AZ ELEMEK KELETKEZÉSE
Mint azt oldalon kifejtettük, az Univerzum hőmérséklete tágulásával
párhuzamosan csökkent, és ennek során egyre bonyolultabb szerkezetek
felépülésére nyílott lehetőség. A kezdő pillanatot követő harmadik perc
utáni rövid időszakot nevezzük az ősi nukleonszintézis korszakának. Ekkor az
egész Világegyetem egyetlen hatalmas csillagként működött: hidrogén
atommagokból hélium atommagokat hozott létre.
A folyamat első lépéseként egy protonból és egy neutronból álló
deutériummagnak kell keletkeznie. A deutériummag azonban magas hőmérsékleten
könnyen bomlik, így amíg az Univerzum hőmérséklete egymilliárd K alá nem
csökkent, nem indulhattak meg a fúziós reakciók. A köztes lépcsőfokot
képviselő deutériummagok nem voltak stabilak. (A hélium atommagok már
korábban is stabilak lehettek volna, de deutérium hiányában nem
keletkezhettek.) Amint e kritikus hőmérséklet alá jutunk, robbanásszerűen
heves fúzió indul meg. A szabad neutronok mind atommagokba épülnek be, és a
"normál" (barionikus) anyagnak közel 25%-a héliummá alakul. A négyes
tömegszámú héliumnál nehezebb magok nem jöttek létre, mivel ötös tömegszámú
stabil mag nem létezik, a hőmérséklet pedig már túl alacsony bonyolultabb
fúziós reakciókhoz. Hélium és trícium magok ütközésekor még egy kevés Li is
keletkezett - de a nehezebb elemekre a csillagok megszületéséig várnunk
kell.
Van még három elem, melyek mind keletkezésük módját, mind pedig
előfordulási arányukat tekintve eltérnek társaiktól. Ezek a Li, Be és B,
egyikük sem bírja a csillagok belsejében uralkodó magas hőmérsékletet, így
ott elbomlanak. Éppen ezért mennyiségüket nemhogy növelik, épp ellenkezőleg:
csökkentik a csillagok. A három kérdéses elem a csillagközi térben
keletkezik, egyszerű atommagokból, nagyenergiájú kozmikus sugarak (pl.
protonok, hélium atommagok) bombázásának hatására.
A fentiekből következik, hogy a legelső égitestek életük elején még nem
rendelkezhettek nehéz elemekkel, azaz akkoriban még nem lehettek Föld-típusú
bolygók és hozzánk hasonló élőlények. (A Tejútrendszerben található
legidősebb csillagok tömegének mindössze 0,002%-a áll nehéz elemekből, míg
ez az arány a Napnál 2% körüli.) A nehezebb elemek (csillagászati
kifejezéssel a hidrogénnél és héliumnál nehezebb elemeket fémeknek nevezzük)
a csillagok belsejében jöttek létre. Elsőként héliummagok épülnek fel
hidrogénmagokból, mint azt a "Csillagok élete" című fejezetben már
megismertük. Miután a csillag magjában a hidrogén elfogy, összehúzódik,
melegedni kezd, és egy idő után olyan forró lesz, hogy megkezdődnek benne a
hélium atommagok fúziói. Ennek során szén atommagok jönnek létre, melyek egy
újabb hélium atommag elnyelésével oxigén atommagokká válhatnak, illetve
kisebb arányban egyéb elemek is keletkezhetnek. (Fúziós reakciók egyébként
nemcsak a csillagokban játszódhatnak le, hanem például szoros kettős
rendszerekben a csillagközi térben is. Amennyiben az egyik égitest kitölti
Roche-térfogatát, ezen a határon kívül kerülő anyaga a társra hullik egy ún.
akkréciós korongon keresztül. Ebben a korongban a gáz egyre gyorsabb ütemben
spirálozik befelé, miközben annyira felforrósodik, hogy fúziós reakciók
játszódhatnak le benne.)
A szénnél nehezebb elemek többféle módon is létrejöhetnek a nagytömegű
csillagok belsejében. Ezeknél a csillagoknál a helyzetet az is bonyolítja,
hogy az ott uralkodó magas hőmérsékleten sok nagyenergiájú foton is
keletkezik. Ezek szét tudnak bontani atommagokat - az így létrejött
töredékek pedig ismét fuzionálhatnak különféle magokkal. A fúziós reakciók
mellett a neutronbefogásos folyamatok is fontos szerepet játszanak, melyek
keretében egy adott atommaghoz egy vagy több neutron kapcsolódik. A
neutronbefogásnak két fajtáját érdemes megemlíteni: az S és az R folyamatot.
Az S slow, azaz lassú neutronbefogást jelent, melynek során kevés szabad
neutron áll rendelkezésre. Így két neutron befogása között relatíve hosszú
idő telik el, miközben a kérdéses mag elbomolhat. Az R rapid, azaz gyors
folyamatot jelöl, ekkor nagy a neutronfluxus, akár 100 neutronbefogás is
történhet néhány másodperc alatt. Olyan gyors egymásutánban érkeznek a
neutronok a magokba, hogy azoknak egy-egy instabil állapotnál gyakran nincs
is idejük elbomlani - így jöhetnek létre a legnehezebb elemek. R folyamatok
csak szupernóvarobbanások rendkívüli energiafelszabadulásai során
történhetnek.
A csillagok tehát létrehozzák a hidrogénnél és héliumnál nehezebb
elemeket, és szupernóvarobbanások keretében, csillagszelek segítségével
teleszórják azzal az intersztelláris teret. A csillagközi tér nehéz elem
tartalma tehát folyamatosan növekszik. A jelek szerint Tejútrendszerünk első
1-2 évmilliárdja során rendkívül sok szupernóvarobbanás történt, és gyorsan
növekedett a nehézelem-tartalom. Ezután a növekedés alábbhagyott, és azóta
csak lassan, kismennyiségben jutnak nehéz elemek a világűrbe.