Hogyan keletkezik a sokféle apró atommag a csillagokban a szénen és oxigénen keresztül egészen az ólomig és az uránig? Miként lehet a csillagokból felépülő galaxisok léptékén értelmezni az atommagok gyakoriságát? És miként kapcso-lódik a csillagok színképe a meteoritokban megfi gyelt elemgyakorisághoz?
Az elmúlt években ezen a területen jelentős előrelépések történtek, de újabb kérdések is megfogalmazódtak, azzal kapcsolatban, hogy milyen nyomai van-nak a csillagokban zajló nukleáris reakciókvan-nak. Űrobszervatóriumok (pl. Gaia), valamint földi távcsöves égboltfelmérések (pl. WEAVE, GALAH) nagyszámú égitest összetételét határozták meg. Ezzel párhuzamosan a részecskefi zikai fo-lyamatokat elemző kísérleti berendezésekből is sok új létesült, mint például a földalatti LUNA (Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics) Olasz-országban, a FAIR (Facility for Antiproton and Ion Research) részecskegyorsító Németországban, és a folyamatosan bővülő GSI (Gesellschaft Helmholtzzent-rum für Schwerionenforschung) óriásprojekt, amely több nehézion-ütközte-tő részecskegyorsító munkáját kapcsolja össze. Emellett szuperszámítógépek teszik lehetővé, hogy a csillagok belsejében zajló reakciókat a galaxisok kémiai fejlődési modelljeivel kapcsoljuk össze.
A meteoritok elemzésének olyan új laboratóriumi módszerei, mint például az ionrezonancia-tömegspektrometria (RIMS) vagy az induktív csatolású plaz-ma-tömegspektrometria (ICPMS) minden korábbinál pontosabb méréseket tesz lehetővé milliomod arányban előforduló összetevőkről is, amely aztán a preszoláris anyagok hatékony azonosítását teszi lehetővé. Mindezek segítségé-vel rekonstruálhatók a csillagok nukleáris folyamatai.
E gyorsan fejlődő témakör rövid áttekintése olvasható az alábbiakban. Be-mutatjuk a szénnél és oxigénnél nehezebb atommagok születését a csillagok belsejében, egészen az ólom és urán atommagjáig. Áttekintjük, mik befolyásol-ják a kozmikus elemgyakoriságot, a galaxisok kémiai jellemzőit, és mindezek nyomát hogyan láthatjuk a meteoritokban.
Elemkeletkezés a csillagokban Elemkeletkezés a csillagokban
Bevezetés
Miből állnak a csillagok? Az egyszerű kérdésre bonyolult a válasz, sőt a kérdés jó ideig nem is tűnt megválaszolhatónak. Auguste Comte, Cours de la Philoso-phie Positiv című művében 1835-ben még azt írta „tudjuk, hogyan határozhat-juk meg alakhatározhat-jukat [ti. az állócsillagokét], távolságukat, tömegüket és mozgá-sukat, de sose tudhatunk meg bármit is kémiai vagy ásványi összetételükről.”
Azóta nagyot fordult a világ, és ebben a cikkben éppen azt mutatjuk be, hogy elemek és izotópok keletkezése szempontjából mit tudunk a csillagokban zajló folyamatokról napjainkban.
A problémakör tárgyalásához először defi niálni kell, mit is értünk egy csillag összetételén. Mint azt az Oroszlánkirály rajzfi lmben is hallhattuk, Pumba, a varacskos disznó szerint a csillagok „mindegyike milliárd fényév távolában izzó tüzes gázgömb”. További kérdés, hogy a csillagoknál a kémiai összetétel érde-kel-e bennünket, esetleg a felépítő ásványok fajtái Comte gondolatait követve.
Saját környezetünkben látjuk, hogy mindent atomok alkotnak, ezeket pedig atommagok és körülöttük mozgó elektronok építik fel. Az atommagokat még kisebb egységek, a nukleonok (protonok és neutronok) alkotják. Közismert, hogy míg a protonok pozitív töltésűek, a neutronok semlegesek, azaz a proto-nok tartják meg a negatív töltésű elektroproto-nokat az atommag körül, a neutroproto-nok pedig együtt tartják az atommagot. Amikor egy elem kémiai jellemzőit akar-juk leírni, a protonok rendszámnak nevezett (Z) száma fontos. Ez határozza meg az elektronok számát. Eszerint nevezzük el az egyes elemeket. Ugyan-akkor a neutronok száma (N) a protonokéval (Z) együtt adja a tömegszámot (A=N+Z), amely egyben az atom közelítő tömege is, mivel az elektronok „alig nyomnak valamennyit”.
A továbbiakban egy atommag azonosításánál az alábbi szisztémát használ-juk: például a 12C a szén elemnek a 12-es tömegszámú (A=12) atommagját je-lenti, amely 6 neutront és 6 protont tartalmaz. Ugyanakkor a természetben a szénnek szintén stabil izotópja a 13C atommag is, ahol N=7. Kémiai szempont-ból kevés köztük a különbség, de az atommag szerkezetét tekintve nagy az el-térés. Amíg az elemek periódusos rendszere a kémiai szempontú felosztásról tájékoztat, a nukleonok jellemzőinek követésére egy másik ábrázolási mód felel meg inkább (1. ábra). Ezen az összes izotóp, továbbá a Naprendszerben jellem-ző gyakoriságuk (a stabil izotópok esetében), illetve a felezési idejük (az instabil izotópok esetében) olvasható. Ennek megfelelően, míg a periódusos rendszer az
Az atommagok periódusos rendszerének részlete a szén (C, Z=6), nitrogén (N, Z=7), és oxigén (O, Z=8) esetében (National Nuclear Data Center). Az atommagokban a protonok száma (Z) az y tengely, a neutronok száma (N) az x tengely mentén növekszik. Az atom tömegét
ennek a kettőnek az összege (A=N+Z) adja. A fekete négyzetek a stabil izotópokat jelzik, a számok a négyzetekben pedig az adott izotóp gyakoriságát mutatják. A 99%-nál nagyobb érték
például az oxigén esetében azt jelzi, hogy a Naprendszerben lévő 16O több mint 99%-ot, míg a 18O 0,2 %-ot tesz ki – más szavakkal minden 18O atomra 500 16O atom jut.
A világos négyzetek instabil izotópokat jeleznek, az ott olvasható számok pedig a felezési időt mutatják (pl. a 13N felezési ideje közel 10 perc). A fehér nyilak jelzik a nukleáris reakciókat
(pro-tonbefogás és -bomlás), pl. a CN ciklusban a H-égető csillagokban (p=proton, γ=nagy energiájú foton, α=4He atommag, Z=N=2 értékkel).
1. ábra
elemek kémiai viselkedésének megértésében segít, az elemek és izotópok koz-mikus eredete szempontjából hasznos ábrázoláson az összes izotóp szerepel, méghozzá keletkezésük szerint. Ennek egy része látható az 1. ábrán.
Az erős és gyenge kölcsönhatások révén az atommagok képesek hasadás-ra, fúzióhasadás-ra, az instabil magok pedig lebomlásra. A csillagokban ilyen reakciók összetett hálózata zajlik a hőmérséklet és az elérhető részecskék, valamint a kölcsönhatások eltérő valószínűségének függvényében. Utóbbi elsősorban a kvantummechanikából ismert alagúthatással függ össze, amitől azonos töltésű részecskék a Coulomb-gáton átjutva egymáshoz közel kerülhetnek. (Mindez nem érvényes a neutronbefogásos reakciókra és a gerjesztett állapotokra, ahol a megfelelő rezonanciák esetében egyes reakciók nagyobb valószínűséggel követ-keznek be.) A mellékelt atommagtáblázat segítségével becsülhető a különféle reakciók végterméke, ahogyan például a feltüntetett CN ciklus estében.
A csillagok belseje és robbanásaik kataklizmái ideális helyszínek a fenti re-akciókra, méghozzá nem csak az ott jellemző rendkívüli forróság miatt, hi-szen a Napban 10 millió, a szupernóva-robbanásoknál milliárd fok is lehet a hőmérséklet. A gravitáció extrém nagy sűrűségeket is okozhat, például a Nap
Elemkeletkezés a csillagokban Elemkeletkezés a csillagokban
centrumában 100 g/cm3, a szupernóva-robbanások esetében pedig 1010 g/cm3 a jellemző sűrűség. Ilyen extrém sűrűségek mellett az összezsúfolódott atomma-gok között sokféle reakció történhet – így születnek a szénnél nehezebb elemek a Világegyetemben.
Arányok a Naprendszerben
A csillagok összetételének megértéséhez a legközelebbi csillaggal, a Nappal ér-demes kezdeni a vizsgálatot. Itt az első fontos eredményt 1925-ben sikerült el-érnie Cecilia Payne-Gaposchkinnak, aki felismerte, hogy a csillagok színképé-ben a vonalak intenzitása nemcsak a csillag összetételétől, de a helyi ionizáció fokától és így a hőmérséklettől is függ. Mindezt a Napra alkalmazva sikerült megállapítania, hogy a Si, C és néhány jellemző fém előfordulási aránya ha-sonló a Földön megfi gyelthez – kivéve a H és He gyakoriságát, amely sokkal nagyobb a Nap esetében. Henry Russell először megpróbálta lebeszélni erről a következtetésről a kutatónőt, mivel az ellentmondott az akkoriban általánosan elfogadott nézőpontnak – azonban néhány évvel később egy másik módszerrel maga is hasonló következtetésre jutott, amelyet 1929-ben publikált.
A Nap pontos összetételének becslését meglepő módon a meteoritok elem-zése segítette. E vizsgálatok annak a szoláris ködnek a pontos elemösszetételét mutatják, amiből csillagunk és bolygói kialakultak. Ehhez primitív, azaz gyen-gén átalakult meteoritokat kell vizsgálni. Ilyenek például a szenes kondritok, amelyek a bennük lévő sok szerves anyag alapján gyenge hőhatáson mentek csak keresztül, némelyikük még +50 °C fölé sem melegedett soha. A meteori-tok és a Nap színképének összehasonlítása jó egyezést mutat, a meteorimeteori-tok la-boratóriumi vizsgálata pedig az egyes izotóparányokról nyújt pontos adatokat.
Természetesen a H és He valamint egyéb illékony összetevők (C, N, O) aránya kisebb a meteoritokban, mivel ezek nem mind kondenzálódtak a szilárd szem-cséken a születő Naprendszerben. Az illékony gázok arányairól a Nap, míg az izotópokról és nemesgázokról a napszél is szolgáltat pontos ismereteket. 1956-ban Harold Urey és Hans Suess közölték az első kozmikus izotóparányokat.
Ezek gyakorlatilag a Napra jellemző arányok voltak, és az 1950-es években derült ki az is, hogy nem általánosíthatók minden csillagra. Korábban ugyanis az volt az elterjedt nézet, hogy az elemek az ősrobbanáskor keletkeztek, és azok arányát nem befolyásolták későbbi folyamatok.
A Napban jellemző arányok legfrissebb adatai Lodders (2010) és Asplund et al. (2009) munkáiban olvashatók. A naplégkör ezen új speciális, háromdi-menziós modellezése ugyanakkor az oxigénarányt tekintve 60%-kal alacso-nyabb értéket ad a korábbi becsléseknél, és a Nap teljes fémtartalmát (a H és He elemeken kívül az összes egyéb elemet) a korábbi 2%-ról 1,4%-ra csökken-tette. Ez a helioszeizmológiai modellek számára problémát is jelent (Vagnozzi et al. 2017), mert a szakemberek a Nap rezgéseinek vizsgálata alapján felállított elméleteiket nem tudják megfeleltetni a fenti értékeknek.
A Napban, a földkéregben és az emberi testben jellemző gyakoriságokról az 1. táblázat ad áttekintést néhány érdekes elem esetében. Noha a három előfor-dulás ugyanabból az ősi anyagból származik, sok geológiai, biológiai és egyéb folyamat hatására kisebb-nagyobb eltérést mutat egymáshoz képest.
1. táblázat. Néhány elem százalékos gyakorisága a Napban, a földkéregben és az emberi testben – valamint eredetük asztrofi zikai környezete. A három eltérő környezetben az öt leggyakoribb elem gyakoriságát vastag számok jelölik. Érdemes megjegyezni, hogy a nemesgázok, mint a hélium és neon gyakoriak a Napban, de szinte hiányoznak környezetünkből – ugyanakkor a szilícium és
a vas a földkéreg közel felét teszik ki, testünk anyagának 4/5-ét pedig szén és oxigén alkotja.
Elem Z Nap földkéreg emberi test keletkezés
hidrogén (H) 1 70,6 0,15 9,5
ősrobbanás
hélium (He) 2 28,0 – –
szén (C) 6 0,267 0,18 18,5 He nukleáris égése kis
tömegű csillagokban
nitrogén (N) 7 0,078 0,002 3,3 H nukleáris égése
bármely csillagban
nátrium (Na) 11 0,003 2,3 0,2
magnézium (Mg) 12 0,080 2,9 0,1
alumínium (Al) 13 0,006 8,2 –
szilícium (Si) 14 0,075 27 –
foszfor (P) 15 0,0006 0,1 1,0
kén (S) 16 0,034 0,042 0,3
klór (Cl) 17 0,0004 0,017 0,2
kálium (K) 19 0,0003 1,5 0,4
kalcium (Ca) 20 0,0059 5,0 1,5
titán (Ti) 22 0,0003 0,66 –
Elemkeletkezés a csillagokban Elemkeletkezés a csillagokban
Elem Z Nap földkéreg emberi test keletkezés
mangán (Mn) 25 0,0012 0,11 – nukleáris
statisz-tikus egyensúly fehér törpékben
vas (Fe) 26 0,146 6,3 nyomokban
cink (Zn) 30 0,0002 0,0079 nyomokban neutronbefogás nagy tömegű csillagokban molibdén (Mo) 42 0,0000006 0,00011 –
neutronbefogás kis tömegű csillagokban és neutroncsillagok összeolvadása
ón (Sn) 50 0,0000010 0,00022 –
jód (I) 53 0,0000003 0,000049 nyomokban
bárium (Ba) 56 0,0000016 0,034 –
volfrám (W) 74 0,00000006 0,00011 – arany (Au) 79 0,00000009 0,00000031 –
ólom (Pb) 82 0,0000018 0,0010 –
urán (U) 92 0,00000001 0,00018 –
Más csillagok elemgyakoriságai
Az 1950-es évek óta jelentősen fejlődött a spektroszkópia műszertechnikája.
Sikerült azonosítani olyan óriáscsillagokat, amelyek elemösszetétele eltér a Na-punkétól. Közöttük „anomális” csillagok is akadnak, amelyekben nagyobb arányban vannak a legnehezebb elemek, pl. a stroncium (Sr, Z=38) vagy a bárium (Ba, Z=65). Az elemeknek a csillagokban történő kialakulására uta-ló első nyomokat Paul Merrill azonosította, az atomos állapotú technécium (Tc, Z=43) több óriáscsillagon való kimutatásával (Merrill 1952). A felfedezést Merrill óvatosan kezelte, mivel a kérdéses elem nem létezik a Földön, „hiányzó elemként” tartották számon addig. A XIX. századtól több próbálkozás is tör-tént a felfedezésére, végül 1937-ben az olasz Emilio Segré fi zikus és Carlo Per-rier azonosították két izotópját egy részecskegyorsítóban végzett kísérlet során.
Instabilitása miatt a technécium nem sokáig létezik a természetben, ezért kapta a görög „mesterséges” kifejezésből származó nevét is, mivel ez volt az első elem, amelyet mesterségesen állítottak elő. Tizenöt évvel később szintén Merrill mu-tatta ki, hogy a Tc csillagokban keletkezik. A felfedezés forradalmi volt, főleg az elem néhány millió éves felezési ideje miatt. A Tc kimutatása lett az első kétségtelen bizonyítéka annak, hogy a csillagokban keletkezhetnek elemek. Ez gyökeresen átalakította nézetünket, megdőlt az az elgondolás, miszerint az
ösz-szes elem az ősrobbanáskor keletkezett, és a csillagokban zajló nukleoszintézis elméleti modelljeit vizsgálni kezdték (Cameron 1957, Burbidge et al. 1957).
Ma már tudjuk, hogy a csillagok és egyéb égitestek jelentős kémiai változa-tosságának több oka is van. Az arányokat befolyásoló első hatás maga a nuk-leoszintézis folyamata, amely létrehozza többek között a fent említett Sr és Ba arányait és a Tc előfordulását az aszimptotikus óriásági (AGB) csillagokban, ahol lassú neutronbefogás (ún. s-folyamat) zajlik. A jelenleg is folyó nukleoszin-tézis egyik látványos példája a GW170817 jelű kilonóva (két kompakt égitest összeolvadása, amely gamma-felvillanással járt), ahol nagy tömegű radioaktív elemek bomlását sikerült azonosítani (Kilpatrick et al. 2017). Ebben az esetben a két neutroncsillag egymásba olvadásakor gyors neutronbefogás (r-folyamat) történt, és így keletkeztek újabb elemek. További lehetőség a nukleoszintézisre, amikor kettős rendszerekben fellépő anyagátadás során történnek reakciók.
A galaxisok fejlődése során csillagok generációi születnek és pusztulnak, miközben részben kibocsátják a bennük létrejött elemeket – ennek megfelelően módosul az újonnan létrejött égitestek összetétele (Freeman és Bland-Hawthorn 2002). A csillagok összetétele ezért születési helyüktől és koruktól is függ. A jelenleg futó nagy, csillagok millióit vizsgáló színképi égboltfelméréseknek (pl.
Gaia-ESO, GALAH, WEAVE) egyik célja, hogy a csillagok összetételében mutatkozó eltérések alapján rekonstruálják a galaxisok fejlődésének fő vonalait és a kapcsolódó kozmológiai vonatkozásokat.
Elemek születése a csillagfejlődés szerint
Amíg a H és He nagy része az ősrobbanáskor jött létre, a nehezebb elemek a széntől az uránig és tóriumig különböző egyensúlyi valamint robbanásos állapotban lévő csillagokban születtek, esetleg két vagy több tagot számláló csillagrendszerekben alakultak ki. Az így kialakult atommagoknak, illetve elemeknek aztán ki is kellett jutniuk a csillagközi térbe, ahol esetleg újabb égitestekbe épültek be. A Naphoz hasonló csillagok esetében, egészen 10 nap-tömegig, a belsejükben zajló keveredés és a felszínükről induló csillagszél jut-tatja ki a keletkezett elemeket a csillagközi térbe. Ezek a folyamatok a csillagok élete vége felé, az AGB állapotban a leghatékonyabbak (Karakas és Lattanzio 2014). A belső felkeveredési (ún. dredge up) fázisban az anyag a csillag forró magjából jut a felszínhez közel, majd pedig a csillagszéllel ki a csillagközi térbe,
Elemkeletkezés a csillagokban Elemkeletkezés a csillagokban
akár 10-4 naptömeg/év fl uxussal. Ez utóbbit elősegíti a csillag változó mérete, azaz felszínének pulzálása, továbbá a hőmérséklet kellőképpen alacsony értéke (~2000 K) ahhoz, hogy porszemcsék keletkezzenek. Amikor a csillag eredeti tömegének jelentős részét elveszíti, a kibocsátott anyag a központban visszama-radt forró, C és O atommagokban gazdag fehér törpe ultraibolya sugárzásától ionizálódik, és látványos, színes planetáris ködöt alkot. A kisebb tömegű csil-lagok élettartama elég hosszú, 1 naptömeg esetében több milliárd év, míg egy 7 naptömegű csillagé mindössze néhányszor 10 millió év.
A legnagyobb tömegű csillagok élete mindössze néhány millió év, ami mag-juk látványos összeomlásával ér véget (Woosley et al. 2002). Amikor a nukle-áris folyamatok elfogyasztották az összes energiatermelésre alkalmas anyagot egészen a vasig, a mag összeomlik, és a behulló külső rétegekkel kapcsolat-ban fellépő lökéshullám magösszeomlásos (kollapszár) szupernóva-robkapcsolat-banást (CCSN) okoz. Noha a jelenség pontos lezajlása még ma sem ismert, annyit tudunk, hogy a neutrínók szerepet játszanak létrehozásában (Janka 2012). A robbanás során a keletkezett elemek jelentős része kijut a csillagközi térbe, és ott a csillagfejlődés korábbi fázisában keletkezett és a csillagszelekkel kikerült elemekkel keveredik. A csillagszél esetenként olyan erős is lehet, hogy a nuk-leáris égésen átesett, korábban mélyebben lévő rétegek kerülnek a felszínre.
Ilyen furcsa objektumok a Wolf–Rayet-csillagok, ahol az igen nagy tömegű (>40 naptömeg) objektumok rendkívül erős csillagszelét a sugárzás táplálja.
A kettős rendszerekben zajló kölcsönhatások szintén jelentős tömegvesztést okozhatnak. Érdekes helyzet, amikor egy fehér törpére a kísérőjéről átáram-ló anyag robbanásszerű termonukleáris égés keretében lángol fel annak fel-színén, amit nóvarobbanásként fi gyelhetünk meg. Ezek az események szintén sok anyagot juttatnak ki az űrbe. Még intenzívebb robbanások az Ia típusú szupernóvák (SNIa). Ellentétben a hidrogénben gazdag SNII robbanásokkal (amelyek a magösszeomlásos szupernóvák), az SNIa események hidrogénben szegények. Esetükben a szén nukleáris égése a főleg szénből és oxigénből álló fehér törpét magát is megsemmisítheti. Noha az ilyen, Ia típusú szupernó-va-robbanások kritikus fontosságúak a távoli Világegyetem távolságskálájának meghatározásánál, a robbanások pontos lezajlása még nem ismert. Egyaránt elképzelhető, hogy a fehér törpére a társáról átáramlott anyag hatására követ-kezik be a robbanás, de két fehér törpe összeolvadása is elképzelhető.
A csillagok nukleoszintézisének első rendszerszintű összefoglalását Bur-bidge et al. (1957) publikálta, majd Wallerstein et al. (1997) fejlesztette
to-vább azt. A hidrogén közreműködésével szénatommagok oxigénmagokká alakulnak, valamint a 12C atommag protonelnyeléssel 13C izotóppá, a 22Ne pedig protonelnyeléssel 23N izotóppá alakul. Ezekhez a reakciókhoz jellegze-tesen 10-100 millió fokos hőmérséklet szükséges. A He termonukleáris égése, a három-α-folyamat, során 12C keletkezik, és a 12C(α,γ) reakció segítségével
16O jön létre. Ennek keretében első lépésként két He atommag fuzionál egy
8Be magot létrehozva, ami instabil lévén elbomlik. Fred Hoyle jelezte előre, hogy egy olyan rezonanciaszintnek kell léteznie a 12C izotópban, amely meg-növeli a sikeres befogás valószínűségét. Ezt később kísérletesen is kimutatták.
A kérdéses rezonancia nélkül jelentős mennyiségű szén és oxigén nem létez-hetne a Világegyetemben, ezért mindezt az antropikus elv részeként is szokták emlegetni, tudniillik, eszerint a kérdéses rezonancia nélkül nem lehetne élet a Földön az ismert formában.
További nukleáris reakciók történnek 100 millió fok feletti hőmérsékleten, például a 14N atommag 22Ne maggá alakulására két alfa-részecske elnyelése so-rán. A hélium nukleáris égésének reakciói révén sok szabad neutron keletkezik, főleg a 13C(α,n)16O és 22Ne(α,n)25Mg reakciók keretében. A 10 naptömegnél kisebb tömegű csillagokban a reakciók általában nem mennek tovább a hélium nukleáris égésénél. Amikor a hélium elfogy a csillagok magjában, AGB-fázisba kerülnek, egy elfajult állapotú szén-oxigén maggal a centrumban. A még na-gyobb tömegű csillagokban azonban a központi hőmérséklet tovább emelke-dik, ami sokféle nukleáris reakciót eredményezhet. Ezek keretében a C, Ne, O nukleáris égése során sok proton és neutron válik szabaddá, további reakciókat téve lehetővé – ezekben a reakciókban a Ne és Cr közötti, ún. átmeneti tömegű elemek születnek. Amint a hőmérséklet eléri a milliárd fok tartományát, a fú-zió és a szétesést eredményező fotodezintegráció valószínűsége hasonló lesz, és nukleáris statisztikus egyensúly áll be. A folyamat olyan atommagok keletkezé-sének kedvez, amelyek nukleonjaira nagy kötési energia jellemző, ezért ennek során főleg a vas gyakorisági csúcsához közeli atommagok születnek.
A vascsúcson túl (26 feletti protonszám esetén) a töltött részecskék reakci-ói már nem hatékonyak, ehelyett a lassú és gyors (s és r) neutronbefogás lesz jellemző (Käppeler et al. 2011, Th ielemann et al. 2011). Főleg ezek révén ke-letkeznek olyan elemek atommagjai, mint pl. az ólom (Pb), urán (U), tórium (Th ). A klasszikus megközelítés szerint az s-folyamat lassúbb, mint az elbom-lás, míg az r-folyamat annál gyorsabban történik. A gyakorlatban átmeneti esetek is léteznek. Ilyen ún. j csoportba sorolt neutronbefogást főleg
fémsze-Elemkeletkezés a csillagokban Elemkeletkezés a csillagokban
gény égitestekben és AGB-csillagokban azonosítottak (Frebel és Norris 2015, Hampel et al. 2016).
Az s-folyamat neutronokban viszonylag kis (∼107 cm-3) sűrűségű környezet-ben jellemző, és a héliumot valamint szenet égető fázisban zajlik kis tömegű AGB-csillagokban (ekkor keletkezik az s-csoportba tartozó legtöbb elem atom-magja a Sr-tól Pb-ig, és többek között Tc is létrejön ekkor (2. ábra). A folyamat-hoz a neutronok a fent említett 13C és 22Ne reakciók során szabadulnak fel.
Ezzel ellentétben az r-folyamat nagyobb (>1020 cm-3) neutronsűrűséget igényel, robbanásos környezetben. Utóbbi helyszínek mibenléte nem teljesen egyértel-mű. A GW170817 jelű gravitációshullám-megfi gyeléshez kapcsolódó optikai felfénylés nyomán a kilonóvák igen népszerűvé váltak mint lehetséges ilyen környezetek. A magösszeomlásos szupernóvák robbanása során fellépő erős mágneses terek, anyagsugarak és a kialakuló fekete lyuk körüli akkréciós ko-rong szintén közreműködhetnek az r-folyamatban. Az r-folyamat modellezését megnehezíti, hogy az ennek során keletkező atommagok jó része instabil,
Az atommagtáblázat egy része (a National Nuclear Data Center nyomán) a molibdéntől (Z=42) a technéciumig (Tc, Z=43) és ruténiumig (Ru, Z=44). A világosszürke nyilak a neutronbefogás
útvo-nalát jelzik (n=neutron, γ=nagy energiájú foton) és lebomlásokat az s-folyamattal kapcsolatban.
A sötétszürke nyilak az r-folyamat keretében történő neutronbefogás utáni bomlás útvonalát mutatják. A 96Mo és 100Ru izotóp csak az s-folyamat során keletkezik, mivel a lebomlás sötétszürke nyilakkal jelölt láncolata az adott tömeg első stabil izotópjával végződik (pl. 100Ru nem keletkezhet,
mivel a 100Mo nem bomlik tovább), míg a 100Mo izotóp csak az r-folyamat során jöhet létre.
Az izotópok a jobbra, a fehér szakaszokkal körülhatárolt négyzetben (94Mo) sem az s-, sem az r-folyamattal nem jöhetnek létre, hanem a p-folyamat során keletkeznek. A 99Tc – felezési ideje
1,2 millió év – az s-folyamat útvonalán helyezkedik el, és ezt az izotópot az 1950-es években fi gyelték meg különleges kémiai jellemzőjű csillagokban.
2. ábra
laboratóriumi viszonyok között is nehéz a jellemzőiket meghatározni, még a tömegük mérése sem egyszerű. A hamarosan elkészülő Facility for Antiproton
laboratóriumi viszonyok között is nehéz a jellemzőiket meghatározni, még a tömegük mérése sem egyszerű. A hamarosan elkészülő Facility for Antiproton