Είμαστε όλοι αστρόσκονη...!

Γένεση πυρήνων στα αστέρια Η εικόνα δημοσιεύεται με την άδεια του Mark Tiele Westra

Ο Henri Boffin και ο Douglas Pierce-Price από την ESO, στο Garching της Γερμανίας ερευνούν την ουράνια καταγωγή μας. Την επόμενη φορά που θα κοιτάξετε τα αστέρια κατά τη διάρκεια ενός βραδινού περιπάτου, θα έπρεπε να αφιερώστε μερικές γλυκές σκέψεις γι’ αυτές τις λαμπερές μπάλες που περιφέρονται σιωπηλά στο τεράστιο Σύμπαν. Γιατί βλέπετε κατά κάποια έννοια τους προγόνους σας: οι άνθρωποι και όλοι οι άλλοι ζωντανοί οργανισμοί πάνω στη Γη – και η Γη η ίδια –είναι παιδιά των αστεριών! Τα περισσότερα από τα στοιχεία που μας αποτελούν ή μας επιτρέπουν να ζήσουμε – ο άνθρακας, το οξυγόνο, το άζωτο και πολλά άλλα – δημιουργήθηκαν στα αστέρια. Ακόμη και το φθόριο που κάνει τα δόντια μας δυνατά!

Η ύλη όπως γνωρίζουμε αποτελείται από τρία τέταρτα υδρογόνο και περίπου ένα τέταρτο ήλιο. Όλα τα άλλα στοιχεία υπάρχουν μόνο σε πολύ μικρές ποσότητες και οι αστρονόμοι συνηθίζουν να αποκαλούν αυτά τα στοιχεία απλώς «μέταλλα» ακόμη και αν τα στοιχεία αυτά δεν είναι στην πραγματικότητα μεταλλικά. Το υδρογόνο και το ήλιο είχαν δημιουργηθεί από την αρχή, στα πρώτα λεπτά της ύπαρξης του Σύμπαντος. Λιγότερο από ένα δευτερόλεπτο μετά το Μπιγκ - Μπανγκ, το γεγονός με το οποίο όλα δημιουργήθηκαν, φευγαλέα ενεργητικά σωματίδια «πάγωσαν» στα μελλοντικά συστατικά των ατομικών πυρήνων: πρωτόνια και νετρόνια. Το πάγωμα, βέβαια, ήταν πολύ σχετικό καθώς η θερμοκρασία εκείνη τη στιγμή ήταν ακόμη μερικές εκατοντάδες δισεκατομμυρίων βαθμών!

Κατά τη διάρκεια του πρώτου δευτερολέπτου μετά το Μπιγκ – Μπανγκ, η θερμοκρασία ήταν τόσο υψηλή ώστε τα πρωτόνια και τα νετρόνια ήταν σε ισορροπία. Σύντομα, ωστόσο, η θερμοκρασία έπεσε κάτω από μια κρίσιμη τιμή και τα νετρόνια άρχισαν να διασπώνται, παράγοντας το καθένα ένα πρωτόνιο, ένα ηλεκτρόνιο και ένα αντινετρίνο. Αυτή η διάσπαση ήταν δυνατή γιατί τα νετρόνια έχουν μεγαλύτερη μάζα από τα πρωτόνια. Το Σύμπαν σύντομα θα είχε έλλειψη νετρονίων αν δεν γινόταν και μια αντίδραση που τα «διατηρούσε», συνδυάζοντας ένα νετρόνιο και ένα πρωτόνιο για να σχηματίσουν ένα πυρήνα δευτερίου.

Το δευτέριο λέγεται επίσης βαρύ υδρογόνο και είναι περισσότερο διάσημο για τη σημασία του στις πυρηνικές βόμβες που οι Γερμανοί προσπάθησαν να φτιάξουν κατά τη διάρκεια του Δευτέρου Παγκοσμίου Πολέμου. Από τη στιγμή που οι πυρήνες δευτερίου έχουν σχηματιστεί, άλλοι βαρύτεροι πυρήνες μπορούν να σχηματιστούν. Όταν δύο πυρήνες δευτερίου συγκρούονται, παράγουν ένα νετρόνιο και ένα πυρήνα ηλίου – στην παραλλαγή του ελαφρού ηλίου-3, που αποτελείται από ένα νετρόνιο και δύο πρωτόνια. Η διαδικασία μπορεί κατόπιν να συνεχιστεί για ένα ακόμη βήμα, παράγοντας τον περισσότερο συνηθισμένο πυρήνα του ηλίου-4, που αποτελείται από δύο νετρόνια και δύο πρωτόνια. Σχεδόν όλα τα νετρόνια στο Σύμπαν καταλήγουν να βρίσκονται σε συνήθεις πυρήνες ηλίου-4, αλλά και μερικοί πυρήνες ηλίου συνδυάζονται σε βαρύτερους πυρήνες, δίνοντας μια μικρή ποσότητα από το λίθιο-7.

Έτσι, τρία μέρη υδρογόνου, ένα μέρος ήλιο-4, λίγο δευτέριο και ήλιο-3, και ελάχιστη ποσότητα λιθίου. Λίγα λεπτά μετά το Μπιγκ-Μπανγκ, η μεγάλη κοσμική σούπα έχει ετοιμαστεί, η βάση για όλα τα άλλα συστατικά που πρόκειται να εμφανιστούν στο Σύμπαν: άστρα, πλανήτες και τελικά ζωή. Εντυπωσιακό είναι ότι η προετοιμασία αυτής της σούπας είναι τόσο απλή ώστε ακόμη και ο πιο άπειρος μάγειρας θα μπορούσε να προσπαθήσει να τη φτιάξει. Στην πραγματικότητα, η ισορροπία των συστατικών εξαρτάται από μια μόνο παράμετρο: την αρχική πυκνότητα των πρωτονίων και των νετρονίων. Όταν οι αστρονόμοι μέτρησαν τις ποσότητες αυτών των στοιχείων στο Σύμπαν, βρήκαν τιμές που συμφωνούσαν πολύ καλά με αυτές που προβλέπονταν από τη θεωρία. Αυτή η καλή συμφωνία ήταν ένα από τα καρφιά στο φέρετρο των αντιπάλων της θεωρίας του Μπιγκ-Μπανγκ.

Αλλά τι γίνεται με τα βαρύτερα στοιχεία; Αν δεν δημιουργήθηκαν τις πρώτες στιγμές του Σύμπαντος, τότε από πού προέρχονται και πότε δημιουργήθηκαν; Η απάντηση βρίσκεται στα αστέρια.

Στο εσωτερικό των αστέρων, η θερμοκρασία και η πυκνότητα είναι αρκετά υψηλές ώστε να ξεπεράσουν τις δυνάμεις που προκαλούν την άπωση των ατομικών πυρήνων, επιτρέποντάς τους να συντήκονται. Στο 3ο τεύχος του Science in School, είδαμε ότι η ενέργεια του Ήλιου προέρχεται από τη σύντηξη των πυρήνων υδρογόνου για να σχηματίσουν ήλιο στον εσωτερικό του πυρήνα. (Westra, 2006). Το ίδιο συμβαίνει σε όλα τα αστέρια που βρίσκονται στην «κύρια ακολουθία», το στάδιο κατά το οποίο καίνε υδρογόνο.

Ο μηχανισμός με τον οποίο τα αστέρια παράγουν ήλιο από το υδρογόνο εξαρτάται από τη μάζα του αστεριού: αστέρια της ίδιας ή μικρότερης μάζας από τον Ήλιο μετατρέπουν το υδρογόνο σε ήλιο κυρίως μέσω του «κύκλου πρωτονίου-πρωτονίου» (δείτε την εικόνα). Σε αστέρια μεγαλύτερης μάζας, ο κύριος μηχανισμός είναι ο «κύκλος CNO», στον οποίο άτομα άνθρακα, αζώτου και οξυγόνου δρουν ως καταλύτες για τη σύντηξη του υδρογόνου σε ήλιο (δείτε την εικόνα).

Ο κύκλος CNO εγείρει ένα φανερό παράδοξο: αν τα στοιχεία άνθρακας, άζωτο και οξυγόνο παράγονται στα αστέρια, πως μπορούν να χρησιμοποιηθούν ως καταλύτες στη σύντηξη του υδρογόνου προς ήλιο; Αυτή η λύση βρίσκεται στο γεγονός ότι αστέρια σχηματίζονται από τα υπολείμματα προηγούμενων γενιών αστεριών. Τα πρώτα–πρώτα αστέρια πράγματι περιείχαν μόνο υδρογόνο και ήλιο, τα οποία μετέτρεψαν σε βαρύτερα στοιχεία. Αυτά τα βαρύτερα στοιχεία ελευθερώθηκαν στον μεσοαστρικό χώρο όταν τα αστέρια εξερράγησαν ως σουπερνόβα. Ο μεσοοαστρικός χώρος προοδευτικά εμπλουτίστηκε σε άνθρακα, άζωτο και οξυγόνο και η επόμενη γενιά των αστεριών σχηματίστηκε με μια μικρή ποσότητα από αυτά τα στοιχεία, αρκετή για να δράσουν ως καταλύτες.

Κατά τη διάρκεια της κύριας ακολουθίας, της μακρύτερης περιόδου στη ζωή ενός αστέρα, το υδρογόνο έτσι μετατρέπεται σε ήλιο. Τελικά, το υδρογόνο εξαντλείται στο κέντρο του αστεριού, όπου γίνεται η «καύση» και το αστέρι εξελίσσεται, γίνεται μεγαλύτερο, πιο κρύο και πιο κόκκινο – ένας «κόκκινος γίγαντας».Μετά από μια σύντομη περίοδο, η θερμοκρασία και η πυκνότητα στον πυρήνα αυξάνονται αρκετά ώστε να συμβούν νέες αντιδράσεις. Αυτή τη φορά, είναι το ήλιο που αρχίζει να «καίγεται». Δύο πυρήνες ηλίου μπορούν να συντηχθούν για να σχηματίσουν ένα πυρήνα βηρυλλίου. Αν και οι πυρήνες βηρυλλίου είναι ασταθείς και οι περισσότεροι θα διασπαστούν γρήγορα, κάποιοι θα συγκρουστούν με ένα άλλο πυρήνα ηλίου, σχηματίζοντας άνθρακα. Το συνολικό αποτέλεσμα είναι ότι μ’ αυτό τον τρόπο τρεις πυρήνες ηλίου σχηματίζουν ένα πυρήνα άνθρακα. Ένα κλάσμα των πυρήνων άνθρακα που σχηματίζονται έτσι συγκρούονται με άλλους πυρήνες ηλίου για να σχηματίσουν οξυγόνο. Στους πυρήνες αυτών των γιγαντιαίων άστρων, τελικά, το ήλιο μετατρέπεται σε ένα μίγμα άνθρακα και οξυγόνου.

Το νεφέλωμα Dumbbell, που αποτελείται από ένα πολύ αραιό αέριο το οποίο έχει εκτιναχθεί από το καυτό κεντρικό αστέρι (ορατό σ’ αυτή την εικόνα), σε ένα από τα τελευταία εξελικτικά του στάδια Η εικόνα δημοσιεύεται με την άδεια της ESO

Για αστέρια μόνο λίγες φορές μεγαλύτερα από τον Ήλιο μας, αυτό θα είναι το τέλος. Από τη στιγμή που αυτός ο πυρήνας άνθρακα – οξυγόνου έχει σχηματιστεί το άστρο εκτινάσσει το εξωτερικό του στρώμα με τη μορφή ενός «πλανητικού νεφελώματος» αφήνοντας πίσω ένα λευκό νάνο

Για τα αστέρια μεγαλύτερης μάζας, όμως, η περιπέτεια συνεχίζεται. Η βαρυτική δύναμη που ασκείται από ένα τέτοιο αστέρι είναι ακόμη ισχυρή, προκαλώντας την περαιτέρω συρρίκνωση του πυρήνα, αυξάνοντας κατ’ αυτόν τον τρόπο την πυκνότητα και τη θερμοκρασία ώστε επιπλέον πυρηνικές αντιδράσεις, που οδηγούν σε βαρύτερα στοιχεία, να είναι δυνατές. Με αυτόν τον τρόπο, στοιχεία όπως το νέο, το μαγνήσιο και το πυρίτιο και αργότερα το θείο, το χλώριο και το ασβέστιο θα παραχθούν. Όλα αυτά τα στοιχεία έχουν ένα αριθμό νουκλεονίων που είναι πολλαπλάσιο του τέσσερα, καθώς προέρχονται από συνδυασμό πυρήνων ηλίου. Καθώς ο πυρήνας ηλίου λέγεται επίσης και σωμάτιο άλφα, αυτά τα στοιχεία είναι γνωστά και ως στοιχεία – άλφα και είναι αφθονότερα από άλλα βαρύτερα στοιχεία.

Ωστόσο, η σύλληψη του ηλίου δεν είναι η μόνη δυνατή διαδικασία με την οποία μπορούν να σχηματιστούν βαρύτερα στοιχεία. Πυρήνες μπορούν επίσης, πιο σπάνια, να συλλάβουν άλλα σωματίδια, όπως νετρόνια, πρωτόνια και πυρήνες δευτερίου. Με αυτόν τον τρόπο, μια ποικιλία στοιχείων, όπως φθόριο ή νάτριο, μπορούν να παραχθούν. Αυτά τα στοιχεία, ωστόσο, είναι παρόντα σε μικρότερες ποσότητες.

Τελικά, το νικέλιο-56 μπορεί να σχηματιστεί στη διαδικασία άλφα (με συνδυασμό πυρήνων ηλίου). Αυτός ο πυρήνας – με 28 πρωτόνια και 28 νετρόνια – είναι ασταθής και αυθόρμητα διασπάται σε σίδηρο-56, που είναι σταθερός και έχει 26 πρωτόνια και 30 νετρόνια. Μέχρι αυτό το σημείο, όλες οι αντιδράσεις που έγιναν μέσα στο άστρο παρήγαγαν ενέργεια, κάτι που επέτρεψε στο αστέρι να συνεχίσει τη ζωή του και τη «μάχη» εναντίον της βαρύτητας. Αλλά με το σχηματισμό του σιδήρου-56, αυτό δεν είναι πια δυνατό. Όντας ο πιο σταθερός πυρήνας που υπάρχει – έχει την υψηλότερη ενέργεια σύνδεσης – ο σίδηρος-56 μπορεί μόνο να μεταμορφωθεί σε άλλα στοιχεία με απορρόφηση ενέργειας αντί για αποβολή ενέργειας. Το άστρο δεν μπορεί να χρησιμοποιήσει αυτές τις πυρηνικές αντιδράσεις για να υποστηρίξει τον εαυτό του. Η παραγωγή ενός πυρήνα από σίδηρο σε ένα άστρο μεγάλης μάζας είναι μια προφητεία θανάτου: το αστέρι δεν μπορεί πλέον να αντισταθεί στη βαρύτητα. Συνθλίβεται, και η επακόλουθη αναπήδηση και το ωστικό κύμα τελειώνουν τη ζωή του με μια μεγάλη και δραματική έκρηξη: ένα σουπερνόβα. Με την έκρηξη, το αστέρι θα πετάξει στο μεσοαστρικό χώρο όλα τα στοιχεία που δημιούργησε – και άλλα που θα δημιουργήσει ακριβώς πριν πεθάνει. Αλλά αυτό είναι μια άλλη ιστορία….

Πηγή: www.scienceinschool.org