سنگین‌ترین عناصر چگونه ساخته می‌شوند؟

ماده عمدتاً از اتم‌ها تشکیل شده است، که در آن‌ها هسته‌های اتمی می‌توانند تا ۱۰۰ پروتون یا بیشتر داشته باشند. اما سنگین‌ترین عناصر چگونه ساخته شده‌اند؟

در سراسر کیهان ما، اتم‌ها و هسته‌های اتمی در همه جا یافت می‌شوند و هیدروژن، هلیوم، اکسیژن و کربن به ترتیب فراوان‌ترین عناصر را تشکیل می‌دهند. 
در حالی که هیدروژن و هلیوم در بیگ بنگ ساخته شدند، عملاً تمام عناصر دیگر در فرآیندهای شدید در ستارگان، ابرنواخترها، کیلونواها و موارد دیگر ساخته می‌شوند. 
اما سنگین‌ترین عناصر، آن‌هایی که در بالاترین جایگاه جدول تناوبی قرار دارند، شگفت‌انگیزترین ریشه‌ها را دارند. در اینجا دو روش برای ساخته شدن این سنگین‌ترین عناصر آورده شده است و البته این اتفاق در ابرنواخترها نمی‌افتد.

در سراسر کیهان، در تمام جهات، عملاً هیچ جایی را نمی‌توانیم پیدا کنیم که مملو از نوعی ماده نباشد: ستارگان، کهکشان‌ها، غبار، ابرهای گازی و پلاسما، که در میان آنها پلاسما از همه مهم‌تر است و همچنین اجرام کوچکی که در هر منظومه ستاره‌ای پراکنده شده‌اند. وقتی این ماده را با جزئیات بررسی می‌کنیم، متوجه می‌شویم که نه تنها از رایج‌ترین عناصر یعنی هیدروژن، هلیوم، اکسیژن، کربن و موارد دیگر ساخته شده است، بلکه مجموعه کامل عناصر موجود در جدول تناوبی در مقادیر مختلف در سراسر کیهان یافت می‌شوند. در منظومه شمسی ما، توانسته‌ایم فراوانی این عناصر را به طور دقیق شناسایی کنیم، اما آنها را در جاهای دیگر مانند در داخل و اطراف ستارگان تازه متولد شده در محیط بین ستاره‌ای، در بقایای ابرنواخترها و کیلونواها، در سحابی‌های سیاره‌ای و بسیاری موارد دیگرنیز پیدا می‌کنیم.

اما این عناصر چگونه، کجا و چه زمانی ساخته می‌شوند؟ و به طور خاص، در حالی که ساخت عناصر سبک‌تر نسبتاً آسان است، تنها دو منبع تولید برای سنگین‌ترین عناصر وجود دارد؛ چرا اینطور است؟ این چیزی است که می خواهیم بدانیم و می‌پرسیم:

“سوال این است که سنگین‌ترین عناصر چگونه ایجاد می‌شوند؟ می‌دانیم که ادغام ستاره‌های نوترونی مسئول تولید اکثر عناصر سنگین‌تر است، اما فیزیک پشت این موضوع چیست؟ و حالا که صحبتش شد، چرا [ناهنجاری‌ها] برای عناصر سنگین جیوه، تالیوم و سرب وجود دارد؟ چرا بخش‌های قابل توجهی از این عناصر توسط ستاره‌های کم جرم در حال مرگ ایجاد می‌شوند و فیزیک پشت آن چیست؟”

این یک سوال بسیار عمیق است و ما تا همین اواخر پاسخ آن را نمی‌دانستیم. در اینجا فیزیک و اخترفیزیک پشت سنگین‌ترین عناصر آمده است.

برای روشن شدن موضوع، تنها یک راه اساسی برای تبدیل موفقیت‌آمیز عناصر سبک به عناصر سنگین وجود دارد: از طریق فرآیندهای همجوشی هسته‌ای و جذب هسته‌ای. شما می‌توانید دو هسته اتمی سبک‌تر را بگیرید و آنها را مجبور به واکنش در رویدادی کنید که منجر به تولید یک هسته اتمی سنگین‌تر شود، یا می‌توانید یک نوکلئون (معمولاً یک نوترون، اما گاهی اوقات یک پروتون) را به صورت تکی به یک هسته اتمی از پیش موجود اضافه کنید. در هر صورت، هسته اصلی شما اکنون سنگین‌تر از هسته اصلی خواهد بود، که در آن صورت یکی از این دو حالت را خواهد داشت:

پایدار یا شبه پایدار باقی بماند در حالت ناپایدار ، هسته شروع به واپاشی می کند که در این جا سه حالت روی می دهد: حالت اول از طریق انتشار یک ذره آلفا (که این انتشار، ۲ واحد عدد اتمی و چهار واحد جرم آن را جرم اتمی آن را کاهش می‌دهد) واپاشی کند،در حالت دوم از طریق انتشار یک ذره بتا (که جرم اتمی آن را ثابت نگه می‌دارد اما یک عنصر را در جدول تناوبی بالاتر می‌برد) واپاشی کند، در حالت سوم دچار واپاشی عجیب‌تری شود که یا عدد اتمی آن را ثابت نگه می‌دارد یا آن را کاهش می‌دهد.

بنابراین، انواع مختلف واکنش‌هایی که در جهان رخ می‌دهند و قادر به ایجاد این تغییرات هستند، کدامند؟ بیایید هر یک از آنها را بررسی کنیم و ببینیم که در مورد ایجاد سنگین‌ترین عناصر، در کجاها کاربرد دارند و در کجاها کاربرد ندارند.

همجوشی در طول بیگ بنگ داغ

با نگاهی به جهان غنی امروزمان، باورش سخت است، اما در مراحل اولیه بیگ بنگ داغ، هیچ اتمی، هیچ عنصر سنگینی وجود نداشت و در واقع هیچ چیز پیچیده‌تری – تا جایی که به هسته اتم مربوط می‌شود – از پروتون‌ها و نوترون‌های خالی وجود نداشت. با توجه به دمای بسیار بالا و چگالی‌های فوق‌العاده بالای موجود در جهان اولیه، ممکن است فکر کنید که این شرایط ایده‌آل برای ساخت عناصر سنگین بوده است تا تمام عناصر با عدد اتمی بالای جدول تناوبی ساخته شود. اگر اینطور فکر می‌کنید، نمی‌توان شما را سرزنش کرد؛ این همان چیزی است که زمانی جورج گاموف که مسلماً مشهورترین نام مرتبط با بیگ بنگ است ، درباره آن فکر می‌کرد!

با این حال، مشکل این است که فوتون‌ها یا کوانتوم‌های نور زیادی در جهان اولیه وجود دارد که مانع از تشکیل پایدار اولین هسته اتمی مرکب، دوتریوم، برای مدت طولانی می‌شوند. هر بار که یک دوترون (ترکیب پروتون و نوترون) تشکیل می‌شود، یک فوتون با انرژی به اندازه کافی بالا می‌آید و آن را متلاشی می‌کند و تمام مراحل بعدی که منجر به تشکیل عناصر سنگین می‌شود را به تأخیر می‌اندازد.

تا زمانی که جهان به اندازه کافی خنک شود که دوتریوم بتواند به طور پایدار تشکیل شود و از آنچه به عنوان گلوگاه دوتریوم شناخته می‌شود، عبور کند در این حالت دما هنوز بالا و در حد میلیاردها درجه است، اما چگالی‌ها کم هستند: فقط یک میلیاردم آنچه در هسته خورشید است. در نتیجه، فقط سبک‌ترین عناصر به هر شکلی از فراوانی تولید می‌شوند که آن ها همان هیدروژن و هلیوم، همراه با ایزوتوپ‌های مختلف آنها هستند.لیتیوم در سطحی کمتر از یک قسمت در میلیارد ایجاد می‌شود و بریلیم، بور، کربن، نیتروژن و اکسیژن همگی به تدریج حتی کمتر هم می‌شوند: در حد یک در تریلیون یا یک در کوادریلیون(هزارتریلیون =یک کوادریلیون) .

برای تولید عناصر سنگین، بیگ بنگ اصلاً مناسب نیست.

 

همجوشی درون ستارگان معمولی رشته اصلی.

پس می‌خواهید عناصر سنگین بسازید؟ فراوان‌ترین جایی که در جهان مدرن ما عناصر سنگین در آن ساخته می‌شوند، دقیقاً همان جایی است که انتظار دارید: درون هسته ستارگان معمولی. تا زمانی که هسته توپ غنی از هیدروژن گاز و پلاسمای شما بتواند به دمای بیش از ۴،۰۰۰،۰۰۰ کلوین برسد، واکنش‌های همجوشی هسته‌ای را آغاز خواهید کرد: در درجه اول از طریق زنجیره پروتون-پروتون در دماهای پایین‌تر هلیوم تولید می شود ، در حالی که دماهای بالاتر (که در هسته ستارگان عظیم‌تر یافت می‌شود)عناصر سنگین‌تر از طریق چرخه C-N-O (کربن-نیتروژن-اکسیژن)تولید می‌ شوند. تا زمانی که ستارگان در رشته اصلی هستند، یعنی هنوز به ستارگان غول‌پیکر تبدیل نشده‌اند، فرآیندهای تولید هلیوم غالب هستند.

متاسفانه برای شما طرفداران عناصر سنگین، واکنش‌های اولیه‌ای که درون این ستارگان رشته اصلی رخ می‌دهند، تنها با واکنش‌های خالص آنها که هلیوم را از هیدروژن تشکیل می‌دهند، به پایان می‌رسند. عناصر سنگین‌تر در این محیط‌ها تولید نمی‌شوند. حتی در چرخه C-N-O، که شامل کربن، نیتروژن و اکسیژن است، هیچ تولید خالصی از عناصر دیگر وجود ندارد: فقط هیدروژن به هلیوم، به علاوه الکترون، پوزیترون و اشعه گاما: که هیچ‌کدام از آنها هیچ کاری برای ایجاد عناصر سنگین‌تر انجام نمی‌دهند. با این حال، ستارگان رشته اصلی در سه نوع وجود دارند:

ستارگان پرجرم، با بیش از ۸ تا ۱۰ جرم خورشیدی،
ستارگان معمولی، با بین ۰.۴ تا ۸ جرم خورشیدی،
و ستارگان کم‌جرم، با ۰.۴ یا کمتر جرم خورشیدی.

ستارگان کم‌جرم هرگز از رشته اصلی خارج نمی‌شوند، بنابراین هرگز از طریق واکنش‌های هسته‌ای چیزی سنگین‌تر از هلیوم نمی‌سازند. اما دو نوع دیگر ارزش بررسی دقیق‌تر را دارند، زیرا تکامل می‌یابند.

همجوشی درون ستاره‌های غول‌پیکر، عظیم و تکامل‌یافته.

این یکی جالب‌تر است: وقتی یک ستاره عظیم هیدروژن موجود در هسته خود را می‌سوزاند، بعد چه اتفاقی می‌افتد؟ آن هسته، بدون سوخت هیدروژن بیشتر در داخل آن، شروع به انقباض و گرم شدن می‌کند. با گرم شدن، مجموعه‌های جدیدی از واکنش‌ها در دماهای بالاتر امکان‌پذیر می‌شوند: همجوشی هسته‌های هلیوم به کربن. در حالی که هیدروژن در پوسته‌ای اطراف هسته داخلی به هلیوم تبدیل می‌شود، خود هسته به سمت عناصر سنگین‌تر حرکت می‌کند. پس از اتمام هلیوم هسته، این فرآیند انقباض دوباره ظاهر می‌شود، به این صورت که:

کربن به نئون، اکسیژن، سدیم و منیزیم تبدیل می‌شود،
سپس نئون به اکسیژن و منیزیم تبدیل می‌شود،
سپس اکسیژن به سیلیکون، گوگرد، فسفر و منیزیم تبدیل می‌شود،
سپس سیلیکون به (عمدتاً) گوگرد، آرگون، کلسیم، تیتانیوم، کروم و در نهایت به آهن، نیکل و کبالت تبدیل می‌شود،
و تمام.

با این حال، به عنوان یک محصول جانبی برخی از واکنش‌هایی که رخ می‌دهد، نوترون‌های آزاد تولید می‌شوند. این نوترون‌ها می‌توانند توسط هسته‌های اتمی به دام بیفتند و امکان تجمع آهسته عناصر سنگین‌تر را در هسته این ستارگان فراهم کنند: جایی که نوترون‌ها تولید می‌شوند. ماهیت آهسته واکنش (فرآیند کند جذب نوترون) دلیل نام‌گذاری این فرآیند به نام کُند-فرایند ( slow prosse یا s-prosses) است و می‌تواند به راحتی عناصری را تا محدوده ی آهن-کبالت-نیکل ایجاد کند: که پایدارترین عناصر از نظر انرژی هستند. با این حال، به دلیل تعداد زیاد عناصر با جرم متوسط ​​و کمبود نوترون‌های تولید شده نسبت به کل ستاره، رفتن به سطوح بالاتر از این عناصر دشوار است. برای صعود به سطوح بالاتر در هر فراوانی زیاد، انرژی بیشتری مورد نیاز است.

رویدادهای ابرنواختر فروپاشی هسته.

خوشبختانه، وقتی سوختن سیلیکون کامل می‌شود، دقیقاً همان چیزی است که بیشتر اوقات اتفاق می‌افتد: هسته، که اکنون بی‌اثر است (زیرا اتم‌های آهن با هم ترکیب نمی‌شوند)، منقبض و از درون منفجر می‌شود و یک واکنش همجوشی مهارنشدنی را آغاز می‌کند. هسته یک ستاره نوترونی یا یک سیاه‌چاله تولید می‌شود، در حالی که لایه‌های بیرونی در یک فاجعه ستاره‌ای به بیرون پرتاب می‌شوند و یک رویداد ابرنواختر فروپاشی هسته (یا نوع II) زوی می دهد. تعداد زیادی نوترون به سرعت در طول چند ثانیه تولید می‌شوند و امکان جذب همزمان بسیاری از نوترون‌ها را فراهم می‌کنند و این نمونه‌ای از یک فرآیند جذب سریع نوترون یا سریع-فرآیند (r-prosses یا rapid prosses)، در مقابل فرآیند s کندتر و پایدارتر است.

ممکن است فکر کنید، “تعداد زیادی نوترون به طور همزمان، که باید عناصری به سنگینی دلخواه ما به ما بدهد!” و این فکر خوبی است، اما درست نیست. می‌توانیم این را با بررسی عناصر تولید شده توسط ابرنواخترهای فروپاشی هسته از طریق بررسی کامل بقایای آنها تأیید کنیم. چیزی که ما دریافتیم این است که این رویدادهای ابرنواختری:

مقادیر زیادی از همه عناصر را از کربن (عنصر ۶) تا روبیدیوم (عنصر ۳۷) تولید می‌کنند،

سپس مقادیر کمی از عناصر استرانسیوم، ایتریم و زیرکونیوم (عناصر ۳۸، ۳۹ و ۴۰) تولید می‌کنند،

اما عملاً هیچ عنصری فراتر از آن تولید نمی‌شود،

اگرچه شواهد حاکی از آن است که مقدار کمی از عناصر مانند تلوریم، ید و زنون می‌توانند از این طریق تولید شوند. ابرنواخترها ممکن است بیشتر عناصر سنگین جهان را ایجاد کنند، اما برای ساخته شدن سنگین‌ترین عناصر، ما تولیدی را که ممکن است در رویدادهای فروپاشی هسته به آن امیدوار باشیم را نمی‌بینیم.

رویدادهای ابرنواختر نوع Ia (کوتوله سفید منفجر شونده).

شما با خود فکر می‌کنید: “آه، وقتی دو کوتوله سفید با هم برخورد می‌کنند، یک واکنش همجوشی هسته‌ای مهارنشدنی رخ می‌دهد و باعث یک رویداد ابرنواختر نوع Ia می‌شود.” این درست است! اما، درست مانند سایر رویدادهای ابرنواختری، می‌توانیم به بقایای ناشی از آن ابرنواخترها نگاه کنیم و ببینیم چه نوع عناصری در سراسر آنها یافت می‌شوند که عملاً در همه جا توزیع شده‌اند.

واکنش‌های همجوشی به وفور در این رویدادهای ابرنواختری رخ می‌دهند، اما به هیچ وجه عناصر سنگین تولید نمی‌کنند. اینها واکنش‌هایی هستند که بیشترین مسئولیت را در تولید عناصری مانند:

تیتانیوم، وانادیوم، کروم، منگنز، آهن، کبالت، نیکل، مس و روی دارند.

با این حال، این فرآیند نمی‌تواند عناصر سنگین‌تری از این مقدار تولید کند، زیرا در تولید نه خیلی سریع و نه آهسته مقادیر زیادی نوترون وجود دارد. فقط واکنش‌های همجوشی وجود دارند که در یک انفجار بزرگ رخ می‌دهند. اگرچه از نظر تئوری، تصور سناریویی که در آن ابرنواخترهای نوع Ia یا نوع II این سنگین‌ترین عناصر را با فراوانی قابل توجهی تولید کرده باشند، ممکن بود، اما این چیزی نیست که ما از بررسی رویدادهای واقعی که در جهان ما رخ می‌دهند، به دست می‌آوریم.

رویدادهای کیلونوا (برخورد ستاره نوترونی).

اما کیلونواها، که هنگام برخورد دو ستاره نوترونی رخ می‌دهند، می‌توانند این عناصر را بسازند. ما انفجارهای روشن و پرانرژی در آسمان – انفجارهای پرتو گاما – را مشاهده کرده بودیم که می‌توانستند محلی باشند و وقتی این اتفاق می‌افتاد، نشانه‌هایی از انواع زیادی از سنگین‌ترین عناصر را نشان می‌دادند: از بالای جدول تناوبی، از جمله عناصر ناپایدار و بسیار رادیواکتیو مانند اورانیوم، پلوتونیوم و کوریم. این عناصر چگونه ساخته شدند؟

از ادغام دو ستاره نوترونی، همانطور که برای اولین بار توانستیم با یک رویداد در سال ۲۰۱۷ تأیید کنیم که نشان داد:

امواج گرانشی ناشی از یک انفجار الهام‌بخش و ادغامی،
یک انفجار پرتو گاما از انفجار ناشی از ادغام،
یک پس‌تاب در تمام طول موج‌های نور،
و نشانه قطعی تولید عناصر سنگین پس از آن،
همه با یک رویداد اخترفیزیکی مرتبط بودند. مشاهدات بعدی از رویدادهای کیلونواهای دیگر، از جمله با پیگیری طیف‌سنجی، این نوع تولید عناصر سنگین را از سراسر جهان آشکار کرده است. ظاهراً، داشتن پوسته‌ای غنی از عناصر سنگین بر روی داخلی از نوترون‌ها به این معنی است که وقتی دو جسم از این دست با هم برخورد می‌کنند، مقادیر زیادی از عناصر سنگین به راحتی تولید می‌شوند؛ تنها به استثنای چند مورد که در آنها فرآیند s در ستارگان در حال مرگ خورشید مانند غالب است، بیشتر سنگین‌ترین عناصر از همه در ادغام ستاره نوترونی-ستاره نوترونی تولید می‌شوند.

و تمام! از بین تمام راه‌های تبدیل عناصر سنگین‌تر به عناصر سبک‌تر، تا جایی که ما در حال حاضر از جهان هستی می‌دانیم، این دو روش کیهانی تنها راه‌های کیهانی برای تبدیل عناصر سنگین‌تر از زیرکونیوم (که تنها عنصر شماره ۴۰ جدول تناوبی است) به عناصر دیگر هستند: از طریق کیلونوا و از طریق فرآیند جذب نوترون آهسته (فرآیند s) در ستارگان غول‌پیکر، تکامل‌یافته و کم‌جرم. علاوه بر این، فرآیند s فقط می‌تواند شما را به عنصر شماره ۸۳ جدول تناوبی، بیسموت، برساند، زیرا اضافه کردن یک نوترون به بیسموت که منجر به ایجاد پولونیوم می‌شود، منجر به واپاشی آلفای نسبتاً سریع می‌شود و ما را به عنصر شماره ۸۲ سرب بازمی‌گرداند. بنابراین، همه عناصر سنگین‌تر فقط باید در رویدادهای کیلونوا ایجاد شوند.

در سال ۲۰۱۷، ما اولین برخورد ستاره نوترونی-ستاره نوترونی را مستقیماً در امواج گرانشی مشاهده کردیم که با یک اثر پرتو گاما و یک بقایای قابل شناسایی نیز همراه بود. با این حال، از آن زمان تاکنون، ما هنوز کشف مشابهی نداشته‌ایم: ادغام یک ستاره نوترونی-ستاره نوترونی در امواج گرانشی که منجر به یک کیلونوا نیز شده است. آیا واقعاً کیلونواهای کافی برای توجیه فراوانی مشاهده شده این عناصر سنگین وجود دارد؟ ما هنوز مطمئن نیستیم، جز اینکه بگوییم اگر منبع دیگری برای این عناصر فوق سنگین وجود داشته باشد، هیچ ایده‌ای نداریم که چه می‌تواند باشد. سنگین‌ترین عناصر باید از برخورد ستاره‌های نوترونی، با کمک اندکی از فرآیند آهسته جذب نوترون در ستاره‌های غول‌پیکر، تکامل‌یافته و خورشیدمانند، ناشی شوند و این‌ها تنها منابع قابل قبول شناخته شده در حال حاضر هستند.