Dimenzió #20

Csillagnézők

(csillagászattörténet, csillagászat, űrkutatás, fizika, asztrofizika)

                            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.
Google
 
Web iqdepo.hu
    © Copyright 1996-2021
    iqdepo / intelligence quotient designing power - digitális kultúrmisszió 1996 óta
    All rights reserved. Minden jog fenntartva.