Galaktikos cheminė istorija: kaip susiformavo visi cheminiai elementai, kurie yra Žemėje?

Turbūt esate girdėję frazę, kad esame sudaryti iš žvaigždžių dulkių. Šios frazės mintis yra, kad visi mus sudarantys cheminiai elementai yra atsiradę ne Žemėje, o sukurti žvaigždėse vykstančių termobranduolinių reakcijų. Ši mintis gana tiksli, planetų sąlygomis cheminiai elementai gali tik jungtis ir formuoti molekules, ar jų junginius, tačiau patiems cheminiams elementams sintetinti tam nėra nei pakankamų temperatūrų, nei slėgių. Negana to, dalis cheminių elementų yra radioaktyvūs, savaime skylantys į lengvesnius cheminius elementus. Tad, vienas iš fundamentalių klausimų: o kaip susiformavo visi šie cheminiai elementai?

Bendrais bruožais, cheminiai elementai susiformuoja termobranduolinių reakcijų metu. Tam reikalinga pakankama temperatūra ir slėgis, kad skirtingų cheminių elementų branduoliai pakankamai dažnai smūgiuotų vienas į kitą ir su pakankama energija, kad įveiktų natūralų branduolių vienas kito atstūmimą. Iš keturių fundamentalių jėgų, čia mums aktuali elektromagnetinė ir stiprioji sąveikos. Elektromagnetinė jėga atstumia branduolius vieną nuo kito (nes visi atomų branduoliai yra vienodo ženklo krūvio), o stiprioji sąveika laiko atomo branduolius kartu. Elektromagnetinė sąveika veikia gerokai toliau, praktiškai neribotu atstumu, tačiau stiprioji sąveika – vos vieno femtometro spinduliu (protono spindulys – 1,7566 fm). Bet tuo pačiu stiprioji sąveika net 137 kartus stipresnė už elektromagnetinę (milijoną kartų stipresnė už silpnąją sąveiką, 10³⁸ kartų stipresnė už gravitaciją). Tad termobranduolinei, kad įvyktų termobranduolinės sintezės reakcija, branduoliai turi turėti pakankamą energiją įveikti elektromagnetinės sąveikos barjerą, kad pradėtų dominuoti stiprioji sąveika ir branduoliai susijungtų. Tačiau jie negali skrieti pernelyg greitai, kad branduoliai neprasilenktų ar nesuardytų vienas kito, susidūrę kaktomuša, kaip vyksta LHC.

Cheminė istorija prasideda nuo pat Didžiojo Sprogimo. Pirmaisiais momentais temperatūros ir slėgiai buvo tokie dideli, kad apie jokių branduolių formavimąsi negalėjo būti ir kalbos, bet visatai sparčiai plečiantis ir vėstant, po maždaug 1 sekundės buvo pasiektos pakankamos sąlygos susiformuoti protonams ir neutronams, o po 3 minučių – prasidėti nukleosintezei. Žinoma, paprasčiausia susiformuoti deuteriui (protonas+neutronas), tričiui (deuteris+neutronas). Tuomet jau gali susiformuoti helis (tritis+protonas, ar deuteris+deuteris), kurio branduolys gerokai stabilesnis už deuterio ar tričio ir sunkiau suardomas tomis pačiomis sąlygomis. Dar per Didįjį Sprogimą tegalėjo susiformuoti tik šiek tiek ličio ir berilio, kurie daug lengviau suyra nei helis, o tuo metu Visatos plėtimasis ir vėsimas toliau tęsėsi. Kadangi branduolių susidūrimų sparta buvo baigtinė, o Didysis Sprogimas vadinamas sprogimu būtent dėl vyksmo spartos, pradinei nukleosintezei nutrūkus, Visata būtų likusi fiksuotos cheminės sudėties.

Vis dėlto Visatoje yra daugiau nei keturi cheminiai elementai. Kaip tuomet homogeniškoje ir pernelyg vėsioje medžiagoje galėjo vėl prasidėti nukleosintezės reakcijas? Taip įvyko, medžiagai tapus nehomogeniška. Kaip ji tokia tapo, iki galo nėra suprasta, tačiau viena teorija gali paaiškinti, kaip tai galėjo nutikti, bet ne kodėl. Manoma, kad po DS momento praėjus 10⁻³⁶ sekundės, trumpai (tarp 10⁻³³ ir 10⁻³² sekundės) buvo epizodas, kuomet plėtimasis viršijo šviesos greitį. Tai nebūtinai pažeidžia fizikos dėsnius, nes judėjo ne medžiaga, o erdvė tarp medžiagos. Beje, erdvė tebesiplečia ir dabar, bet šis poveikis kur kas mažesnis palyginus su fundamentalių jėgų, o šį plėtimąsi sukelia tamsioji energija, taip vadinama, nes negalime jos stebėti tiesiogiai, o tik jos veikimo padarinius. Šio plėtimosi virššviesiniu greičiu, vadinamo infliacija, metu medžiaga tapo „įšaldyta“ – net fotonai negalėjo sąveikauti dėl per greitai besiplečiančios erdvės tarp jų. Taip kvantinių fluktuacijų sukelti mikroskopiniai nehomogeniškumai tapo makroskopiniais.

Dėl to, infliacijai pasibaigus, Visata tapo nehomogeniška. Dėl šio nehomogeniškumo, medžiagos (didžiąja dalimi – tamsiosios, t.y., nesąveikaujančios su elektromagnetiškai), gravitacija koncentravo dujas į debesis, palaipsniui vis tankėjančius, ir dėl to kaistančius. Anksčiau ar vėliau kažkuriame debesies fragmente slėgis ir temperatūra tapo pakankamai dideli, kad prasidėtų termobranduolinės reakcijos ir pradėtų gimti žvaigždės. Čia svarbu paminėti, kad pirmosios kartos žvaigždes sudarė tik keturi cheminiai elementai, susiformavę DS metu. Nors žvaigždžių gyvenimo trukmės gali būti gan ilgos, o mažiausiai masyvių ir ilgesnės, nei Visatos gyvavimo trukmė, tokių žvaigždžių mes kol kas užfiksuoti nepavyko (stebime tik metalingesnes, t.y. turinčias daugiau cheminių elementų, žvaigždes). Kodėl, kaip ir infliacijos atveju, – nežinia.

Vis dėlto, nors pirmųjų žvaigždžių mes tiesiogiai nesame identifikavę, Visatos cheminei evoliucijai jos itin svarbios. Šių žvaigždžių gelmėse taip pat vandenilis virsta heliu, tačiau tuo viskas nesustoja. Masyvių žvaigždžių centruose vykstant termobranduolinei sintezei, susidaro sąlygos ir sunkesnių cheminių elementų sintezei. Esminis skirtumas, kodėl sunkesni cheminiai elementai gali formuotis žvaigždėse, bet ne Didžiojo sprogimo metu – laikas. Taip yra todėl, nes kitas sunkesnis branduolys, kuris gali susiformuoti iš helio (litis ir berilis yra nestabilūs ir žvaigždžių gelmėse yra tik sunaikinami) yra anglis. Tam reikia, kad vienu metu susidurtų ne du, o iškart trys branduoliai.

Toliau, vis labiau kaistant žvaigždės gelmėms, palaipsniui susiformuoja visi cheminiai elementai iki geležies per protonų (vandenilio branduolių) ar alfa (helio branduolių) pagavos reakcijas. Branduolinė sintezė žvaigždžių gelmėse pasibaigia ties geležimi – sunkesnių branduolių sintetinimui energijos reikia daugiau, nei išskiriama sintezės metu. Sunkesni už geležį cheminiai elementai susiformuoja per neutronų pagavos reakcijas. Dalies termobranduolinių sintezės reakcijų šalutinis produktas yra laisvi laisvi neutronai. Jie ilgainiui gali prisijungti prie geležies, o vėliau ir sunkesnių branduolių. Priklausomai nuo neutronų srauto, jie gali jungtis greičiau, nei skyla radioaktyvūs branduoliai, arba lėčiau. Kitaip sakant, priklausomai nuo neutronų srauto, sunkesnis branduolys arba gali „kaupti“ neutronus ir sudaryti stabilesnius branduolius, arba skilti į stabilesnius branduolius. Taip susiformuoja skirtingi sunkesnių už geležį atomų „mišiniai“, kurie, jeigu skilimo pusamžis pakankamai ilgas, gali pasiekti kitas žvaigždes.

Tačiau „periodinė cheminių elementų lentelė“ susidaro žvaigždžių gelmėse, branduolyje, juos dar reikia kažkaip perkelti į tarpžvaigždinę erdvę, kur jie galėtų pasklisti į kitus dujų debesis, iš kurių formuotųsi naujos žvaigždės. Tam žvaigždė turi evoliucionuoti iki supernovos stadijos, kai termobranduolinė sintezė, pasiekusi geležies stadiją, tiesiog nebegali kompensuoti gravitacijos ir pradeda toliau kolapsuoti, kristi į save, kol jos centrinė dalis pasiekia būseną, kai slėgis gali kompensuoti gravitacinį kolapsą. Šį slėgį galima sukurti protonams virstant neutronais. Tuomet visa link branduolio kritusi žvaigždės viršutinių sluoksnių medžiaga atsitrenkia į nustojusį trauktis branduolį ir atšoka bei pašalinami į tarpžvaigždinę erdvę. Taip pašalinami ir šiuose sluoksniuose susintetinti cheminiai elementai. Bet žvaigždės branduolys, kuriame vyko sunkiausių cheminių elementų sintezė, niekur nedingsta. Susiformuoja arba neutroninė žvaigždė, arba, kai žvaigždės masė pernelyg didelė ir neutronų papildomo slėgio nepakanka jai atlaikyti – juodoji skylė. Tad į tarpžvaigždinę erdvę nepatenka geležis ir į ją panašūs branduoliai.

Geležies tipo branduoliai į tarpžvaigždinę erdvę patenka specifiniu Ia tipo supernovų būdu, kuriam reikia kiek daugiau laiko. Ši supernova galima tik dvinarėje ar daugianarėje žvaigždžių sistemoje. Masyvesnės žvaigždės evoliucionuoja sparčiau, ir tai reiškia, kad viena žvaigždė baigia savo evoliuciją aukščiau parodytu mechanizmu ir palieka savo centrinę dalį (šiuo atveju, ne juodąją skylę). Kita žvaigždė tuo tarpu pasiekia vėlyvą gyvavimo stadiją, raudonosios milžinės. Čia svarbu, kad raudonosios milžinės spindulys tampa gerokai didesnis, nei ankstyvesnės stadijos (Saulės spindulys raudonosios milžinės fazėje sieks Žemės orbitą). Žvaigždėms esant pakankamai arti, raudonosios milžinės medžiaga gali pasiekti masyvesnės žvaigždės liekaną, kai šios gravitacija pradeda dominuoti ir siurbti išsiplėtusios kaimynės medžiagą. Bet tai negali trukti amžinai, tik kol pasiekiama kritinė (Čandrasekharo) masė. Viršijus šią ribą, žvaigždės liekana tampa nestabili ir visa sistema, įskaitant geležį ir į ją panašius elementus, sprogsta ir pasklinda tarpžvaigždinėje erdvėje. Prasidėjus šiam procesui, sunkesnių už helį cheminių elementų santykinė sudėtis tampa jau tokia, kaip dabartinės Visatos, ir vandenilio ir helio atžvilgiu jų vis daugėja.

Nors pirmųjų žvaigždžių mes nematome, yra pakankamai senų savo chemine sudėtimi žvaigždžių, kuriose sunkesnių už helį elementų net tūkstantį ar dešimtimis tūkstančių kartų mažiau, todėl Paukščių Tako, ir artimiausių galaktikų cheminę evoliuciją galime atkurti konkretaus elemento atžvilgiu, pavyzdžiui, geležies, kurios gausą išmatuoti bene paprasčiausia. Mažiausio metalingumo žvaigždžių cheminę sudėtį galima kartais paaiškinti vos vienos konkrečių parametrų supernovos sprogimo praturtinta medžiaga, tad Visatos cheminę istoriją mes žinome gan detaliai.

Vis dėlto, dar lieka daug neatsakytų, įdomių klausimų. Pavyzdžiui, kamuoliniai žvaigždžių spiečiai – buvo manoma, kad jie susiformavę iš vieno dujų debesies ir ir jų cheminė sudėtis turėtų būti daugmaž vienoda, tačiau paaiškėjo, kad taip nėra. O kas gali praturtinti kai kurias spiečiaus žvaigždes, jo dujas išpučiant supernovoms, nežinome. Kadangi litis seniausiose žvaigždėse tik suardomas (Saulės metalingumo žvaigždėse jo pasigaminti gali), jo absoliuti gausa žvaigždžių atmosferose turėtų būti lygi susidariusiai Didžiojo Sprogimo metu, bet taip nėra. Šie ir dar daug kitų klausimų lieka neatsakyti.

J. Klevas