Z Prochu Gwiazd
pierwiastki we Wszechświecie

Skąd się wzięły?

Genezy powstania materii we Wszechświecie należy szukać w tak zwanym Wielkim Wybuchu. W pierwszych chwilach po Wielkim Wybuchu niezwykle gorący Wszechświat zaczął się gwałtownie rozszerzać i stygnąć. W stygnącej plazmie kwarków, elektronów i innych podstawowych cząstek, którą był wówczas Wszechświat, zaczęły formować się stabilne cząstki. W 1/100 sekundy po wielkim Wybuchu przestrzeń wypełniona była protonami, neutronami, elektronami, fotonami (kwanty światła) oraz słabo oddziaływującymi cząstakami - neutrinami (pojawiają się np. w reakcjach jądrowych w Słońcu). Wszechświat rozszerzał się i stygł dalej a protony i neutrony, zderzając się ze sobą w przestrzeni, wiązały się ze sobą tworząc jądra lekkich pierwiastków: deuteru i trytu (izotopy wodoru - patrz przykład), helu i jego izotopów, litu i jego izotopów. Pozostałe w przestrzeni pojedyncze protony to jądra wodoru. Proces ten zwany jest nukleogenezą (określenie 'nukleogeneza' odnosi się do wszystkich procesów prowadzących do powstania pierwiastków chemicznych). Wszechświat nieprzerwanie rozszerzał się i stygł, gęstość materii stawała się coraz mniejsza i zderzenia między protonami i neutronami zachodziły coraz rzadziej. W końcu, 10¹³s (ok 250 tys. lat) po Wielkim Wybuchu Wszechświat ostygł na tyle, by dodatnie jądra mogły związać ze sobą ujemnie naładowane elektrony tworząc w ten sposób atomy.

W rezultacie tych procesów postały przede wszystkim:

• atomy wodoru ok. 75%
• atomy helu ok. 25%
• bardzo niewielkie ilości atomów litu (mniej niż jeden atom litu na milion atomów wodoru.)

Wszystkie cięższe pierwiastki, które obserwujemy (czyli większość zawartości tablicy Mendelejewa), powstały w gwiazdach. Gdy rozszerzający się i stygnący Wszechświat liczył sobie ponad miliard lat zaczęły się w nim tworzyć skupiska materii (głównie wodoru), dając początek galaktykom. Pod wpływem ciążenia grawitacyjnego chmury wodoru zaczęły zapadać się i zagęszczać i w wyniku tych procesów podgrzewać się. Gdy gęstość materii w skupisku stawała się dostatecznie duża i jej temperatura wzrosła odpowiednio - następował zapłon - łańcuch reakcji termojądrowych oznaczających narodziny gwiazdy. W ciągu tych reakcji wodór zamienia się w hel i wydzielana jest duża ilość energii. Jest to tak zwana nukleosynteza (synteza jądrowa). Gdy większość wodoru się wypali, reakcje ustają i gwiazda zaczyna zapadać się dalej zwiększając swoją gęstość i temperaturę. Jeżeli ma dostatecznie dużą masę, to proces ten doprowadzi do takiego wzrostu temperatury, który umożliwi zapalenie się helu. W cyklu reakcji termojądrowych spalania helu, w gwieździe powstaje węgiel. Gdy hel się wypali może dojść do rozpoczęcia spalania węgla. Powstaje wtedy tlen. Cykl powtarza się rodząc coraz cięższe pierwiastki: neon, krzem, siarkę, aż w końcu w gwieździe powstanie żelazo. Żelazo jest pierwiastkiem, który ma najsilniejsze wiązanie jądrowe, a więc przyłączając do niego kolejne protony i tworząc cięższe pierwiastki nie zyskamy energii, ale żeby utworzyć cięższy pierwiastek musimy energii dołożyć. Stąd też żelazo nie ulegnie nukleosyntezie.

Jednak znamy pierwiastki cięższe od żelaza (nikiel, kobalt, srebro złoto itd). Pierwiastki te mogą powstać dopiero dzięki dostarczeniu odpowiedniej ilości energii. Warunki sprzyjające ich powstaniu zachodzą w czasie tak zwanego wybuchu supernowej. Wybuch taki jest możliwy tylko dla dużych gwiazd o dużej masie (co najmniej 1.4 raza większej od masy naszego Słońca). Po powstaniu w gwieździe żelaza procesy termojądrowe ustają i pod wpływem swojej masy gwiazda raptownie zapada się grawitacyjnie. Gęstość materii w jej jądrze wzrasta (neutralne neutrony z jąder żelaza i dodatnio naładowane protony). W końcu gwiazda zapada się na tyle, że odległości między naładowanymi, a więc odpychającymi się elektrycznie protonami, otaczającymi neutronowe jądro gwiazdy stają się tak małe, że gwiazda odrzuca je w gwałtownym wybuchu. Wybuch ten wyrzuca z gwiazdy zgromadzone w niej w wyniku nukleosyntezy pierwiastki, a jego energia pozwala na utworzenie pierwiastkow cięższych od żelaza (np. kobaltu, miedzi, złota, ołowiu, ...). Wyrzucona przez supernową materia może posłużyć do utworzenia nowej generacji gwiazd i uformowania się planet.

Wyrzucone w przestrzeń kosmiczną przez wybuchy supernowych pierwiastki cięższe napotykają na swej drodze promieniowanie kosmiczne. Promieniowanie to "kruszy" cięższe jądra na mniejsze. Proces ten zwany spalacją i jest głównym źródłem lekkich pierwiastków: litu, berylu i boru.

Gdzie się znajdują?

Najczęściej występującym we Wszechświecie pierwiastkiem jest wodór a następnie hel. Są one głównymi składnikami gwiazd i materii międzygwiezdnej (przy czym wodór dominuje). Pierwiastki cięższe tworzą jądra gwiazd. Częściej występują w młodszych generacjach gwiazd, powstałych wtórnie z materii po wybuchach supernowych. W Słońcu pierwiastki cięższe, takie jak żelazo, stanowią około 2% całkowitej masy. W starych gwiazdach jest ich znacznie mniej - zaledwie 0.0001 tego co w Słońcu. Takie gwiazdy musiały się uformować w samym początku istnienia Naszej Galaktyki. Pierwiastki cięższe są też budulcem planet.

Przykład dla Ziemi:

• żelazo stanowi 34.6% masy Ziemi
• tlen stanowi 29.5% masy Ziemi
• krzem stanowi 15.2% masy Ziemi
• magnez stanowi 12.7% masy Ziemi
• nikiel stanowi 2.4% masy Ziemi
• siarka stanowi 1.9% masy Ziemi
• tytan stanowi 0.05% masy Ziemi

Przykład dla Jowisza (planeta gazowa):

• wodór stanowi ok.75% masy Jowisza
• hel stanowi ok.25% masy Jowisza

Podsumowanie

Najpopularniejszym pierwiastkiem we Wszechświecie jest wodór (H) Znamy 4 rodzaje procesów, dzięki którym powstały pierwiastki nukleogenezę związaną z Wielkim Wybuchem (wodór, hel, lit) nukleosyntezę w procesach termojądrowych w gwiazdach (pierwiastki lekkie - do żelaza) syntezę ciężkich jąder w wybuchach supernowych (pierwiastki cięższe od żelaza) Spalację w promieniowaniu kosmicznym (pierwiastki lekkie: lit, beryl, bor)

(Obrazek pochodzi z pracy: J. Geiss, and R. von Steiger 1977, "Production of Light Nuclei in the Early Universe" in 'Fundamental Physics in Space', ESA-SP 420, pp. 99-106.)