A NUKLEOSZINTÉZIS LEGFONTOSABB FOLYAMATAI

2.1. A PP folyamat

A proton-proton reakció (PP), a Nap méretű, vagy annál kisebb égitestek legfontosabb energiatermelő folyamata.

Lényege, hogy a csillag hidrogéntartalmát elsősorban héliummá alakítja, de részese a CNO nukleoszintézisnek is. A 1–1. táblázat. A leptonok felosztása

1–2. táblázat.A kvarkok felosztása és szimbólumai

folyamat első lépése során két ₁¹H₀ deutériummá ₁²H₁alakul, kilép egy pozitron és egy neutrínó, miközben egy proton neutronná alakul (2–1. ábra):

1

1H₀+₁¹H₀→1

2H₁+ e⁺+ νe+ 0,42 MeV

Ez a lépés azonban nagyon lassú, mert egy β⁺széteséstől függ és nagy energia befogásra van szükség, hogy egy proton neutronná alakuljon. A protonnak átlag 10⁹év időre van szüksége ahhoz, hogy deutériummá egyesüljön.

A pozitron elektronnal ütközvén azonnal megsemmisül γ-sugárzás kibocsátásával:

e⁺+ e^-→2 γ+ 1,02 MeV

A keletkezett deutérium egy hidrogénnel 1 s alatt ³He-má egyesül:

1

2H₁+ ₁¹H₀ →2

3He₁+ γ+ 5,4 MeV majd két ³He azonban csak átlagosan 10⁶ éven-ként alakul egy ₂⁴He₂-má, két H képződésének kíséretében.

Ettől kezdve He-4 képződésének, a hőmér-séklettől függően, három PP reakció csoportja különíthető el: a PPI, PPII és PPIII.

PPI reakció 10–14 MKhőmérsékleten:

Napunk energiájának 86%- a PPI, 14%-a a PPII és csak 0,11%-a származik a PPIII reakciókból. A Napban maradó hőenergia főleg a γ-sugárzás és

protonok, neutronok interakciója során képződik, míg az anyaggal nagyon kevéssé reagáló neutrinókkal sok energia távozik: a PPI reakcióval 2%, a PPII-vel 4% és a PPIII-mal 28,3%. Az energia a He-4 atom képződése során a 4H protontömegének 0,7%-os vesztesé-géből adódik, amely energiává, γ-sugárzássá és neutrinóvá alakul. A teljes folyamat által termelt energia 26,73 MeV. A Nap keletkezéskori sugárzása a mainak csak 70%-át tette ki. A sugárzás növekedése annak következménye, hogy a folyamatos H-égetés során^1*

keletkező He miatt a sűrűség és vele a hőmérséklet növekszik. Napunk élettartamának 90%-ában energiáját H-égetésből meríti.

2–1. ábra.A proton-proton reakció menete (L^ANG1980)

2–2. ábra. Az Orion csillagképben található Betelgeuze vörös óriás csillag átmérője meghaladja a Nap–Jupiter távolságát (Hubble-heic 0206 jpg)

1* Jelenleg másodpercenként 4 millió tonna.

Ha a csillag hidrogénjét teljesen elhasználta, élete legnagyobb méretű vörös óriás állapotába megy át, amelyből a tovább vezető folyamatok egyike a szupernóva robbanás. Egy vörös óriás méreteiről az 2–2. ábra. nyomán kaphatunk benyomást.

2.2. A CNO ciklus

A Bethe-Weizsäckernek is nevezett folyamat a PP-n kívül, egy másik energiát termelő fúziós reakció a napok belsejében a CNO-I folyamat, amely a

12C →¹³N →¹³C →¹⁴N →¹⁵O →¹⁵N →⁴He úton megy végbe (2–3. ábra). A ciklus végeredménye,

hogy az utolsó lépésben egy α-részecske, tehát egy He keletkezik, vagyis a hidrogén héliummá alakult.

Ebben a ¹²C-nek van szerepe, mert a ciklus végén újra keletkezik, vagyis mintegy katalizátor szerepet tölt be a folyamatban. Mivel a mi Napunkban a C, N, O csak 0,1%, ezért He-nak csak 1,7%-a keletkezik a CNO folyamattal, de a nagyobb (fősorozatú) csillagok energiáját főleg ez a ciklus szolgáltatja. A fő CNO-I mellett CNO-II, CNO-III és CNO-IV folyamat is működik a nagyobb csillagokban. A CNO-II:

15N →¹⁶O →¹⁷F →¹⁷O →¹⁴N + ⁴He

folyamat, amely a Napunk magjában csak 0,04%-ban zajlik. A F szintén katalizátor szerepet játszik, újratermelődik, de nem halmozódik fel. A CNO-IV reakció a CNO-II ¹⁷O-jéből indul ki:

17O →¹⁸F →¹⁸O + e⁺+ ν+ γ

eredményre vezet. A CNO ciklusokban bizonyos elemek újratermelődnek, vagy elbomlanak és változó arányok alakulnak ki. Egyensúly esetén a ¹²C/¹³C = 3,5 értéket érhet el.

2.3. A szén égetésének folyamata

Amikor egy elem nukleáris „égéséről” beszélünk, akkor ezt a kémiai égés analógiájaként értjük. Napunknál legkevesebb négyszer nagyobb tömegű csillagok magjában 6×10⁸K hőmérsékleten, 2×10⁵kg m^–3sűrűség kialakulása következtében előálló folyamatok:

12C + ¹²C →²⁰Ne + 4,617 MeV

12C + ¹²C →²³Na + ¹H + 2,241 MeV

12C + ¹²C →²³Mg +n + 2,559 MeV

A szénégetés a csillagban a He-égetés befejezése után indul meg, és ennek következtében a nap belsejében O és C halmozódik fel. Ha a He mennyisége bizonyos szint alá csökken, a csillag gravitációsan összeomlik, csökken a térfogat, nő a sűrűség és hőmérséklet. Ekkor indul meg a szén égetése.

2.4. A neonégetés folyamata

Az előző folyamathoz hasonlóan a szén termonukleáris elfogyása után a gravitációs nyomás hatására 1,2×10⁹K hőmérséklet és 4×10⁶kg m^–3sűrűség alakul ki és a fotodezintegráció során a neon He-magokat bocsát ki:

20Ne + γ> ¹⁶O + ⁴He

20Ne + ⁴He →²⁴Mg + γ

2–3. ábra.A CNO ciklus (L^ANG1980)

2.5. Az oxigénégetés folyamata

Ez a folyamat a Ne elfogyása után indul, amikor a kontrakció nyomán a hőmérséklet eléri az 1,5×10⁹K-t a sűrűség pedig

> 10⁹kg m^–3. A folyamatok:

16O + ¹⁶O →²⁸Si + ⁴He + 9,594 MeV

16O + ¹⁶O →³¹P + ¹H + 7,687 MeV

16O + ¹⁶O →³¹S + n + 1,500 MeV

16O + ¹⁶O →³⁰Si + 2 ¹H + 0,381 MeV

16O + ¹⁶O →³⁰P + ²D + 2,409 MeV

16O + ¹⁶O →³²S + γ> ²⁴Mg + 2 ⁴He

2.6. A vasnál nehezebb elemek lassú és gyors szintézise

A vasnukleon kötési energiája, vagyis 1 nukleon magból való eltávolításához szükséges energia, valamennyi elem esetében a legnagyobb^2*. Így, exoterm fúzióval vasnál nehezebb elemek, miután hőenergia már nem keletkezik, nem jöhetnek létre^3*. Ennek folytán a periódusos rendszer elején (a Fe-ig) olyan elemek vannak, amelyek energiát termelnek, ha nukleon csatlakozik magjukhoz (fúzió), míg 58–52 nukleon körül a helyzet megfordul és a nukleon távozása vált ki energia-felszabadulást, két vagy több, összeségében kisebb energiájú magra való hasadás (fisszió) révén. A vason túli elemek további építkezése tehát energiatermelő egybeolvadással nem, hanem csakis nagy energiát igénybe vevő neutron-befogással folytatódhat. Ehhez természetesen sok neutronra van szükség, amelynek egy ritkább és egy sűrűbb forrását ismerték fel (többek között HOYLEet al. 2000). Attól függően, hogy a neutron-befogáshoz, és az ezt követő β-bomlás idejéhez (τβ) képest mennyi időre (τn) van szükség, megkülönböztetjük a lassú (s) és gyors (r) n-befogású folyamatokat. Egy versengő folyamatról van szó, amelyben a τβkizárólag az elem fajtájától, a τnpedig szigorúan az adott neutronfluxustól függ. A lassú folyamatban a τn sokkal hosszabb, mint a τβ. A neutronbefogással ellentétes folyamat a γ-sugárzás hatására bekövetkező neutronvesztés. A szupernóvákban a nagyon erős γ-sugárzás hatására egyensúly állhat be:

n + (Z,A) ↔(Z,A +1) + γ

Ezért az intenzív neutronsugárzás megszűnésével, a túl sok neutront tartalmazó izotópok, β-bomlással (hasadással) visszatérnek a gyors folyamatok által létrehozott stabilis izotóp változatba.

A vasnál nehezebb elemek mintegy 50–50%-ban mind a két folyamat által létre jöhetnek, de van néhány, amelyet kizárólag egyféle folyamat tud létrehozni. Például Au, Ag, Pt, Os csak gyors folyamatban keletkezik. A 2–4. ábrából megállapítható, hogy a vashoz közelebb álló elemek a lassú, az ezeknél nehezebbek általában gyors neutronbefogással keletkeznek.

A lassú n-befogású folyamat felismerésének kiinduló pontja a vörös óriás csillagokban észlelt nagy Ba-tartalom volt.

Ennek magyarázataként azt tételezték fel, hogy a Ba nagy neutronfluxusnak kitett vasmagból keletkezett, amit a Ba és Fe ellentétes gyakorisága is igazolt. Mai ismereteink szerint a lassú folyamat sebessége lépésenként évezredekre tehető, szemben a másodperc alatt végbemenő gyors folyamatokkal. A lassú folyamat előrehaladása a nagyob tömegű izotópok felé, tehát a csillag neutrontermelő képességétől és eredeti vastartalmától függ.

A fő neutronforrás (10⁵–10¹¹n cm^–2s^–1):

13C + α →¹⁶O + n

22Ne + α→²⁵Mg + n reakciókból származik.

Megkülönböztetnek egy fő és egy gyenge folyamatot, melyek görbéi egymást keresztezik. Ezek a folyamatok a nagy csillagok C- és He-égetésének periódusában játszódnak le a 2–5. ábrán látható modell szerint.

2* Az asztrofizikusok inkább „vascsoport”-ról beszélnek, mert a ⁶²Ni, sőt a ⁵⁸Fe kötési energiája is kissé nagyobb az ⁵⁶Fe vasénál, de a ⁶²Ni nagy fotodezintegrációja miatt, inkább a vasat, mint gyakoribb elemet jelölik meg a nehezebb elemek képződési határául.

3* Legfeljebb még Zn, de ez már endoterm reakció.

2–4. ábra.A lassú és gyors neutronbefogással keletkezett nehezebb elemek gyakorisága a naprendszerben (A^RNOLD, G^ORIELY2003)

Gyors (r,) lassú (s) és proton (p) folyamatok által keletkezett elemek

A lassú folyamatok a vascsoporton túli elemek mitegy 50%-át hozzák létre és a következő szintézissel végződnek:

209Bi + n →²¹⁰Bi + γ

210Bi →²¹⁰Po + β

210Po →²⁰⁶Pb + α A gyors folyamat beindulásához

neutro-nok nagyobb sűrűségére és nagyobb hőmér-sékletre van szükség. Ilyen viszonyok a csil-lag vasmagjának összeomlását követő szupernóva-robbanás (2–6. ábra) állapotban következik be^4*, amikor a termikus expanzió és gravitációs nyomás egyensúlya felbomlik.

A gravitációsan összeomló csillag a vas-magot 3×10¹⁴gcm^–3sűrűségűre tömöríti és hatására keletkező sokk-hullám, kifelé halad-va nagy hőt és γ-sugárzást fejlesztve, a magok szétesését idézi elő:

56Fe + γ> 13 ⁴He + 4 ¹n; ⁴He + γ> 2 ¹H + 2 ¹n A folyamat eredményeképpen nagy mennyiségű neutron és pozitron-elektron annihilációval sok neutrínó keletekezik.

Utóbbiak 30 000-szer több energiát visznek el, mint az elektromágnenes sugárzás. Mivel közel fénysebességgel haladnak, tehát gyorsabban, mint az elektromágneses sugár-zást előidéző sokk-hullám, az 1987 A szuper-nóva robbanásakor a neutrínók a látható fénynél több órával hamarább érkeztek a Földre.

Az erős neutronfluxus hatására az r-folyamatban a robbanás csúcspontja utáni 1–100 s alatt számos neutronfelesleggel bíró instabilis elem keletkezik^5*(2–7. ábra). Az izotópok képződése ilyen körülmények

2–5. ábra.Az Ag és Sb közötti elemek esetében zajló lassú n-befogású folyamatok (C^OWLEY 1995)

2–6. ábra. Szupernóva kitörés elképzelt vázlata

4* Az SN 1987 A szupernóva robbanásakor (távolsága 160 000 fényév) az első 10 s alatt százszor annyi energia szabadult fel, mint a mi Napunk teljes élettartama (10×10⁹év) alatt összesen.

5* Ezt erősiti meg, hogy megfigylések szerint a γ-sugarak

egy része rövid felezési idejű nuklidhoz tartozik. 2–7. ábra.Gyors n-befogású folyamat útvonal^A(W^HITE2003)

között sokkal gyorsabb, mint az ezt követő β-bomlás. Felmerül tehát a kérdés, mi a határa a gyors folyamat kibontakozásának. Először is a neutron héjak feltöltődése, aminek következtében új izotópok képződésére kell, hogy sor kerüljön. Másrészt a nehéz izotópok körében az instabilitási határon túli elemek, keletkezésük után azonnal felbomlanak.

Ezt a határt a periódusos rendszer rutherfordium (Rf Z=104) és darmstadtium (Ds Z=110) elemei közé teszik (A_max=270).

A vázlat egy szupernóvát (II típus) mutat be, melyben a gyors n-befogású folyamatok játszódnak le. A középpontban proto-neutron csillag alakul 1,4 naptömeggel, de csak 10 km sugárral. A vasmag összeomlása után a neutrínó-szél óriási energiát szállít a külső réteg robbanásához a νe+ n →p +e^–és νe+ p →n + e⁺összefüggések szerint, de nem tudjuk pontosan, hogy a neutrínó miképp reagál az opak anyaggal s így a szupernóva robbanás mechanizmusát se ismerjük elég pontosan.

Annyi bizonyos, hogy a robbanás során gyors n-befogású folyamatok mennek végbe (WHITE2003).

A szupernóva robbanása anyagának jelentős részét a világűrbe szórja szét, többek között az interstelláris ködökbe. E ködökből új naprendszerek keletkezhetnek, melyekben a csillagokban megtalálható és a nóva robbanásakor keletkezett

2–8. ábra.Az elemek keletkezési folyamainak összefoglalása

2–9. ábra. Csillagok élet ciklusai (O’BRIEN, K^AWALER2000)

elemek egyaránt megjelennek. Minél idősebb egy csillag (nap) annál több nehéz elemet tartalmazhat (másod-, harmadrendű nap). Ha a csillag mérete a mi Napunkéhoz hasonló, a maradék mintegy 15 km sugarú tömeggé zsugorodik.

Amikor M₀>4, akkor a csillag anyaga neutronná préselődik össze, ha pedig a Napnál nyolcszor nagyobb, akkor szingularitás áll elő, vagyis (elméletileg) végtelen sűrűség és egy 3 km-es fekete lyuk vesz körül. Bár a protonbefogadás kevéssé járul hozzá a nehéz elemek képzéséhez némely izotóp pl. ¹⁹⁰Pt, ¹⁶⁸Yb mai ismereteink szerint, csakis p-befogással keletkezik, de a szomszédos elemekhez képest kis mennyiségben. Napunknál hatvanszor nagyobb tömegű csillagok tömegük 40%-át nehéz elemekké alakítják át és szórják szét a világűrben.

Az előzőekben láttuk, hogy az elemek a napok (csillagok) különböző életciklusában zajló folyamatok során keletkeznek. A csillagok maguk is egy életpályát futnak be: gázködből akkréciós tömörödéssel Nap és bolygórendszer alakul ki, és több milliárd éven keresztül átesik a különböző elemek képződésének fázisain s végül méretétől függően fehér törpévé válik, vagy szupernóva robbanással fejezi be életét, illetve neutroncsillaggá, vagy fekete lyukká alakul (2–9. ábra).

In document Budapest, 2012 Nagyrabecsült Professzorom, Papp Ferenc emlékének ajánlom (Pldal 158-164)