Elemek és molekulák keletkezése - asztrobiológia kurzus, I. rész

Kétéves online tudományos ismeretterjesztő tanfolyamot indított az [origo] tudomány rovata, amely a Földön kívüli élet utáni kutatás iránt érdeklődő, de szakirányú végzettséggel nem rendelkező olvasókat vezeti be az alapokba és a legújabb eredményekbe. A sorozat bevezető részében megvizsgáltuk, mi az asztrobiológia, melyek a fő kutatási területei és mi adja ezek aktualitását, illetve bemutattuk a "kurzus" tematikáját. Az első részben most arról olvashatnak, hogyan keletkeztek a periódusos rendszer elemei, miként jutottak ki a világűrbe, végül pedig ott hogyan álltak össze olyan bonyolult szerves molekulákká, amelyek később alapanyagként szolgáltak a földi vagy - esetleg máshol - a földihez hasonló élet keletkezéséhez.

Az asztrobiológiai kutatások kiindulópontja az élet kialakulásához szükséges anyagok megjelenésének, elterjedésének vizsgálata. Az elemek kialakulásának három fő színtere a Nagy Bumm utáni ősi nukleonszintézis (azaz az atommagok kialakulása), a csillagok belsejében és robbanásaikkor zajló folyamatok, valamint néhány, a csillagközi térben zajló reakció. A Világegyetem mai összetétele a látható anyagot tekintve kb. 75% hidrogén (H), 24/% hélium (He) és 1% egyéb nehezebb elem (utóbbiakat a csillagászatban fémeknek nevezik). Ez a becslés elsősorban a Nap megfigyeléséből indul ki, de sok további csillagnál végeztek hasonló méréseket, emellett az égitestek eltérő korát is megpróbálják figyelembe venni a számításoknál. A durva közelítéssel 4,6 milliárd éves Nap fémtartalma mintegy 2%, Tejútrendszerünkben a 10 milliárd éves csillagoké kb. 0,02%.

Az elemek keletkezése és szétszóródása

Az atommagok kialakulása négyféle úton lehetséges: korábbi atommagok avagy részeik összeállása fúzióval; kialakulásuk neutronbefogással (ekkor kívülről érkező neutronok épülnek be különböző atommagokba). Az így létrejött atommagok a radioaktív bomlás vagy a nagyenergiájú elektromágneses sugárzások következtében széteshetnek, létrehozva a fúzióval nem kialakuló atommagokat. Itt tehát még csak atommagokról beszélünk, amelyek elektronok befogásával alkotnak majd atomokat, azok különböző izotópjai (azonos proton-, de eltérő neutronszámú változatai) pedig  elemeket.

Az egyes elemek atommagjainak relatív gyakorisága és jellemző keletkezési módja (MCSE)

Atommagok kialakulása a harmadik percben

A Nagy Bumm után 100-300 másodperccel az egész Világegyetem bizonyos értelemben egy csillaghoz hasonlóan működött. Amikor hőmérséklete kb. egymilliárd kelvin alá csökkent (0 kelvin = -273,16 celsius-fok), a deutérium-atommagok (egy protonból és egy neutronból álló hidrogénizotópok) már stabilak voltak - ezzel pedig heves fúziós folyamatok vették kezdetüket. Az atommagok kialakulásának folyamatát nevezzük nukleonszintézisnek.

Az ekkor zajló reakciókkal elsősorban 4-es tömegszámú hélium (⁴He) keletkezett. A ma megfigyelhető ⁴He nagyobb része ekkor született, a csillagok belsejében később legyártott hélium mennyisége ennél kisebb. Mivel a Világegyetem tágult és hűlt, ezért nem alakultak ki olyan körülmények (még magasabb hőmérséklet és anyagsűrűség), amelyek keretében a héliumnál nehezebb elemek is létrejöhettek volna. A tágulás során a fenti reakciókhoz szükséges viszonyok is hamar megszűntek, ezért azok kb. a 3. percnél befejeződtek.

Atommagok keletkezése a csillagokban

A csillagok belsejében lezajló reakciók elsősorban a kérdéses csillag tömegétől függenek: minél nehezebb az objektum, annál nehezebb atommagokig folynak az átalakulások. A legtöbb csillagban csak a hidrogénből héliummá alakulás történik, illetve sokban zajlik még szén- és oxigéntermelő reakció is. De ezeknél nehezebb atommagok, például neon, nátrium, kén, szilícium és vas atommag csak a kb. 6 naptömegnél nehezebb csillagokban alakul ki.

A vasnál könnyebb atommagok fúziós reakciókkal, illetve ún. lassú neutronbefogással: S-folyamattal keletkeznek, míg a vasnál nehezebb elemek jellemzően gyors neutronbefogással: R-folyamattal jöhetnek létre. Az S-folyamat kis neutronsűrűségű és közepes hőmérsékletű csillagokban zajlik. A reakció sebességén itt az értendő, hogy a neutronok befogása ritkán zajlik az így keletkezett atommagra jellemző elbomlási időhöz viszonyítva. Ha a neutronbefogással keletkezett atommag instabil, előbb elbomolhat, minthogy egy újabb neutront elkapna. Ebben az esetben igazán nehéz atommagok nem tudnak felépülni.

A gyors neutronbefogásnál viszont a neutronok olyan gyors egymásutánban érkeznek, hogy az atommagnak nincs ideje elbomlani - így keletkezhetnek egyes instabil atommagoknál is nehezebb társaik, elsősorban a vasnál nehezebb atommagok.

Az S-folyamat a kb. 0,6 és 8 naptömeg közötti tömegű, ún. AGB csillagokban jellemző. Itt a hélium-atommagok általában a csillag lassan zsugorodó magja körüli héjban fuzionálnak, amelynek keretében nemcsak szén és oxigén keletkezik, hanem néhány lassú neutronbefogással születő nehezebb elem atommagja (pl. ólom) is kialakul. A folyamat intenzitását erősen befolyásolja a neutronok és az "alapanyagként" szolgáló vas-atommagok térbeli sűrűsége.

A mellékelt ábra az eltérő fejlődési állapotú csillagokban jellemző atommag-átalakulásokra mutat példát. Balra a Hertzsprung-Russel-diagram (HRD) látható, rajta a csillagok három jellemző állapota abszolút fényességük (avagy teljes energiakibocsátásuk) és színképtípusuk függvényében. Feltüntettük a fősorozatot, majd az azt követő óriás, illetve a még nagyobb tömegű csillagoknál fellépő szuperóriás állapotot, és az ezekben a fázisokban jellemző atommag-átalakulásokat (jobbra).

Balra a fősorozati, a vörös óriás és a szuperóriás csillagok helyzete látható a HRD-n, jobbra pedig a bennük lezajló átalakulások a kialakuló atommagok proton- és neutronszámának függvényében (a kép nagyméretű változatának
 letölése (MCSE)

Az R-folyamat neutronokban bővelkedő környezetben, extrém forró csillagokban zajlik, elsősorban életük legvégén, az ekkor bekövetkező szupernóva-robbanások során. Ilyenkor  sok neutron keletkezik, és annyira nagy energiájú a környezet, hogy a kialakuló magok az instabil fázisokon is túlléphetnek. A 70-es tömegszámnál nehezebb elemeknek legalább mintegy fele R-folyamattal keletkezik.

Atommagok keletkezése a csillagközi térben

A csillagközi térben, a kozmikus sugaraktól, azaz nagysebességű atommagoktól is történik néhány nukleáris átalakulás. Ennek keretében csekély Li, B, Be keletkezik, és elvileg még kisebb mennyiségben ³He, Al, ¹⁴C, Cl, Ne, izotópok is létrejöhetnek.

A fent említett három eltérő környezet mellett még van néhány további elméleti lehetőség, ahol szintén keletkezhetnek különböző atommagok. Ilyenek például a hatalmas energia felszabadulással járó gammavillanások. A modellek alapján főleg cink, szkandium, kalcium, titánium, réz és nikkel keletkezik itt. A gammavillanások mai ismereteink alapján két neutroncsillag összeolvadásakor, valamint extrém nagytömegű csillagok, ún. hipernóva robbanásaikor történnek - utóbbiak a szupernóva-robbanásokkal rokoníthatók.