Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 10 – vyšlo 7. dubna, ročník 21 (2023) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

10/2023

Vznik těžkých prvků ve hvězdách

Adam Prášek

Nás vesmír je starý více než třináct miliard let a nachází se v něm přes sto různých prvků. Z toho však jen dva, vodíkVodík – Hydrogenium, je nejlehčí a nejjednodušší plynný chemický prvek, tvořící převážnou část hmoty ve vesmíru. Má široké praktické využití jako zdroj energie, redukční činidlo při chemické syntéze a v metalurgii nebo jako náplň balonů a vzducholodí. Vodík objevil roku 1766 Henry Cavendish. a heliumHelium – plynný chemický prvek, patřící mezi vzácné plyny a tvořící druhou nejvíce zastoupenou složku vesmírné hmoty. Bezbarvý plyn, bez chuti a zápachu, chemicky zcela inertní. Francouzský astronom Pierre Janssen objevil helium ze spektrální analýzy sluneční korony. V roce 1895 se britskému chemikovi Williamu Ramsayovi podařilo izolovat plynné helium na Zemi. Je pojmenované po starořeckém bohu Slunce, Héliovi., vznikaly ve větším množství už při velkém třesku – zbytek (až na výjimky, kdy dochází k syntéze interakcí s kosmickým zářenímKosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku.) je výsledkem činnosti hvězd. V těch se vodík spaluje termojadernou fúzíTermojaderná fúze – jaderná syntéza, při které se slučují lehčí prvky na prvky těžší a uvolňuje se energie. Jaderná fúze může probíhat tehdy, když jádra překonají odpudivé coulombovské síly a přiblíží se na dosah jaderných sil. K tomu je zapotřebí velkých tlaků a teplot. Přirozeným způsobem probíhá fúze v nitru hvězd. K praktickému využití na Zemi přicházejí v úvahu dvě reakce: slučování deuteria na helium nebo tritium a slučování tritia a deuteria na helium. na helium a poté na stále těžší a těžší prvky až po železoŽelezo – Ferrum, kovový prvek významně zastoupený na Zemi i ve vesmíru. Má všestranné využití při výrobě slitin pro výrobu většiny základních technických prostředků používaných člověkem. Objev výroby a využití železa byl jedním ze základních momentů vzniku současné civilizace., jehož fúzí již nelze uvolnit další energii. Příčinou tohoto jevu je, že reziduální silná jaderná interakce, která váže nukleonyNukleon – společný název pro částice jádra (protony a neutrony). Jde o baryony složené z kvarků „u“ a „d“. (protonyProton – částice složená ze tří kvarků (duu) se spinem 1/2, hmotností 1,673×10⁻²⁷ kg (938 MeV) a elektrickým nábojem +1,6×10⁻¹⁹ C. Proton je na běžných časových škálách stabilní, pokud se rozpadá, je poločas rozpadu větší než 10³⁵ let. Za objevitele protonu je považován Ernest Rutherford, který v roce 1911 objevil atomové jádro při analýze rozptylu částice alfa pronikající tenkou zlatou fólií. Samotná jádra vodíku (protony) detekoval v roce 1918 při ostřelování dusíku částicemi alfa. Antiproton byl objeven v roce 1955 Emilio Segrem a Owenem Chamberlainem. a neutronyNeutron – částice složená ze tří kvarků (ddu) se spinem 1/2, hmotností 1,675×10⁻²⁷ kg (940 MeV) a nulovým elektrickým nábojem. Volné neutrony jsou nestabilní se střední dobou života 886 s (15 minut) a poločasem rozpadu 10 minut. V roce 1930 Walther Bothe a Herbert Becke ostřelovali lehké prvky alfa částicemi a objevili nový druh pronikavého záření. V roce 1932 zjistil James Chadwick, že je toto záření složeno z neutrálních částic přibližné velikosti protonu a objevil tak neutron.) k sobě, je pouze krátkodosahová – pro velmi lehká jádra rychle roste vazebná energie s počtem nukleonů, protože vyšší počet nukleonů umožňuje tvorbu většího množství vazeb, což vede na potřebu větší energie pro disociaci jádra na jednotlivé nukleony. Protože ale silná interakce má jen krátký dosah, tak ve větších jádrech nejsou vzdálenější nukleony vázány a vazebná energie již dále neroste, ale naopak vlivem elektrostatického odpuzování protonů dochází k jejímu poklesu – jádro má tendenci se roztrhnout.

Vazebná energie jednotlivých prvků. Všimněme si rychlého nárůstu vazebné energie pro lehké prvky, načež následuje pomalý pokles vazebné energie způsobený elektrostatickým odpuzováním protonů. Abychom mohli uvolnit v reakci energii, mu­sí­me se pohybovat od jader s nižší hodnotou vazebné energie k jádrům s vazebnou energií vyšší. Proto lze energii uvolnit buďto fúzí lehkých jader, nebo naopak ště­pe­ním těch těžších. Zdroj: Aldebaran Group.

Spin – vlastní (vnitřní) rotační moment částice souvisící s Lorentzovou symetrií. Pro částici v centrálním poli se přirozeným způsobem skládá s momentem hybnosti. Částice s nenulovým spinem se mohou chovat jako elementární magnetické dipóly μ, aniž by měly elektrický náboj. Takové částice reagují na vnější magnetická pole. Fúze – způsob získávání energie slučováním lehkých atomárních jader. Tento proces probíhá přirozenou cestou ve hvězdách. V pozemských podmínkách je základním problémem udržení plazmatu na potřebnou dobu. Může jít o tzv. inerciální fúzi (například iniciovanou laserem), kdy terčík na krátkou dobu drží pohromadě setrvačností nebo o fúzi udržovanou v magnetickém poli (tokamak, stelarátor, pinč). Nukleosyntéza – proces vzniku těžších prvků. Zahrnuje jak fúzní procesy (pro lehká jádra), tak jaderné reakce, především záchyt neutronu následovaný beta rozpadem či fotodezintegraci. AGB – Asymptotic Giant Branch, starší a chladnější hvězdy v HR diagramu, které leží mimo hlavní posloupnost. Mají mezi 0,6 až 10 slunečními hmotnostmi. V AGB hvězdách dochází k pulzacím doprovázeným ztrátou hmoty, která umožnuje transport těžkých prvků (které v těchto hvězdách vznikají) do okolního prostoru, díky čemuž jsou AGB hvězdy největším producentem těžkých prvků. Izotopy – prvky, jejichž jádra mají stejný počet protonů, ale různý počet neutronů. Všechny izotopy prvku mají stejné chemické vlastnosti, liší se však od sebe svými fyzikálními vlastnostmi, například hmotností, poločasem rozpadu atd. Jaderný izomer – excitovaný stav atomového jádra, který má výrazně delší poločas rozpadu než ostatní excitované stavy tohoto jádra. Nestabilnějším izomerem je 180mTa, jehož rozpad na základní stav nebyl nikdy pozorován a odhaduje se na nejméně 1015 let. Potlačení rozpadů těchto stavů je způsobeno velmi rozdílnou strukturou obou stavů (spin, deformace apod.). Jaderný izomer se označuje písmenem „m“ (metastabilní) v nukleonovém čísle, například 53mFe nebo 53Fem. Excitace – proces, při kterém dojde k přechodu na vyšší energetickou hladinu systému.

Mechanizmy produkce těžkých prvků

Jádra těžší než ⁵⁶Fe již nemohou vznikat fúzí a pro jejich produkci je potřeba najít nějaký jiný mechanizmus. Tím nejdůležitějším mechanizmem pro produkci stabilních jader a jader s přebytkem neutronů je s- a r-proces, a pro jádra s přebytkem protonů se pak jedná o p-proces, který z produktů s-procesu a r-procesu vytvoří izotopy téhož prvku, ale s nižším počtem neutronů. Pojďme se nyní podívat na podstatu jednotlivých procesů:

Produkce těžkých jader v s-procesu je významná především v AGBAGB – Asymptotic Giant Branch, starší a chladnější hvězdy v HR diagramu, které leží mimo hlavní posloupnost. Mají mezi 0,6 až 10 slunečními hmotnostmi. V AGB hvězdách dochází k pulzacím doprovázeným ztrátou hmoty, která umožnuje transport těžkých prvků (které v těchto hvězdách vznikají) do okolního prostoru, díky čemuž jsou AGB hvězdy největším producentem těžkých prvků. hvězdách, protože během pozdní fáze jejich vývoje dochází k pulzacím doprovázeným ztrátou hmoty, čímž syntetizovaný materiál uniká do okolí dříve, než by mohlo dojít k jeho destrukci vysokými teplotami v závěru života hvězdy. AGB hvězdy jsou starší, chladnější hvězdy mezi asi 0,6 až 10 slunečními hmotnostmi, kterým už dochází palivo, a probíhá v nich fúze helia okolo uhlíko-kyslíkového jádra. Prostřednictvím s-procesu mohou vznikat jádra až do ²⁰⁸Pb a ²⁰⁹Bi. Pro jádra těžší již dochází k recyklaci produktů syntézy zpět na olovo, a proto těžší prvky (než Pb a Bi), jako je například uran, nemohou vznikat v tomto procesu.

Konec syntézy s-procesem: Nejtěžší stabilní izotop je ²⁰⁸Pb. V Případě ²⁰⁹Bi, který je na obrázku znázorněn tmavou barvou (tj. jako stabilní izotop), bylo zjištěno, že se rozpadá s poločasem 10¹⁹ let – z hlediska s-procesu je tedy také stabilní. Další syntéza pak už však vede na jádra, která se již rozpadají alfa rozpadem zpět na olovo. Pohyb v diagramu doprava odpovídá záchytu neutronu, pohyb nahoru doleva beta rozpadu, a zprava doleva fotodezintegraci (p-proces). Zdroj: U. Ratzel, Ph. Rev.

Naopak r- a p-procesy mohou vytvářet i těžší prvky než olovo, protože při r-procesu probíhá záchyt neutronů tak rychle, že se jádra nestačí rozpadat, a v případě p-procesu obecně nevznikají jádra s vyšším počtem protonů, tj. těžší prvky, nýbrž dochází k uvolnění neutronů, a tím vzniku izotopů stejného prvku s přebytkem protonů (v porovnání s izotopy z s- a r-procesu). Syntéza r- a p-procesem nastává při výbuších supernov, kde jsou jádra vystavena obrovským teplotám a neutronovým tokům. Záchyt neutrina či rp-proces pak představují spíše speciální mechanizmy pro vysvětlení produkce některých jader, jejichž produkci se nepodařilo vysvětlit pomocí s-, p- či r-procesu.

Diagram znázorňující produkci těžkých prvků. Barevné čtverečky označují izotopy jednotlivých prvků. Na vodorovné ose je počet neutronů a na svislé počet protonů, proto každý řádek odpovídá různým izotopům jednoho prvku. Černě značené prvky jsou stabilní. Všimněme si, že s-proces (zelená) produkuje prvky stabilní, nebo s přebytkem neutronů, který však nesmí být příliš výrazný – pak jsou jádra nestabilní vůči beta rozpadu. Toto omezení s-procesu dokáže obejít r-proces, kde dochází k záchytu neutronů dost rychle, a proto proces proniká do oblasti velkého přebytku neutronů. Naopak v p- a rp-procesu vznikají jádra s přebytkem protonů, proto jsou tyto mechanizmy syntézy zodpovědné za produkci jader, která mají naopak nedostatek neutronů (v porovnání s izotopy daného prvku vznikajícími v s- a r-procesu). Nejlehčí prvky, nacházející se v dolním levém rohu diagramu pak vznikají ve hvězdách fúzními reakcemi. Zdroj: D. W. Bardayan, Physics Procedia.

Nukleosyntéza ¹⁸⁰Ta v s-, r- a p-procesu

Pro většinu jader se již podařilo uspokojivě vysvětlit způsob jejich produkce. Jedno z mála jader, kde naše snahy víceméně selhávají je ^180mTa – jedná se o velmi zajímavé jádro, protože díky velkému rozdílu spinuSpin – vlastní (vnitřní) rotační moment částice souvisící s Lorentzovou symetrií. Pro částici v centrálním poli se přirozeným způsobem skládá s momentem hybnosti. Částice s nenulovým spinem se mohou chovat jako elementární magnetické dipóly μ, aniž by měly elektrický náboj. Takové částice reagují na vnější magnetická pole. oproti základnímu stavu je γ rozpad ^180mTa na základní stav extrémně nepravděpodobný, stejně tak jako rozpad beta na ¹⁸⁰Hf či ¹⁸⁰W. Ačkoli se tedy jedná o excitovaný stav, tak je prakticky stabilní – jeho rozpad na základní stav ¹⁸⁰Ta nebyl dosud nikdy pozorován a poločas rozpadu se odhaduje na minimálně 10¹⁶ let. Takovéto excitované stavy jader, které jsou výrazně stabilnější než ostatní excitované stavy, nazýváme izomery a značíme je písmenem „m“ jako ^180mTa nebo ¹⁸⁰Ta^m. Hranice, od které považujeme stav za izomer, je obvykle 1 ns, obecně jde o poločas rozpadu, který je o několik řádů delší než rozpad ostatních excitovaných stavů. Za vysokých teplot, jaké nastávají u r- a p-procesu, však může docházet k přechodům přes vyšší excitované stavy, které nám umožnují postupnou změnu spinu při jednotlivých excitacích a rozpadech. Důvodem absence přechodů, kterými by mohlo dojít k rozpadu těchto metastabilních stavů, je výrazně odlišná struktura daného stavu – nejčastějším mechanizmem zde je efekt velkého rozdílu spinů obou stavů (pro naše následující povídaní stačí spin chápat pouze jako parametr vypovídající o struktuře jádra). Mají-li dvě jádra velmi odlišnou hodnotu spinu, je rozpad jednoho jádra na druhé nepravděpodobný.

Pro syntézu ^180mTa uvažujeme dvě základní cesty: záchyt neutronu na ¹⁷⁸Hf, vedoucí na ¹⁷⁹Hf, které se rozpadá na ¹⁷⁹Ta, což pak záchytem neutronu vede na ¹⁸⁰Ta. Alternativou pro prostředí s vysokou teplotou je fotodezintegrace ¹⁸¹Ta, které může vznikat například sérií záchytů neutronů, vedoucích z ¹⁷⁸Hf na ¹⁸¹Hf, jež se pak rozpadá beta rozpadem na ¹⁸¹Ta. Třetí varianta, která se obecně nepovažuje za příliš pravděpodobnou, je beta rozpad ^180mHf, který je standardně zanedbáván, ale při nízké teplotě může být významný, protože pod sto milionů kelvinů neprobíhá ani beta rozpad ¹⁷⁹Hf (modelové výpočty vykazují silnou závislost na teplotě), ani fotodezintegrace ¹⁸¹Ta. O této cestě se hovořilo především ve vztahu k r-procesu, protože zde lze předpokládat velké množství lutecia, které se rozpadá na hafnium a odtud na tantal.

Prostředím pro s-proces jsou typicky AGBAGB – Asymptotic Giant Branch, starší a chladnější hvězdy v HR diagramu, které leží mimo hlavní posloupnost. Mají mezi 0,6 až 10 slunečními hmotnostmi. V AGB hvězdách dochází k pulzacím doprovázeným ztrátou hmoty, která umožnuje transport těžkých prvků (které v těchto hvězdách vznikají) do okolního prostoru, díky čemuž jsou AGB hvězdy největším producentem těžkých prvků. hvězdy, protože u nich dochází ke značné ztrátě hmoty, aniž by teploty během této vývojové etapy překročily mez, kdy se všechen ^180mTa rozpadne přechodem přes vyšší stavy. Neutrony pro záchyt v AGB hvězdách produkují především dvě reakce, a to ¹³C(α,n)¹⁶O (záchyt jádra helia na ¹³C a vznik ¹⁶O s emisí neutronu) a ²²Ne(α,n)²⁵Mg (záchyt jádra hélia na ²²Ne a vznik ²⁵Mg s emisí neutronu). Z výpočtů provedených pro tento mechanizmus syntézy jednoznačně plyne, že při ¹³C(α,n)¹⁶O reakci syntéza ^180mTa neprobíhá, protože teplota sto milionů kelvinů, která je k této reakci potřeba, je příliš nízká na to, aby nastal rozpad ¹⁷⁹Hf na ¹⁷⁹Ta, který je nutný pro produkci s-procesem, nebo fotodezintegrace, pro níž je obvykle potřeba teplota v řádu miliard kelvinů.

Možné mechanizmy produkce ¹⁸⁰Ta. V rámci s-procesu se nabízí pouze záchyt neutronu na ¹⁷⁸Hf vedoucí na ¹⁷⁹Hf, jenž se poté beta mínus rozpadem rozpadá na ¹⁷⁹Ta, z kterého záchytem neutronu vzniká ¹⁸⁰Ta. Tento proces označujeme jako „weak branch“, protože dominantně jde s-proces přes ¹⁸¹Hf na ¹⁸¹Ta a odtud na ¹⁸²W (tj. černé šipky). Pro vysoké teploty se uplatňuje také fotodezintegrace ¹⁸¹Ta (který leží na hlavní cestě s-procesu) na ¹⁸⁰Ta. Na obrázku také můžeme vidět výše zmíněnou cestu přes ^180mHf. Zdroj: S. Goko, Int. Symp. Nucl. Astrophysics.

Rozpad ^180mTa přes výše položené stavy

Kromě přímé syntézy izomeru ^180mTa můžeme také uvažovat syntézu ¹⁸⁰Ta v základním stavu a následnou excitaci na ^180mTa. Takovýto přechod však není možný z důvodu velkému rozdílu spinu základního stavu a izomeru. Konkrétně je spin základního stavu 1 a spin ^180mTa je 9, což nám dává rozdíl mezi základním stavem a izomerem 8 (proto je také ^180mTa nejstabilnější izomer). Z tohoto důvodu byla uvažována varianta, kdy k přechodu mezi těmito stavy dochází prostřednictvím vyšších excitovaných stavů, které by umožnily rozpad posloupností stavů s malými rozdíly spinů (což by znamenalo vyšší pravděpodobnost takového rozpadu). Přechod přes vyšší energetické stavy byl typicky uvažován jako přechod přes intermediální stav, tedy stav, který se rozpadá na základní stav i izomer, maximálně byl přitom uvažován rozpad intermediálního stavu přes blíže nespecifikovanou posloupnost stavů. Z našich výpočtů se však zdá, že nejpravděpodobnější cesta bude poměrně dlouhá posloupnost reakcí, která zahrnuje velké množství stavů, přičemž uvažované reakce mají typicky změnu spinu o 1 nebo 2, a jen malý rozdíl energií. Tento výsledek tedy poukazuje na jistý posun dosavadního paradigmatu, kdy namísto jednoho intermediálního stavu musíme uvažovat dlouhý reakční řetězec a analyzovat efektivní reakční faktor přechodu mezi izomerem a základním stavem prostřednictvím tohoto řetězce. Data také naznačují, že ačkoli jsou mezi excitovanými stavy určité preferované cesty pro rozpady mezi základním stavem a izomerem, tak těchto cest může být celá řada a nelze obecně určit jen jednu dominantní rozpadovou posloupnost. 

Schéma přechodů mezi základním stavem ¹⁸⁰Ta a izomerem. Teoretické modely i mě­ře­ní naznačují, že přechodu se zúčastňují stavy s energiemi nad 1 MeV, pro nízké teploty je tedy ^180mTa stabilní. Zdroj: D. Belic, Phys. Rev.

Pro s-proces se tyto přechody neukazují být příliš významné, protože teplota sto milionů kelvinů, která ve hvězdě panuje v okamžiku, kdy zde probíhá reakce ¹³C(α,n)¹⁶O produkující neutrony je příliš nízká. V případě reakce ²²Ne(α,n)²⁵Mg je teplota zhruba 300 milionů kelvinů, což je ale pořád málo k zásadnímu ovlivnění produkce. Teprve pro p- a r-proces probíhající při výbuších supernov, kde může teplota dosahovat miliard kelvinů, je struktura ¹⁸⁰Ta podstatná, zde však jsou výpočty problematické. Obecně se dá říci, že excitované stavy nejsou významné pro syntézu s-procesem, ale hrají důležitou roli v otázce přežití jader ¹⁸⁰Ta ve velmi horkém prostředí masivních hvězd v závěrečné fázi vývoje. 

Produkce ¹⁸⁰Ta ve hvězdách

Modely syntézy ¹⁸⁰Ta poukazují na to, že ^180mTa může vznikat s-procesem během života hvězdy, ale musí z hvězdy uniknout dříve, než hvězda dospěje do pozdní fáze svého vývoje, kdy vysoké teploty způsobí přechod izomeru na základní stav, který se rozpadá (s poločasem asi 8,15 hodiny) na ¹⁸⁰Hf a ¹⁸⁰W. V případě, že materiál neunikne z hvězdy včas, ^180mTa nevzniká, protože dochází k záchytu neutronu a vzniku ¹⁸¹Ta, který je stabilní vůči fotodezintegraci až do teplot kolem miliardy kelvinů. Poté (například při výbuchu supernov) dochází k fotodezintegraci ¹⁸¹Ta vedoucí na ^180mTa. Otázkou zde však zůstává, jaký by byl efekt neutronových záchytů v tomto prostředí, kde mohou být neutronové hustoty dost vysoké na to, aby zde probíhal r-proces. Modelování takovýchto procesů je velmi obtížné, protože zatímco pro s-proces lze relativně dobře odhadnout podmínky syntézy a naměřit potřebné vlastnosti jader, tak pro r- a p-proces probíhající v supernovách jsou fyzikální podmínky poměrně nejasné, navíc mohou vznikat jádra daleko od údolí stability, která mají velký přebytek neutronů (r-proces) nebo protonů (p-proces), pro která nemáme experimentální data.

Pokud jde o syntézu ¹⁸⁰Ta z hlediska vývojových etap hvězd, jedná se o AGB hvězdy, tedy hvězdy v pozdní fázi vývoje. Již jsme hovořili o reakci ¹³C(α,n)¹⁶O která produkuje neutrony potřebné pro záchyt, nicméně tato reakce potřebuje ke svému průběhu dostatek ¹³C. Ovšem 3α-proces, kdy se slučují jádra hélia za vzniku ¹²C produkuje lehčí izotop uhlíku, než by bylo potřeba – jádra uhlíku musejí podniknout reakci, která by vedla na ¹³C nutný pro ¹³C(α,n)¹⁶O reakci. Toho lze dosáhnout mísením ¹²C s protony, kdy záchytem protonu na ¹²C vzniká ¹³N, který se poté beta rozpadem změní na ¹³C. Tímto mechanizmem pak mohou vznikat oblasti bohaté na ¹³C, které umožnují syntézu těžkých prvků. Procesy mísení objemu hvězdy a jeho vliv na chemické složení pak hrají klíčovou roli pro studium syntézy těchto izotopů. V případě reakce ²²Ne(α,n)²⁵Mg pak můžeme potřebné ²²Ne získat záchytem jádra hélia na ¹⁴N z CNO cyklu, čímž vzniká ¹⁸F. Fluor se poté rozpadá na izotop kyslíku ¹⁸O a odtud lze záchytem jádra hélia dostat ²²Ne nutný pro tuto reakci.

Obecně pro syntézu máme tedy dvě základní situace – pomalá syntéza v s-procesu v pozdní fázi života hvězdy, kdy hvězda ztrácí část své hmoty, a tím mohou vzniklé izotopy uniknout do prostoru, nebo syntéza při samotném výbuchu supernovy, kde je však problém s tím, že musíme namodelovat transport těchto jader ze zanikající hvězdy – velké množství syntetizovaného materiálu je zničeno obrovskými teplotami a neutronovými toky. Chceme-li přesně zjistit, jak tento izotop vzniká, a porozumět zákonitostem produkce těžkých prvků, je potřeba získat informace o vlastnostech excitovaných stavů příslušného izotopu, v našem případě tedy ¹⁸⁰Ta (toto se týká p- a r-procesu, s-proces je z jaderného pohledu dobře prozkoumán a hlavní otázky zde souvisí spíše se strukturou samotné hvězdy).

Plánované experimenty

Abychom mohli prozkoumat excitované stavy a možné přechody mezi nimi i experimentálně a získali tak představu o tom, co se při syntéze ¹⁸⁰Ta v supernovách děje, je naplánován experiment spočívající v ozařování tantalového terčíku obohaceného na vysoký podíl ¹⁷⁹Ta. Výrobu tohoto terčíku mají na starosti výzkumníci v laboratoři v Los AlamosLANL – Los Alamos National Laboratory, jedna z deseti národních laboratoří Spojených států amerických, vědecká základna nacházející se ve státě Nové Mexiko. Laboratoř je jednou z největších vědeckých institucí na světě s mnohostranným zaměřením. Byla zřízena roku 1943, pokrývá oblast o rozloze větší než 90 km² a má zhruba 13 000 zaměstnanců. Ve 40. letech 20. století se zde v rámci projektu Manhattan pod vedením amerického fyzika Roberta Oppenheimera zrodily první jaderné zbraně. a samotné ozařování provede ILL (Institut Laueho-Langevina) v Grenoblu, tedy laboratoř, která je vybavena nejsilnějším kontinuálním zdrojem neutronů na světě – neutronové toky zde dosahují až 1,5×10¹⁵ neutronů za sekundu na centimetr čtvereční. Pro srovnání typické toky pro s-proces se uvažují zhruba 10⁷ s⁻¹cm⁻² pro neutrony z reakce ¹³C(α,n)¹⁶O a asi 10¹¹ s⁻¹cm⁻² v případě neutronů z reakce ²²Ne(α,n)²⁵Mg. Neutronový generátor pro neutronovou aktivační analýzu, který používáme u nás na VŠB-TUO, dosahuje toků zhruba 10⁵ s⁻¹cm⁻². Pro r-proces se pak standardně uvažují toky i více než 10²⁰ s⁻¹cm⁻², takže k podmínkám r-procesu se stále nedostaneme, nicméně i tak lze studovat reakce, které by na běžných neutronových generátorech nebyly pozorovatelné, což bude cílem i zde – terčík s obsahem ¹⁷⁹Ta se bude ozařovat neutrony, čímž bude vznikat ¹⁸⁰Ta, a to v různých excitovaných stavech, z jejichž rozpadu lze určit energetické hladiny a stabilitu vůči gama a beta rozpadu. S touto znalostí budeme schopni daleko lépe studovat přechody mezi ^180mTa a ¹⁸⁰T v základním stavu a určit, jak je to s přechody mezi nimi při vyšších teplotách – všechny dosud provedené úvahy byly postaveny převážně na teoretických výpočtech excitovaných stavů v ¹⁸⁰Ta.

Klasickou otázkou při studiu astrofyzikálních jevů je, zda bude chleba levnější a zda nezkoumáme věci odtržené od reality – je pravda, že syntéza ¹⁸⁰Ta, který tvoří 0,012 % přírodního tantalu, prvku, jenž už je sám o sobě poměrně vzácný, není nijak podstatná. Z mého pohledu skutečně vysvětlení jeho syntézy není nikterak důležitý problém, daleko zajímavější je zde studium chování jaderných izomerů a jak může odlišná struktura stavu potlačit přechod do základního stavu. ¹⁸⁰Ta je v tomto naprosto extrémní jádro a poskytuje nám proto zajímavý pohled do studia vlivu jaderné struktury na charakter gama rozpadů. Ve vztahu k jaderným izomerům se mluví například o gama laserech, které by využily stimulace přechodu izomeru do základního stavu, což způsobí emisi gama záření určité energie.

V pokračování tohoto příspěvku, které vyjde poté, co budou zpracována měření z ILL, se blíže podíváme jednak na výsledky tohoto experimentu, tak i obecněji na problematiku měření vlastností jader jako jsou pravděpodobnosti fotodezintegrace či záchytu neutronu.

Odkazy