By Επί δεκαετίες επικρατούσε η άποψη ότι ο χρυσός σχηματίστηκε κατά την διάρκεια των εκρήξεων σουπερνόβα, μαζί με δεκάδες άλλα βαριά στοιχεία που τοποθετούνται στις κάτω σειρές του περιοδικού πίνακα. Όμως, τα τελευταία χρόνια εδραιώνεται μια διαφορετική άποψη.
Το 1957 οι φυσικοί Margaret και Geoffrey Burbidge, William Fowler και Fred Hoyle (γνωστοί και ως Β2FH) δημοσίευσαν την κλασική τους εργασία [Synthesis of the Elements in Stars]. Εκεί επιχειρούν για πρωτή φορά με συστηματικό τρόπο να εξηγήσουν πως σχηματίστηκαν και σχηματίζονται τα στοιχεία του περιοδικού πίνακα στο εσωτερικό των άστρων.
Η Μεγάλη Έκρηξη άφησε πίσω της υδρογόνο, ήλιο και λίθιο. Η σύντηξη των πυρήνων αυτών στο εσωτερικό των άστρων δίνει βαρύτερους πυρήνες, αλλά η διαδικασία αυτή σταματάει στον σίδηρο, έναν από τους πιο σταθερούς πυρήνες στη φύση. Πυρήνες μεγαλύτεροι από τον σίδηρο έχουν περισσότερο θετικό φορτίο και είναι δύσκολο να ενωθούν μεταξύ τους, δηλαδή η σύντηξη δεν επιστρέφει περισσότερη ενέργεια από αυτή που προσφέρεται.
Ένας εύκολος τρόπος για να δημιουργήσουμε βαριά στοιχεία, είναι να βομβαρδίσουμε πυρήνες σιδήρου με νετρόνια, τα οποία δεν είναι ηλεκτρικά φορτισμένα. Τα επιπλέον νετρόνια στον πυρήνα συνήθως τον κάνουν ασταθή, και στην περίπτωση αυτή, ένα νετρόνιο στον πυρήνα μεταπίπτει σε πρωτόνιο (και εκπέμπεται ένα ηλεκτρόνιο και ένα αντινετρίνο).
Έτσι, η αύξηση του ατομικού αριθμού κατά μια μονάδα οδηγεί σε ένα βαρύτερο στοιχείο. Όταν κι άλλα νετρόνια προστίθενται σε έναν πυρήνα με πιο αργό ρυθμό απ’ ότι μπορεί να διασπαστεί, η διαδικασία αυτή ονομάζεται αργή σύλληψη του νετρονίου ή διαδικασία s. Με τον τρόπο αυτό σχηματίζονται στοιχεία όπως το στρόντιο, το βάριο και ο μόλυβδος.
Όμως, όταν τα νετρόνια προστίθενται στον πυρήνα γρηγορότερα από την διάσπασή τους – η διαδικασία ονομάζεται ταχεία σύλληψη νετρονίου ή διαδικασία r – και τότε σχηματίζονται βαρύτερα στοιχεία, συμπεριλαμβανομένων του ουρανίου και του χρυσού.
Για να είναι δυνατή η διαδικασία r, οι Β2FH αναγνωρίζουν ότι πρέπει να ικανοποιούνται κάποιες προϋποθέσεις. Κατ’ αρχήν πρέπει να υπάρχει μια καθαρή πηγή νετρονίων και οι βαρείς πυρήνες-σπόροι (όπως ο σίδηρος) που θα συλλάβουν αυτά τα νετρόνια. Απαιτείται επίσης ένα πυκνό και θερμό περιβάλλον, καθώς επίσης και μια έκρηξη που θα διασκορπίσει τα προϊόντα στο διάστημα.
Για τους περισσότερους αστρονόμους, οι προϋποθέσεις αυτές τηρούνται σε ένα συγκεκριμένο αστρονομικό αντικείμενο: το σουπερνόβα. Από την δεκαετία του 1990 μια συγκεκριμένη εικόνα άρχισε να αναδύεται μέσα από τα υπολογιστικά μοντέλα. Μισό δευτερόλεπτο μετά την κατάρρευση του άστρου, μια θύελλα από νετρίνα αναδύεται προς τα έξω για περίπου ένα λεπτό.
Αυτός ο άνεμος παρασύρει μαζί του πυρήνες σιδήρου, οι οποίοι χρησιμεύουν ως σπόροι συλλαμβάνοντας διαδοχικά πολλά νετρόνια, πραγματοποιώντας τη διαδικασία r. Aυτή είναι η αποδεκτή θεωρία σχηματισμού των βαρέων πυρήνων που περιγράφεται σε όλα τα βιβλία πυρηνικής φυσικής και αστροφυσικής.
Καθώς όμως η ανάλυση των μοντέλων των σουπερνόβα εξελισσόταν, άρχισαν να εμφανίζονται κάποια προβλήματα. Η θερμοκρασία του ανέμου που παρασύρει τα νετρίνα δεν φαίνεται να είναι αρκετά υψηλή. Ο άνεμος μπορεί επίσης να είναι αρκετά αργός, και οι πυρήνες-σπόροι δεν βρίσκουν αρκετά νετρόνια για να σχηματίσουν διαδοχικά βαριά στοιχεία μέχρι το ουράνιο.
Και τα νετρίνα θα μπορούσαν να μετατρέψουν τα νετρόνια σε πρωτόνια – που σημαίνει ότι δεν θα υπάρχει το πλήθος το νετρονίων που απαιτείται. Το σίγουρο είναι ότι από τις εκρήξεις σουπερνόβα δημιουργούνται άστρα νετρονίων. Το άστρο νετρονίων διαθέτει ισχυρότατο βαρυτικό πεδίο.
Υπάρχει άραγε κάποια διαδικασία που θα μπορούσε να χρησιμοποιήσει τα νετρόνια του άστρου νετρονίου για πυρηνοσύνθεση;
Η απάντηση είναι καταφατική: Η κύρια ιδέα ήταν ένα εξαιρετικά βίαιο κοσμικό γεγονός – μια σύγκρουση μεταξύ δύο άστρων νετρονίων. Μέχρι πρόσφατα αυτό ήταν απλά μια θεωρία.
Η θεωρία αυτή επιβεβαιώθηκε πριν από μερικά χρόνια, όταν οι επιστήμονες εντόπισαν βαρυτικά κύματα από μια τέτοια σύγκρουση – και ταυτόχρονα ανίχνευσαν και την παραγωγή φωτός. Αυτό το φως μετέφερε τις χημικές υπογραφές των βαρέων στοιχείων – προσφέροντας τα πρώτα στοιχεία που υποστηρίζουν τη θεωρία. Βοήθησε επίσης τους επιστήμονες να συμπληρώσουν μερικές από τις λεπτομέρειες για το πώς θα μπορούσε να λειτουργήσει αυτή η διαδικασία.
Τα άστρα νετρονίων είναι τα πιο πυκνά αντικείμενα στο σύμπαν, μετά τις μαύρες τρύπες. Γεννιούνται όταν πεθαίνουν άστρα μεγάλης μάζας και ο πυρήνας τους καταρρέει. Η απίστευτη βαρυτική πίεση προκαλεί αντιδράσεις πρωτονίων και ηλεκτρονίων προς νετρόνια, δημιουργώντας ένα άστρο σχεδόν εξ ολοκλήρου από νετρόνια.
Στην σπάνια περίπτωση που δύο άστρα νετρονίων συγκρούονται μεταξύ τους – η έκρηξη δημιουργεί εντυπωσιακές θερμοκρασίες και πιέσεις. Αντλούνται επίσης πολλά ελεύθερα νετρόνια – έως και ένα γραμμάριο νετρονίων διασκορπίζεται σε κάθε κυβικό εκατοστό του χώρου. Αυτές οι σπάνιες συνθήκες πυροδοτούν αυτό που ονομάζεται ταχεία σύλληψη νετρονίου ή «διαδικασία r» για συντομία.
Όλα ξεκινούν με τον πυρήνα του σιδήρου που έχει σπερματικό ρόλο. Ο πυρήνας του σιδήρου διαθέτει 26 πρωτόνια και περίπου 30 νετρόνια. Αλλά κατά τη διάρκεια της διαδικασίας r, θα συλλάβει γρήγορα πολλά περισσότερα νετρόνια μέσα σε λίγα χιλιοστά του δευτερολέπτου. Ο νέος πυρήνας είναι εξαιρετικά ασταθής λόγω του μεγάλου αριθμού νετρονίων, έτσι μερικά από τα νετρόνια θα διασπαστούν σε πρωτόνια. Το αποτέλεσμα αυτής της εξαιρετικά γρήγορης και πολύπλοκης διαδικασίας είναι μια νέα μορφή ύλης.
Σκεφτείτε ότι αυτό το δαχτυλίδι χρυσού στο δάχτυλό σας (όσοι από σας είστε παντρεμένοι και επιμένετε να φοράτε τη βέρα του γάμου σας) – ξεκίνησε σε έναν κοσμικό κατακλυσμό που είναι από τα πιο βίαια και πανίσχυρα γεγονότα στο σύμπαν.
Ένα κοσμικό μυστήριο προς επίλυση και ένα κομματάκι του σύμπαντος, όλα στο δάκτυλο του χεριού σας.
Πηγή: SCIENTIFIC AMERICAN
