Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 12 – vyšlo 22. března, ročník 22 (2024) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

12/2024

Vznik těžkých jader na povrchu neutronové hvězdy

Adam Prášek

Těžké prvky vznikají ve vesmíru několika mechanizmy. Termojaderná syntéza vytváří v nitru hvězd jádra až po železo, které je nej­efe­kti­vně­ji vázané. Prvky hmotnější než železo mohou vznikat například při explozích supernovSupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi., při splynutí dvou neutronových hvězdNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 M_S (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 10¹⁷ kg m⁻³ dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století. nebo v s-procesechs-proces – mechanizmus nukleosyntézy, kdy jádro zachytí neutron, a je-li vzniklé jádro (těžší izotop stejného prvku) nestabilní vůči beta minus rozpadu, dochází k jeho rozpadu na těžší prvek. Tento mechanizmus syntézy se proto drží v oblasti stabilních jader, případně jader, která se nacházejí blízko od údolí stability na straně jader s přebytkem neutronů., r-procesechr-proces – proces ve hvězdách, zejména při explozích supernov nebo při splynutí dvou kompaktních objektů, při němž dochází k rychlému záchytu neutronů a vzniku prvků s protonovým číslem vyšším, než má železo, které je nejefektivněji vázaným jádrem. Hojně vznikají i prvky s jádry většími než olovo či vizmut. Písmeno r v názvu procesu vzniklo z anglického „rapid neutron capture“ – rychlý záchyt neutronů. a p-procesechp-proces – termín původně označující záchyt protonu. Proces ale relevantně probíhá jen u lehkých jader, kde je elektrostatická bariéra poměrně slabá. V případě těžkých prvků je však tento proces už velmi nepravděpodobný. V současné době se označení p-proces používá i pro fotodezintegraci produktů syntézy, nejčastěji uvažujeme (γ,n) reakci, tedy excitaci neutronu pryč z jádra záchytem fotonu o vysoké energii. Název p-proces zde používáme z toho důvodu, že podobně jako u záchytu protonu i zde vznikají prvky s přebytkem protonů. (viz AB 10/2023). Mimo tyto procesy ale existují i další, speciální mechanizmy. Jedním z nich je i rp-procesrp-proces – proces, při němž dochází k rychlému záchytu protonů ve hvězdách a vzniku prvků s protonovým číslem vyšším, než má železo. Písmeno r v názvu procesu vzniklo z anglického „rapid“, tedy rychlý. Jde o obdobu r-procesu, v němž jsou ale zachytávány neutrony, což je jednodušší, protože nemají elektrický náboj. K rp-procesu typicky dochází na povrchu neutronové hvězdy při termojaderné explozi materiálu dopadajícího ze souputníka., což je analogie r-procesu, ale pro záchyt protonu. Ten za normálních podmínek nenastává, zabrání mu příliš velká coulombická bariéra, nicméně v extrémních situacích lze takovýto proces uskutečnit.

Neutronová hvězda či jiný kompaktní objekt, například bílý trpaslík, nabaluje hmotu svého souputníka, což vede k termojadernému výbuchu na povrchu, který umožní produkci prvků v rp-procesu. Zdroj: APOD, David A. Hardy.

Neutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1017 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století. s-proces – mechanizmus nukleosyntézy, kdy jádro zachytí neutron, a je-li vzniklé jádro (těžší izotop stejného prvku) nestabilní vůči beta minus rozpadu, dochází k jeho rozpadu na těžší prvek. Tento mechanizmus syntézy se proto drží v oblasti stabilních jader, případně jader, která se nacházejí blízko od údolí stability na straně jader s přebytkem neutronů. r-proces – proces ve hvězdách, zejména při explozích supernov nebo při splynutí dvou kompaktních objektů, při němž dochází k rychlému záchytu neutronů a vzniku prvků s protonovým číslem vyšším, než má železo, které je nejefektivněji vázaným jádrem. Hojně vznikají i prvky s jádry většími než olovo či vizmut. Písmeno r v názvu procesu vzniklo z anglického „rapid neutron capture“ – rychlý záchyt neutronů. p-proces – termín původně označující záchyt protonu. Proces ale relevantně probíhá jen u lehkých jader, kde je elektrostatická bariéra poměrně slabá. V případě těžkých prvků je však tento proces už velmi nepravděpodobný. V současné době se označení p-proces používá i pro fotodezintegraci produktů syntézy, nejčastěji uvažujeme (γ,n) reakci, tedy excitaci neutronu pryč z jádra záchytem fotonu o vysoké energii. Název p-proces zde používáme z toho důvodu, že podobně jako u záchytu protonu i zde vznikají prvky s přebytkem protonů. rp-proces – proces, při němž dochází k rychlému záchytu protonů ve hvězdách a vzniku prvků s protonovým číslem vyšším, než má železo. Písmeno r v názvu procesu vzniklo z anglického „rapid“, tedy rychlý. Jde o obdobu r-procesu, v němž jsou ale zachytávány neutrony, což je jednodušší, protože nemají elektrický náboj. K rp-procesu typicky dochází na povrchu neutronové hvězdy při termojaderné explozi materiálu dopadajícího ze souputníka.

Výbuch materiálu na povrchu neutronové hvězdy

Jedním z mála míst, kde může rp-procesrp-proces – proces, při němž dochází k rychlému záchytu protonů ve hvězdách a vzniku prvků s protonovým číslem vyšším, než má železo. Písmeno r v názvu procesu vzniklo z anglického „rapid“, tedy rychlý. Jde o obdobu r-procesu, v němž jsou ale zachytávány neutrony, což je jednodušší, protože nemají elektrický náboj. K rp-procesu typicky dochází na povrchu neutronové hvězdy při termojaderné explozi materiálu dopadajícího ze souputníka. probíhat, je termonukleární výbuch materiálu na povrchu neutronové hvězdy. Takový proces je doprovázen silným výtryskem rentgenového a gama záření. Materiál, který takto vybuchuje, je strháván na neutronovou hvězdu z jejího souputníka (jedná se tedy o dvojhvězdu, u níž je jedna složka neutronovou hvězdou). Akumulace materiálu může trvat od hodin do mnoha dnů, zážeh pak obvykle spotřebuje nahromaděný materiál během desítek sekund. Výsledný záblesk patří k nejjasnějším procesům, s nimiž se lze na obloze setkat, a je zodpovědný za produkci prvků s extrémním přebytkem protonů.

Reakční síť rp-procesurp-proces – proces, při němž dochází k rychlému záchytu protonů ve hvězdách a vzniku prvků s protonovým číslem vyšším, než má železo. Písmeno r v názvu procesu vzniklo z anglického „rapid“, tedy rychlý. Jde o obdobu r-procesu, v němž jsou ale zachytávány neutrony, což je jednodušší, protože nemají elektrický náboj. K rp-procesu typicky dochází na povrchu neutronové hvězdy při termojaderné explozi materiálu dopadajícího ze souputníka.. Zatímco s-process-proces – mechanizmus nukleosyntézy, kdy jádro zachytí neutron, a je-li vzniklé jádro (těžší izotop stejného prvku) nestabilní vůči beta minus rozpadu, dochází k jeho rozpadu na těžší prvek. Tento mechanizmus syntézy se proto drží v oblasti stabilních jader, případně jader, která se nacházejí blízko od údolí stability na straně jader s přebytkem neutronů. a r-procesr-proces – proces ve hvězdách, zejména při explozích supernov nebo při splynutí dvou kompaktních objektů, při němž dochází k rychlému záchytu neutronů a vzniku prvků s protonovým číslem vyšším, než má železo, které je nejefektivněji vázaným jádrem. Hojně vznikají i prvky s jádry většími než olovo či vizmut. Písmeno r v názvu procesu vzniklo z anglického „rapid neutron capture“ – rychlý záchyt neutronů. spočívají v záchytech neu­tro­nů, v rp-procesu se zachytávají protony a pohybujeme se směrem „nahoru“. Občas reakce narazí na jádro, které má malou pravděpodobnost záchytu, a je třeba čekat na jeho rozpad (tzv. „čekající“ jádro, anglicky Waiting-point nucleus). Tyto reakce nejen produkují prvky s extrémním přebytkem protonů, ale také pohánějí gama výtrysky neutronových hvězd. Zdroj: [1]

Toky protonů a teplota při rp-procesu jsou tak vysoké, že se syntéza prvků dostane až na samotnou hranici jejich stability (anglicky proton drip line). Za touto mezí již nejsou jádra vázána. Pro studium rp-procesu, a dynamiky gama záblesků je proto nutné znát vlastnosti řady exotických jader, přičemž zejména čekající jádra (zmíněná v popisku obrázku) hrají prominentní roli, protože brzdí reakci. Pozorování takovýchto záblesků proto představuje důležitý zdroj informací o struktuře exotických jader.

Výzkum v urychlovačích

Experimentální studium těchto jader představuje výzvu – jedná se o velice nestabilní jádra, která navíc vznikají v malém množství, a proto si jakékoli měření žádá velmi přesnou techniku a intenzivní zdroje částic. Mezinárodní tým koordinovaný Čínskou akademií věd publikoval v květnu 2023 v prestižním časopise Nature Physics článek [1], v němž popisuje vytváření radionuklidů při ostřelování terčíku jádry kryptonu na zařízení pro urychlování těžkých iontů (HIRFL, Heavy Ion Research Facility in Lanzhou) v čínském Lanzhou. V terčíku došlo k odstranění nukleonů a tvorbě jader s malým počtem neutronů, která jinak vznikají právě při rp-procesurp-proces – proces, při němž dochází k rychlému záchytu protonů ve hvězdách a vzniku prvků s protonovým číslem vyšším, než má železo. Písmeno r v názvu procesu vzniklo z anglického „rapid“, tedy rychlý. Jde o obdobu r-procesu, v němž jsou ale zachytávány neutrony, což je jednodušší, protože nemají elektrický náboj. K rp-procesu typicky dochází na povrchu neutronové hvězdy při termojaderné explozi materiálu dopadajícího ze souputníka.. Metoda je označována jako fragmentace ostřelováním (projectile fragmentation).

Schéma čínského zařízení HIRFL (Heavy Ion Research Facility in Lanzhou). Pri­már­ní svazek ⁷⁸Kr¹⁹⁺ byl urychlen v cyklotronu SFC (Sector-Focusing Cyclotron) a poté byl přiveden do synchrotronu pro těžké ionty CSRm (Cooler Sotorage Synchrotron Ring – main). Svazek následně bombardoval terčík, z něhož byly fragmentací vytvořeny izotopy ⁶³Ge, ^64,65As a ^66,67Se. Ty byly linkou RIBLL2 (Radioactive Ion Beam Line in Lanzhou) přesunuty do synchrotronu CSRe (Cooler Sotorage Synch­ro­tron Ring – experimental), kde byly změřeny hmotnosti těchto izotopů na základě jejich period oběhu. Zdroj: [1]

V případě ⁶⁴As se podařilo detekovat a změřit jen šest jader, vidíme tedy, že se jedná o velice komplikovaný experiment, protože pravděpodobnosti produkce jader jsou velmi malé. Hmotnosti ⁶⁴As a ⁶⁶Se byly dosud experimentálně neznámé. Naměřené hodnoty vazebné energie byly 39,710 MeV pro ⁶⁴As a 41,982 MeV pro ⁶⁶Se. Dodejme, že „hmotností“ zde rozumíme vazebnou energii, tj. rozdíl hmotnosti jader a jednotlivých nukleonů, kterou měříme v elektronvoltechElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10⁻¹⁹ J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (10³ eV), megaelektronvolt MeV (10⁶ eV), gigaelektronvolt GeV (10⁹ eV), teraelektronvolt TeV (10¹² eV) nebo petaelektronvolt PeV (10¹⁵ eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc²) a teplota (E=k_BT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K..

Druhou otázkou, která byla v článku řešena, je význam nově změřených hodnot pro teoreticky odvozený průběh gama záblesků. Simulace byla kalibrována tak, aby co nejlépe odpovídala zdroji záblesků z neutronové hvězdy GS1826-24. Nové hmotnosti, zejména nižší vazebné energie ⁶⁶Se a ⁶⁵As, než se dosud uvažovalo, vedou na pomalejší rp-proces v oblasti „čekajícího“ jádra nuklidu ⁶⁴Ge. Nové hmotnosti vedou ke zvýšení počtu nuklidů s hmotnostním číslem A = 64 o 17 % a na pokles o 14 % pro nuklid s hmotnostním číslem A = 65.

Časový vývoj toku energie při gama záblesku. Vidíme, že nové hmotnosti vedou na lehké navýšení toku energie. Nahoře vpravo je pak zobrazena produkce jader jako funkce hmotnostního čísla A. Zdroj: [1].

Na obrázku vidíme, že tok energie mírně vzrostl – to znamená, že abychom pozorovali intenzitu záblesku, kterou pozorujeme, je potřeba, aby byla neutronová hvězda dále – původní odhady hovořily o 5,8 kiloparsecíchParsek – pc, paralaktická sekunda, astronomická jednotka vzdálenosti. Jde o vzdálenost, ze které je vidět střední vzdálenost Země-Slunce (jedna astronomická jednotka) pod úhlem jedné obloukové vteřiny. Měří se kolmo k zornému paprsku. Číselně je 1 pc = 30×10¹² km, což je zhruba 3,26 světelného roku. Často používanými násobky jsou kiloparsek (kpc) a megaparsek (Mpc)., nově vychází asi 6,2 kpc. Simulace dále ukazují, že hmotnosti jen některých nuklidů mají zásadní efekt, a to především ⁶⁵As a ⁶⁶Se. Z těchto výsledků se tedy dá očekávat, že pro další studium bude žádoucí blíže prozkoumat jádra kolem ⁶⁸Se a ⁷²Kr, které mají také charakter „čekajících“ jader.

Na závěr

Objev, o kterém jsme zde hovořili, nebyl takový ten fantastický novinářský ,,boom‘‘, který by zcela měnil pohled na fyziku – tak to ale většinou chodí, a vědecký výzkum je skládání obrovské mozaiky, kterou nám nachystala příroda. Velké objevy jako byly gravitační vlny na detektoru LIGOLIGO – Laser Interferometry Gravitational-Wave Observatory, největší světový interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 4 km. Postaveny jsou dva velké detektory stejného typu, jeden v Livingstonu a druhý v Hanfordu (USA). Oba velké přístroje doplňuje dvoukilometrový interferometr v Hanfordu. Uvažuje se o stavbě dalšího stroje v Indii. Frekvenční rozsah detektoru je od 10 Hz do 10 kHz. Detektor byl uveden do provozu v roce 2002. Od roku 2010 do roku 2015 probíhala kompletní rekonstrukce, jejímž cílem bylo výrazné zvýšení citlivosti přístroje. První přímá detekce gravitačních vln se podařila 14. září 2015. Do konce roku 2021 bylo zachyceno 90 průkazných signálů. nebo Higgsův boson v CERNCERN – Conseil Européen pour la Recherche Nucléaire, Evropské centrum jaderného výzkumu. Komplex urychlovačů a laboratoří na pomezí Švýcarska a Francie založený v roce 1954. Na výzkumu se podílí 22 členských zemí včetně České republiky. K největším objevům patří detekce polních částic slabé interakce, příprava antivodíku a vytvoření kvarkového-gluonového plazmatu, pralátky, z níž vznikal vesmír. V současné době je zde vybudován největší urychlovač světa – Large Hadron Collider, který byl po závadě na jednom z magnetů opětovně spuštěn na konci roku 2009. V roce 2012 byl na LHC objeven Higgsův boson, poslední částice standardního modelu. V CERNu byl také vynalezen a poprvé použit Web. se neobjevují každý den. Většinou se jedná o drobné posuny vpřed, o to důležitější je trpělivost a spolupráce, a nikoli marné hledání neustálých senzací. Už jen obyčejný fakt, že experimenty na urychlovačích umožňují lépe porozumět gama zábleskům neutronových hvězd, je jen jednou z mnoha ukázek, že astrofyzika je bytostně propojena s fyzikou elementárních částic a jadernou fyzikou.

Odkazy