Fizyka w Szkole
Prominiowanie kosmiczne
CREDO-Maze; promieniowanie kosmiczne – rejs ku Wyspie Stabilności.
Tadeusz Wibig
Wiemy już od końca lat 40 ubiegłego wieku, że w promieniowaniu kosmicznym docierają do Ziemi przede wszystkim jądra atomów względnie lekkich. Im większa masa, im większa liczba atomowa, tym zasadniczo mniej jest tych pierwiastków.
Można to oczywiście uzasadnić fizycznie i zajmuje się tym od lat fizyka jądrowa i tam też pojawiło się pojęcie Wyspy Stabilności.
Najlżejszymi jądrami są po prostu pojedyncze protony, czyli jądra wodoru. Jest ich oczywiście najwięcej, bo wiadomo – na początku był wodór, a i dziś we Wszechświecie jest go najwięcej. Drugim w kolejności jest hel. Może to dziwić, bo na Ziemi jest go niezwykle mało (mniej niż jeden atom na milion innych!) i odkryto go całkiem niedawno, w połowie XIX wieku i to najpierw na Słońcu. Przy okazji warto wspomnieć, że Polska jest jednym z niewielu krajów i jedynym w Europie, który produkuje hel na skalę przemysłową, ale my nie o tym.
Co znajdujemy w Kosmosie?
Z innych pierwiastków znaleziono w promieniowaniu kosmicznym prawie sto lat temu wszystkie, jakie mogą powstawać w gwiazdach w normalnych procesach „spalania”, czyli te, których energia wiązania nukleonów w jądrze wzrasta przy łączeniu się, fuzji, pierwiastków lżejszych. Największa energię wiązania na nukleon osiągana jest w przypadku jąder żelaza. Pierwiastki cięższe od żelaza, jeśli umieścić by je w kąpieli termodynamicznej w bardzo wysokiej temperaturze (przewyższającej energię wiązania) rozpadłyby się, bo to byłoby dla nich po prostu energetycznie bardziej korzystne(…)
W procesach fuzji możliwe jest istnienie w odpowiedniej proporcji jąder nieco od żelaza cięższych takich jak kobalt, nikiel, czy nawet miedź, ale już coś dużo bardziej ciężkiego rozfragmentować musi.
Ponieważ obserwujemy wokół nas jednak tak ciężkie pierwiastki, oczywistym jest pytanie, skąd się one mogły wziąć? Od prawie stu lat wiadomo, że jeśli bombardować atomowe jądra neutronami, to zdarza się co jakiś czas, że jakiemuś neutronowi udaje się przedostać się do jądra i nawet pozostać na trochę. Wiele pierwiastków ma jądra zawierające przy jej samej liczbie protonów trochę mniej, lub więcej neutronów. Oczywiście, jeśli jest ich już zdecydowanie za dużo, jądro takie rozpada się i może być to rozpad β-, gdzie jeden z neutronów „zamienia się” w proton i następuje, ponieważ ładunek musi się zachowywać, emisja ujemnie naładowanego elektronu. Dla pierwiastków bardzo ciężkich może to być też rozpad α z emisją cząstki α, czyli związanych ze sobą ciasno dwóch protonów i dwóch neutronów, inaczej mówiąc jądra helu. Aż wreszcie może to być definitywny rozpad jądra na dwa mniejsze. Fizyka jądrowa jest w obszarze bardzo ciężkich jąder bardzo skomplikowana i sporo jeszcze o tych procesach nie wiemy.
Dołączanie po kolei neutronów i następujące po nich z czasem rozpady to dominujący mechanizm produkcji jąder cięższych od żelaza. Właściwie trudno sobie wyobrazić jakiś inny mogący wyprodukować na przykład złoto, czy srebro. Jak dotąd nie wykryto we Wszechświecie ani kamienia filozoficznego, ani nie wynaleziono innego magicznego sposobu transmutacji, nie znamy odpowiedniego tajemniczego zaklęcia, ani nie rozszyfrowaliśmy tajemnicy króla Midasa.
Pewnym problemem mogą być neutrony: skąd je wziąć? W przestrzeni kosmicznej neutronów nie ma. Niezwiązane w jądrach, neutrony w spoczynku rozpadają się w kilka minut. Wiemy, że powstają w dużej ilości przy wybuchach bomb atomowych, a w czasach pokojowych produkują je reaktory jądrowe. Bomb i reaktorów w kosmosie zasadniczo nie ma, choć jakby dobrze poszukać, to przecież gwiazdy, a w tym i nasze Słońce, są gigantycznymi i złożonymi reaktorami. Wiele reakcji jądrowych zachodzących w gwiazdach prowadzi do uwolnienia neutronów. Najprostszym przykładem jest proces występujący i w Słońcu łączenia wodoru i trytu w hel.
Do czego nadają się gwiazdy?
Do produkcji ciężkich pierwiastków nie każda gwiazda się jednak nadaje. Musi produkować dużo, bardzo neutronów i muszą mieć one odpowiednią energię, bo szansa na wychwyt neutronu przez jakieś jądro jest bardzo mała i oczywiście zależy od jego energii. Na szczęście na niebie jest mnóstwo najprzeróżniejszych gwiazd. Są takie które spalają hel, ale te nie są najefektywniejsze. Dokładne studia specjalistów astrofizyki jądrowej pokazały, że bardzo dobre byłyby gwiazdy niezbyt ciężkie M ≤ 4M⊙, bardzo jasne, tysiące razy jaśniejsze niż Słońce, czerwone giganty w podeszłym już wieku. Neutrony pochodzą w ich głównie z reakcji 13C(α,n)16O i 22Ne(α,n)25Mg.
Gwiazdy te charakteryzują się tym, że są regularnie nieprzewidywalne. Co jakiś czas przechodzą z fazy spokojnej do fazy wybuchowej. Wybuchy są ograniczone i trwają niedługo, powiedzmy 100 000 lat i w tym czasie strumień neutronów dyfunduje we wnętrzu gwiazdy i napotyka czasem jakieś ciężkie jądro. Jądro po wychwyceniu neutronu ma mnóstwo czasu, aby się rozpaść, jeśli odczuwa taką potrzebę, a jak już się rozpadnie, czeka na następny neutron, powiedzmy 100 lat, a może tak czekać na kolejne i miliony lat. Taki proces nazywamy powolnym i z angielska mówimy o nim s-process.
Wśród gwiazd mamy też gwiazdy znacznie cięższe. Te spalają się szybciej i gwałtowniej, a koniec ich jest niezwykle spektakularny: kończą jako supernowe. W ostatnim etapie swojej ewolucji ogólnie rzecz ujmując można powiedzieć, że gwiazda zapada się w sobie. Energia jądrowa utrzymująca dotąd materię w stanie delikatnej równowagi z grawitacją kończy się i nic już nie jest w stanie powstrzymać totalnego spadku. Opisanie tego, co dzieje się w czasie mierzonym sekundami jest strasznie trudne. Energia potencjalna materii gwiazdowej zamienia się w ciepło i emitowana jest przez najrozmaitsze promieniowanie powstające w reakcjach atomowych jąder ze sobą i ogólnie wszystkiego ze wszystkim. Wydostać się z tego termodynamicznego piekła najłatwiej jest neutrinom i to one unoszą jakieś 99% wydzielającej się energii, pozostały procent daje wzrost jasności wybuchającej gwiazdy nawet i milion razy, przez co wybuchy takie w Galaktyce dają się zauważyć gołym okiem. Chińczycy opisali w roku 185 gwiazdę nazwaną „gościem”, a Kepler w 1604 zobaczył supernową odległą od Ziemi o 20 000 lat świetlnych.
Z naszego punktu widzenia ważne jest, że w tej gorącej, mającej miliardy stopni zupie atomowych jąder, elektronów, kwantów gamma mamy i neutrony i to są ich setki miliardów miliardów w każdym centymetrze sześciennym. W tak ekstremalnym środowisku nie ma zasadniczo czasu na rozpady β- i przez ten krótki czas kolapsu jądra łapią tylko i łapią neutrony. Oczywiście jeśli jest ich bardzo, bardzo za dużo, to takie jądro o gigantycznym nadmiarze neutronów nie może już dłużej trwać i jakiś neutron w nim przekształci się w proton, ale i tak całe to niestabilne w realnym, normalnym czasie pozostaje z daleka od czegoś co nazywa się ścieżką stabilności, gdzie siedzą sobie wszystkie jadra atomowe, jakie mamy wokół siebie.
Jak już powiedzieliśmy proces ten trwa bardzo krótko. Stąd bierze się jego nazwa: szybkiego procesu wychwytu neutronów, po angielsku r-process. Gdy sytuacja wybuchającej gwiazdy ustabilizuje się nieco, jej jądro utworzy gwiazdę neutronową, albo czarną dziurę, a większość materii zewnętrznych powłok gwiazdy wzbogacona o ciężkie, wyprodukowane przez chwilą pierwiastki zacznie się oddalać wydmuchnięta w przestrzeń przez promieniowanie eksplozji i wreszcie wszystkie nietrwałe jadra zaczną się rozpadać. Proces rozpadów trwał będzie tak długo, nim nie osiągną wspomnianej ścieżki stabilności. (…)
Cały artykuł przeczytacie w wydaniu 4/2024 „Fizyki w Szkole”
Artykuł ten jest siódmym z serii poświęconej projektowi „Kosmos widziany z Łodzi” będącym realizacją szerokiej akcji udostępniania młodzieży nowoczesnej aparatury naukowej mającej w końcowym efekcie pokazać, a może i nauczyć młodych, ciekawych świata ludzi metod, jakimi posługuje się współczesna nauka w poszukiwaniu praw rządzących Wszechświatem. Dostarczane szkołom zestawy pomiarowe stają się istotnym rozwinięciem projektu CREDO (Cosmic Ray Extremely Distributed Observatory) i wszyscy, którzy przyłączą się do nas, staną się uczestnikami niezwykłej podróży w nieznane zakamarki Kosmosu. zachęcamy zaciekawione, a może nawet i zainteresowane osoby, nauczycieli o kontakt z nami. Im więcej nas będzie, tym łatwiej
Wydanie można zamówić poprzez Formularz