρονίων απλώνεται μια ουρά, που περιέχει 10 νετρόνια για κάθε πρωτόνιο, σε θερμοκρασία δισεκατομμυρίων βαθμών. Βαρείς πυρήνες σχηματίζονται μέσα σε χρονικό διάστημα ενός δευτερολέπτου περίπου. Επειδή περιέχουν πάρα πολλά επιπλέον νετρόνια είναι ασταθείς, ραδιενεργοί. Από την διάσπασή τους προκύπτουν πυρήνες χρυσού και λευκόχρυσου.
Τουλάχιστον, αυτό δείχνουν οι προσομοιώσεις των υπολογιστών.
Με κόκκινο τα στοιχεία που δημιουργούνται διαμέσου της διαδικασίας r (Lucy Reading-Ikkanda/Quanta Magazine)
Τα άστρα νετρονίων και τα σουπερνόβα είναι και τα δυο κατάλληλα για την δημιουργία στοιχείων διαμέσου της διαδικασίας r. Αλλά υπάρχει μια μεγάλη διαφορά στην ποσότητα που δημιουργείται σε κάθε περίπτωση. Τα σουπερνόβα παράγουν μια ποσότητα χρυσού στο μέγεθος της Σελήνης, ενώ η συγχώνευση των άστρων νετρονίων ποσότητα χρυσού στο μέγεθος του Δία – χιλιάδες φορές περισσότερη απ’ ότι τα σουπερνόβα – μόνο που τέτοιου είδους συγχωνεύσεις είναι σπανιότερες.
Μπορούμε να καταλάβουμε αν τα βαρέα στοιχεία της Γης προέρχονται από την έκρηξη σουπερνόβα;
Σε μια περσινή δημοσίευση στο περιοδικό Nature περιγράφεται η εύρεση ραδιενεργού σιδήρου-60 στον πυθμένα των ωκεανών, ίχνη από τις εκρήξεις σουπερνόβα των τελευταίων 10 εκατομμυρίων ετών. Ωστόσο αυτά τα σουπερνόβα δεν φαίνεται ότι αντιστοιχούν στα στοιχεία που δημιουργούνται διαμέσου της διαδικασίας r. Όταν οι ίδιοι ερευνητές έψαξαν για πλουτώνιο-244, ένα ασταθές προϊόν της διαδικασίας r που βρίσκεται στον πυθμένα των ωκεανών, βρήκαν πολύ μικρή ποσότητα. Οπουδήποτε κι αν δημιουργούνται αυτά τα βαρύτερα στοιχεία δεν είναι και τόσο συχνά στον γαλαξία μας.
Δεν συμφωνούν όλοι με το συμπέρασμα αυτό. Άλλες ερευνητικές ομάδες ελπίζουν πως θα βρουν ραδιενεργό πλουτώνιο στα ιζήματα της Γης ή άλλα βαριά στοιχεία που σχηματίστηκαν από τις εκρήξεις των σουπερνόβα.
Οι αστρονόμοι θα μπορούσαν επίσης να αναζητήσουν στοιχεία που σχηματίστηκαν διαμέσου της διαδικασίας r και μακριά από τη Γη. Το στοιχείο ευρώπιο που σχηματίζεται με τον τρόπο αυτό έχει μια φασματική γραμμή, που θα μπορούσαν να εντοπίσουν οι αστρονόμοι στις ατμόσφαιρες των άστρων.
Νέα είδη σουπερνόβα και κιλονόβα
Οι επικριτές του μοντέλου της συγχώνευσης άστρων νετρονίων επισημαίνουν ότι το φαινόμενο αυτό είναι εξαιρετικά σπάνιο σε σχέση με τις εκρήξεις των σουπερνόβα. Γι αυτό οι αστρονόμοι εξετάζουν την περίπτωση το 1% των σουπερνόβα που καταρρέουν να συμπεριφέρονται διαφορετικά απ’ ότι προβλέπουν οι κλασικές προσομοιώσεις. Οι διαφοροποιημένες αυτές συνθήκες θα μπορούσαν να δώσουν σημαντικές ποσότητες στοιχείων της διαδικασίας r.
Πάντως, για να προχωρήσουμε σε εξαγωγή συμπερασμάτων καλό θα ήταν να παρατηρήσουμε τη διαδικασία r εν δράσει. Δυο ερευνητικές ομάδες ίσως να το έχουν κάνει ήδη (βλέπε https://arxiv.org/abs/1306.3960 και https://arxiv.org/abs/1306.4971).
Η συγχώνευση άστρων νετρονίων ή ενός άστρου νετρονίου με μια μαύρη τρύπα θα μπορούσε να ανιχνευτεί από το παρατηρητήριο βαρυτικών κυμάτων LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) – που ήδη έχει «ακούσει» μια συγχώνευση μαύρων τρυπών.
Το 2013 ο δορυφόρος Swift ανίχνευσε μια σύντομη έκρηξη ακτίνων γάμα, έναν τύπο συμβάντος που αποδίδεται στην σύγκρουση άστρων νετρονίων. Κι άλλα τηλεσκόπια ψάχνουν για τέτοιου είδους φαινόμενα που ονομάζονται κιλονόβα. Στις προσομοιώσεις οι παρατηρησιακή υπογραφή του κιλονόβα ταιριάζει με τη συγχώνευση άστρων νετρονίων. Αν το παρατηρητήριο βαρυτικών κυμάτων LIGO στο μέλλον κατορθώσει να εντοπίσει συγχώνευση άστρων νετρονίων, τότε τα τηλεσκόπια σαν το επερχόμενο τηλεσκόπιο James Webb Space, θα μπορούσαν να στραφούν προς το σημείο που πραγματοποιήθηκε η σύγκρουση. Έτσι θα ήταν δυνατή η παρατήρηση ενός νεογέννητου νέφους στοιχείων που δημιουργήθηκαν μέσω της διαδικασίας r. Και ίσως να κατανοήσουμε οριστικά πως σχηματίζεται ο χρυσός στο σύμπαν.
διαβάστε περισσότερες λεπτομέρειες εδώ: https://www.quantamagazine.org/20170323-where-did-gold-come-from-neutron-stars-or-supernovas/
Πως βρέθηκε ο χρυσός στη Γη; Πριν από 4 δισεκατομμύρια χρόνια περίπου μετεωρίτες εμπλουτισμένοι με μικρές ποσότητες πολύτιμων μετάλλων – συμπεριλαμβανομένου και του χρυσού – σφυροκόπησαν την πρώιμη Γη. Αλλά πιο θεμελιώδες ερώτημα, είναι το «πώς δημιουργήθηκε ο χρυσός στο σύμπαν;»
Και η απάντηση στο ερώτημα αυτό εξακολουθεί να είναι ακόμα αμφιλεγόμενη.
Για δεκαετίες, η άποψη που επικρατούσε ήταν ότι ο χρυσός σχηματίστηκε κατά την διάρκεια των εκρήξεων των σουπερνόβα, μαζί με δεκάδες άλλα βαριά στοιχεία που τοποθετούνται στις κάτω σειρές του περιοδικού πίνακα. Όμως, τα τελευταία χρόνια άρχισε να επικρατεί και μια διαφορετική άποψη.
Πολλοί αστρονόμοι σήμερα, πιστεύουν ότι ο σχηματισμός βαρέων στοιχείων είναι δυνατόν να πραγματοποιηθεί κατά την συγχώνευση δυο άστρων νετρονίων. Για να επιλυθεί το πρόβλημα, οι αστροφυσικοί ψάχνουν για αποδείξεις παντού, από τις αλχημιστικές προσομοιώσεις των υπολογιστών, μέχρι τα τηλεσκόπια ακτίνων γάμα και την κρούστα μαγνησίου στο βάθος των ωκεανών. Γίνεται αγώνας δρόμου για μια παρατήρηση που θα επαληθεύσει το ποια είναι τελικά τα κοσμικά λατομεία του χρυσού και των άλλων βαρέων στοιχείων.
Το πρόβλημα με τα σουπερνόβα
Το 1957 οι φυσικοί Margaret και Geoffrey Burbidge, William Fowler και Fred Hoyle (εν συντομία Β2FH) δημοσίευσαν την κλασική τους εργασία [Synthesis of the Elements in Stars], στην οποία επιχειρούν με συστηματικό τρόπο να εξηγήσουν πως σχηματίστηκαν και σχηματίζονται τα στοιχεία του περιοδικού πίνακα στο εσωτερικό των άστρων.
Η Μεγάλη Έκρηξη άφησε πίσω της υδρογόνο, ήλιο και λίθιο. Η σύντηξη των πυρήνων αυτών στο εσωτερικό των άστρων δίνει βαρύτερους πυρήνες, αλλά η διαδικασία αυτή σταματάει στον σίδηρο, έναν από τους πιο σταθερούς πυρήνες στη φύση. Πυρήνες μεγαλύτεροι από τον σίδηρο έχουν περισσότερο θετικό φορτίο και είναι δύσκολο να ενωθούν μεταξύ τους, δηλαδή η σύντηξη δεν επιστρέφει περισσότερη ενέργεια από αυτή που προσφέρεται.
Ένας εύκολος τρόπος για να δημιουργήσουμε βαριά στοιχεία, είναι να βομβαρδίσουμε πυρήνες σιδήρου με νετρόνια, τα οποία δεν είναι ηλεκτρικά φορτισμένα. Τα επιπλέον νετρόνια στον πυρήνα συνήθως τον κάνουν ασταθή, και στην περίπτωση αυτή, ένα νετρόνιο στον πυρήνα μεταπίπτει σε πρωτόνιο (και εκπέμπεται ένα ηλεκτρόνιο και ένα αντινετρίνο). Έτσι, η αύξηση του ατομικού αριθμού κατά μια μονάδα οδηγεί σε ένα βαρύτερο στοιχείο. Όταν κι άλλα νετρόνια προστίθενται σε έναν πυρήνα με πιο αργό ρυθμό απ’ ότι μπορεί να διασπαστεί, η διαδικασία αυτή ονομάζεται αργή σύλληψη του νετρονίου ήδιαδικασία s. Με τον τρόπο αυτό σχηματίζονται στοιχεία όπως το στρόντιο, το βάριο και ο μόλυβδος. Όμως, όταν τα νετρόνια προστίθενται στον πυρήνα γρηγορότερα από την διάσπασή τους – η διαδικασία ονομάζεται ταχεία σύλληψη νετρονίου ή διαδικασία r – και τότε σχηματίζονται βαρύτερα στοιχεία, συμπεριλαμβανομένων του ουρανίου και του χρυσού.
Για να είναι δυνατή η διαδικασία r, οι Β2FH αναγνωρίζουν ότι πρέπει να ικανοποιούνται κάποιες προϋποθέσεις. Κατ’ αρχήν πρέπει να υπάρχει μια καθαρή πηγή νετρονίων και οι βαρείς πυρήνες-σπόροι (όπως ο σίδηρος) που θα συλλάβουν αυτά τα νετρόνια. Απαιτείται επίσης ένα πυκνό και θερμό περιβάλλον, καθώς επίσης και μια έκρηξη που θα διασκορπίσει τα προϊόντα στο διάστημα.
Για τους περισσότερους αστρονόμους, οι προϋποθέσεις αυτές τηρούνται σε ένα συγκεκριμένο αστρονομικό αντικείμενο: το σουπερνόβα.
Ένα σουπερνόβα εκρήγνυται όταν στον πυρήνα ενός άστρου μεγάλης μάζας έχουν παραχθεί βαριά στοιχεία μέχρι τον σίδηρο, οι πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης σταματάνε και η «ατμόσφαιρα» του άστρου καταρρέει προς τα μέσα. Ένα άστρο σαν τον ήλιο θα κατέρρεε σε μια σφαίρα ακτίνας δώδεκα χιλιομέτρων περίπου. Τότε, όταν ο πυρήνας του άστρου πλησιάσει την πυρηνική πυκνότητα γίνεται ασυμπίεστος, η ύλη και η ενέργεια αναπηδούν προς τα έξω, δημιουργώντας την βίαιη έκρηξη του σουπερνόβα που είναι ορατή από δισεκατομμύρια έτη φωτός μακριά.
Το σουπερνόβα καλύπτει όλες τις προϋποθέσεις για να πραγματοποιηθεί η διαδικασία r: κατά τη διάρκεια της κατάρρευσης του άστρου τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια στον πυρήνα του άστρου μετατρέπονται σε νετρόνια, έτσι ο πυρήνας μεταπίπτει σε άστρο νετρονίων. Ο σίδηρος βρίσκεται σε αφθονία και δημιουργείται τεράστια θερμική ενέργεια.
Από την δεκαετία του 1990 μια συγκεκριμένη εικόνα άρχισε να αναδύεται μέσα από τα υπολογιστικά μοντέλα. Μισό δευτερόλεπτο μετά την κατάρρευση του άστρου, μια θύελλα από νετρίνα αναδύεται προς τα έξω για περίπου ένα λεπτό. Αυτός ο άνεμος παρασύρει μαζί του πυρήνες σιδήρου, οι οποίοι χρησιμεύουν ως σπόροι συλλαμβάνοντας διαδοχικά πολλά νετρόνια, πραγματοποιώντας τη διαδικασία r. Aυτή είναι η αποδεκτή θεωρία σχηματισμού των βαρέων πυρήνων που περιγράφεται σε όλα τα βιβλία πυρηνικής φυσικής και αστροφυσικής.
Καθώς όμως η ανάλυση των μοντέλων των σουπερνόβα εξελισσόταν, άρχισαν να εμφανίζονται κάποια προβλήματα. Οι θερμοκρασία του ανέμου που παρασύρει τα νετρίνα δεν φαίνεται να είναι αρκετά υψηλή. Ο άνεμος μπορεί επίσης να είναι αρκετά αργός, και οι πυρήνες-σπόροι δεν βρίσκουν αρκετά νετρόνια για να σχηματίσουν διαδοχικά βαριά στοιχεία μέχρι το ουράνιο. Και τα νετρίνα θα μπορούσαν να μετατρέψουν τα νετρόνια σε πρωτόνια – που σημαίνει ότι δεν θα υπάρχει το πλήθος το νετρονίων που απαιτείται.
Το σίγουρο είναι ότι από τις εκρήξεις σουπερνόβα δημιουργούνται άστρα νετρονίων. Το άστρο νετρονίων διαθέτει ισχυρότατο βαρυτικό πεδίο. Υπάρχει άραγε κάποια διαδικασία που θα μπορούσε να χρησιμοποιήσει τα νετρόνια του άστρου νετρονίου για πυρηνοσύνθεση;
Η συγχώνευση άστρων νετρονίων
Το 1974 οι αστρονόμοι ανακάλυψαν το πρώτο δυαδικό σύστημα από άστρα νετρονίων. Περιφερόμενο το ένα γύρω από το άλλο, το ζεύγος χάνει συνεχώς ενέργεια, και η σύγκρουσή τους θα είναι το αναπόφευκτο αποτέλεσμα. Οι αστροφυσικοί James Lattimer και David Schramm προσπάθησαν να υπολογίσουν τι θα συμβεί σε μια τέτοια κατάσταση – όχι ακριβώς στην σύγκρουση μεταξύ άστρων νετρονίων, γιατί είναι πολύ περίπλοκη, αλλά μεταξύ ενός άστρου νετρονίου και μιας μαύρης τρύπας.
Ενώ η λάμψεις των εκρήξεων σουπερνόβα επισκιάζουν για λίγο την λάμψη των γαλαξιών που τα φιλοξενούν, τα άστρα νετρονίων είναι εξαιρετικά δύσκολο να τα δούμε. Παρότι η σύγκρουση δυο άστρων νετρονίων είναι δύσκολο να παρατηρηθεί, σύμφωνα με τους Lattimer και Schramm, κατά τη διάρκεια αυτού του εξωτικού γεγονότος θα μπορούσε να πραγματοποιηθεί η διαδικασία r.
Όταν τα δυο άστρα νετρονίων πλησιάζουν μεταξύ τους φτάνοντας στον τελικό εναγκαλισμό, υφίστανται τεράστιες βαρυτικές παλίρροιες και η σύγκρουση εκτινάσσει τεράστιες ποσότητες ύλης στο διάστημα. Σαν να συμπιέζεται ένα σωληνάριο οδοντόκρεμας ωθώντας προς τα έξω το περιεχόμενο. Πίσω από κάθε άστρο νετρονίων απλώνεται μια ουρά, που περιέχει 10 νετρόνια για κάθε πρωτόνιο, σε θερμοκρασία δισεκατομμυρίων βαθμών. Βαρείς πυρήνες σχηματίζονται μέσα σε χρονικό διάστημα ενός δευτερολέπτου περίπου. Επειδή περιέχουν πάρα πολλά επιπλέον νετρόνια είναι ασταθείς, ραδιενεργοί. Από την διάσπασή τους προκύπτουν πυρήνες χρυσού και λευκόχρυσου.
Τουλάχιστον, αυτό δείχνουν οι προσομοιώσεις των υπολογιστών.
Με κόκκινο τα στοιχεία που δημιουργούνται διαμέσου της διαδικασίας r (Lucy Reading-Ikkanda/Quanta Magazine)
Τα άστρα νετρονίων και τα σουπερνόβα είναι και τα δυο κατάλληλα για την δημιουργία στοιχείων διαμέσου της διαδικασίας r. Αλλά υπάρχει μια μεγάλη διαφορά στην ποσότητα που δημιουργείται σε κάθε περίπτωση. Τα σουπερνόβα παράγουν μια ποσότητα χρυσού στο μέγεθος της Σελήνης, ενώ η συγχώνευση των άστρων νετρονίων ποσότητα χρυσού στο μέγεθος του Δία – χιλιάδες φορές περισσότερη απ’ ότι τα σουπερνόβα – μόνο που τέτοιου είδους συγχωνεύσεις είναι σπανιότερες.
Μπορούμε να καταλάβουμε αν τα βαρέα στοιχεία της Γης προέρχονται από την έκρηξη σουπερνόβα;
Σε μια περσινή δημοσίευση στο περιοδικό Nature περιγράφεται η εύρεση ραδιενεργού σιδήρου-60 στον πυθμένα των ωκεανών, ίχνη από τις εκρήξεις σουπερνόβα των τελευταίων 10 εκατομμυρίων ετών. Ωστόσο αυτά τα σουπερνόβα δεν φαίνεται ότι αντιστοιχούν στα στοιχεία που δημιουργούνται διαμέσου της διαδικασίας r. Όταν οι ίδιοι ερευνητές έψαξαν για πλουτώνιο-244, ένα ασταθές προϊόν της διαδικασίας r που βρίσκεται στον πυθμένα των ωκεανών, βρήκαν πολύ μικρή ποσότητα. Οπουδήποτε κι αν δημιουργούνται αυτά τα βαρύτερα στοιχεία δεν είναι και τόσο συχνά στον γαλαξία μας.
Δεν συμφωνούν όλοι με το συμπέρασμα αυτό. Άλλες ερευνητικές ομάδες ελπίζουν πως θα βρουν ραδιενεργό πλουτώνιο στα ιζήματα της Γης ή άλλα βαριά στοιχεία που σχηματίστηκαν από τις εκρήξεις των σουπερνόβα.
Οι αστρονόμοι θα μπορούσαν επίσης να αναζητήσουν στοιχεία που σχηματίστηκαν διαμέσου της διαδικασίας r και μακριά από τη Γη. Το στοιχείο ευρώπιο που σχηματίζεται με τον τρόπο αυτό έχει μια φασματική γραμμή, που θα μπορούσαν να εντοπίσουν οι αστρονόμοι στις ατμόσφαιρες των άστρων.
Νέα είδη σουπερνόβα και κιλονόβα
Οι επικριτές του μοντέλου της συγχώνευσης άστρων νετρονίων επισημαίνουν ότι το φαινόμενο αυτό είναι εξαιρετικά σπάνιο σε σχέση με τις εκρήξεις των σουπερνόβα. Γι αυτό οι αστρονόμοι εξετάζουν την περίπτωση το 1% των σουπερνόβα που καταρρέουν να συμπεριφέρονται διαφορετικά απ’ ότι προβλέπουν οι κλασικές προσομοιώσεις. Οι διαφοροποιημένες αυτές συνθήκες θα μπορούσαν να δώσουν σημαντικές ποσότητες στοιχείων της διαδικασίας r.
Πάντως, για να προχωρήσουμε σε εξαγωγή συμπερασμάτων καλό θα ήταν να παρατηρήσουμε τη διαδικασία r εν δράσει. Δυο ερευνητικές ομάδες ίσως να το έχουν κάνει ήδη (βλέπε https://arxiv.org/abs/1306.3960 και https://arxiv.org/abs/1306.4971).
Η συγχώνευση άστρων νετρονίων ή ενός άστρου νετρονίου με μια μαύρη τρύπα θα μπορούσε να ανιχνευτεί από το παρατηρητήριο βαρυτικών κυμάτων LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) – που ήδη έχει «ακούσει» μια συγχώνευση μαύρων τρυπών.
Το 2013 ο δορυφόρος Swift ανίχνευσε μια σύντομη έκρηξη ακτίνων γάμα, έναν τύπο συμβάντος που αποδίδεται στην σύγκρουση άστρων νετρονίων. Κι άλλα τηλεσκόπια ψάχνουν για τέτοιου είδους φαινόμενα που ονομάζονται κιλονόβα. Στις προσομοιώσεις οι παρατηρησιακή υπογραφή του κιλονόβα ταιριάζει με τη συγχώνευση άστρων νετρονίων. Αν το παρατηρητήριο βαρυτικών κυμάτων LIGO στο μέλλον κατορθώσει να εντοπίσει συγχώνευση άστρων νετρονίων, τότε τα τηλεσκόπια σαν το επερχόμενο τηλεσκόπιο James Webb Space, θα μπορούσαν να στραφούν προς το σημείο που πραγματοποιήθηκε η σύγκρουση. Έτσι θα ήταν δυνατή η παρατήρηση ενός νεογέννητου νέφους στοιχείων που δημιουργήθηκαν μέσω της διαδικασίας r. Και ίσως να κατανοήσουμε οριστικά πως σχηματίζεται ο χρυσός στο σύμπαν.
διαβάστε περισσότερες λεπτομέρειες εδώ: https://www.quantamagazine.org/20170323-where-did-gold-come-from-neutron-stars-or-supernovas/
Πηγή: physicsgg.me
Σχόλια
Δημοσίευση σχολίου