Päikese sünnikirjelduse teises lõigus märkisin, et kogu universumi “mustus” pärineb mujalt kui Suurest Paugust. Nüüd oleme näinud, milline osa sellest kuskil on: tähed saavad tuumasünteesi kaudu sepistada heeliumist kaugemale ulatuvaid elemente, seejärel levitada neid kogu planeedi udu kiirguse kaudu või supernoova plahvatuse kaudu. Kuid nagu on märgitud massiivsete tähtede lehe tabelis I, ei saa otsene sulandamine kunagi toota rauda ületavaid elemente, kuigi rauast kaugemal on üle 60 elemendi! Tegelikult toodab otsene sulandamine ainult kümmekond elementi: süsinik, lämmastik, hapnik, neoon, magneesium, räni, väävel, argoon, kaltsium, titaan, kroom ja raud. Need elemendid moodustavad hõlpsalt suurema osa Maa massist (üle 96%), kuid ülejäänud elemendid peavad ikkagi kuskilt tulema. Kus?

Lühike vastus on neutronite püüdmine. Ainuke ülekaalukas takistus tuumasünteesiks on tuumade vaheline elektrostaatiline tõukejõud. On teada, et isegi vesinikku on vesinikuga sulatada ja vesinikul on ainult üks positiivne laeng. Neutronitel pole aga üldse elektrilaengut. Nad võivad läheneda tuumale nii rahulikult kui soovite ja ikkagi sellega ühendust võtta. Pole juhus, et päikese sünni lehel oleval joonisel 2 on kujutatud uraani aatomi poole suunduv neutroni „kuul”. Uraanil on 92 prootonit, nii et kui prooviksite prootoniga uraani lõhustamist algatada, oleks tõukejõud 92 korda suurem vesiniksulatuse omast. See on isegi suurem kui jõud, mis on vastu süsinik-süsinik sulandumisele. Vesiniku sulandumist ei juhtuks kunagi.

Kuid vabad neutronid võivad läheneda ka kõige raskematele tuumadele ja kui nad on kontakti võtnud, on sisuliselt enesestmõistetav, et nad sellega “sulanduvad”. (Töötavad füüsikud eelistavad terminit “neutronite püüdmine” “neutronite sulandumisele”, kuid ma jään “sulandumise” juurde, sest arvan, et see on natuke täpsem.) Olen sõna “sulandumine” pannud jutumärkidesse, kuna ei taha tähendada, et neutronite “sulandumise” tulemused on eriti püsivad. Tegelikult on neutronite “sulandumise” lõpp-produkt enamasti ebastabiilne tuum, mis laguneb mikrosekundites, kui mitte femtosekundites, kiiresti millekski muuks.

Huvitav on aga see, et ebastabiilne tuum viskab lisanutroni lihtsalt minema ja naaseb selle juurde, mis see oli enne liitmist. (Välja arvatud heeliumi väga tähelepanuväärne ja kriitiline erand, mis seda kogu aeg teeb). Sagedamini emiteerib tuum mõnda muud osakest ja muundab ennast teiseks elemendiks! Radioaktiivse lagunemise üksikasjad jäävad siinkohal pisut kõrvale,¹ seega võtan lihtsalt kokku ja ütlen: 1) tuumadele on lihtne lisada neutroneid, 2) see muudab tuumad massiivsemaks ja 3) kui saadud tuumad on ebastabiilsed, võivad nad laguneda raskemateks elementideks kui kunagi varem.

Seega muudab neutronite sulandamine rasketest elementidest kerged. Neutronit neutroni järel korduvalt absorbeerides saab kerge tuuma üles ehitada mis tahes raske elemendi valmistamiseks. Kui mõtlete ehk sellele, miks neutronite sulandumine pole muutnud kogu Maad plutooniumi palliks, kui see on nii lihtne, on vastus petlikult lihtne: te ei saa neutronite sulandumist ilma neutroniteta.

Vabu neutroneid praktilistel eesmärkidel ei eksisteeri. Jah, on tõsi, et aatomituum ei koosne muudest kui prootonitest ja neutronitest, ligikaudu võrdses arvus, mis tähendab, et sibulakibulas on umbes 10²³ neutronit. See on palju – kuid ükski neist pole vabad neutronid. Vabad neutronid on pigem üllatuslikult ebastabiilsed. Iseenesest hõljuv neutron laguneb umbes kümne minuti pärast prootoniks, elektroniks ja neutriinoks. Normaalsetes oludes on neutronid stabiilsed ainult siis, kui nad on seotud tuuma prootonitega. (Neutronitähte koos hoidev tohutu raskusjõud ei kvalifitseeru normaalseteks oludeks.)

Universum oleks palju erinev koht, kui vabad neutronid oleksid stabiilsed (kujutlege Maad väikese neutronplaneedina, umbes paarisaja meetri kaugusel), kuid õnneks nad seda pole. Kui soovite leida vabu neutroneid, peate minema sinna, kus neid luuakse: tuumareaktorisse. Nagu on näidatud joonisel 2, pihustab tuumalõhustumise kaootiline killustamine neutroneid igas suunas. (Vabad neutronid on tegelikult kõige ohtlikum kiirgus, mida reaktorid kiirgavad.)

Mis toob meid tagasi tähtede juurde. Oma olemuselt on tähed ainult ülisuured, äärmiselt iidsed tuumareaktorid – see tähendab, et nad tekitavad vabu neutroneid. Kuna aga koht, kus tuumareaktsioonid enamasti toimuvad (tuum), lõpuks kokku varises kokku valgeks kääbuseks või neutronitäheks, peame kaevama veidi sügavamale, et näha, kuidas rasked elemendid selle tähtedevahelisse keskkonda viivad.

Mõned pisidetailid pole selged, kuid usume, et neutronfusioon-sünteesi käigus loodud elemendid tekivad kahe protsessi kaudu, mida nimetatakse vastavalt aeglasteks ja kiireteks protsessideks. “Aeglane” tähendab siin kasutatuna seda, et tuumad ühinevad korraga ainult ühe neutroniga. Sel viisil moodustatud radioaktiivsetel tuumadel on piisavalt aega enne järgmiste neutronite tabamist loomulikult laguneda. Aeglane protsess toimub punaste hiiglaslike tähtede laiendatud atmosfäärides ja seal loodud elemendid triivivad lõpuks kosmosesse, kui punane hiiglane siseneb oma planeedi udukogu faasi. Arvatakse, et aeglast protsessi mõistetakse üsna hästi, sest looduslikult lagunevate radioaktiivsete elementide omadusi saab laboris uurida ja vaatlustega sobitada.

Kiirprotsessis viskavad tuumad neutronid nii raevukalt, et tal pole aega laguneda, nagu tavaliselt. Selle asemel “pakkib” mitu neutronit ja moodustab veidrad ülirasked tuumad, millest pole hästi aru, kuna me ei saa neid Maale hõlpsasti luua. Kiire protsess toimub supernoova plahvatuse mööduvatel esimestel tundidel, kui seal on nii vabade neutronite vool ja nii palju energiat, et isegi kõige raskemad elemendid on võimalik luua. Meie teadmised kiirest protsessist pärinevad arvutustest ja supernoovade eraldatud radioaktiivsete saaduste vaatlustest.

Aeglane ja kiire protsess ei loo sama elementide kogumit. Peaaegu ainult aeglase protsessi käigus toodetud tuttavate elementide hulka kuuluvad fluor, naatrium, alumiinium, fosfor, kloor, broom, strontsium, tsirkoonium, nioobium, molübdeen, tina, baarium ja plii. Peaaegu eranditult kiirprotsessis toodetud tuttavate elementide hulka kuuluvad kaalium, mangaan, koobalt, vask, tsink, gallium, germaanium, arseen, seleen, hõbe, jood, tseesium, iriidium, plaatina, kuld, toorium ja uraan. Mõlemal protsessil teatud määral toodetud elementide hulka kuuluvad nikkel, pallaadium, kaadmium, volfram, elavhõbe ja vismut. Me teame, milline elementide kogum kust pärineb, sest me võime neid näha, ülihiiglaste punaste tähtede spektris ja supernoova plahvatuste udukogudes. Täpsete detailide osas võime olla veidi ebakindlad, kuid üldpilt on umbes õige.

See pilt erinevate protsesside abil ehitatavatest elementidest selgitab, miks rauast kaugemal olevaid elemente (hõbe, elavhõbe, uraan jne) on kergemate elementidega nagu hapnik, räni jms väga vähe. Mõelge, kui palju kulda on Maal – kuld on loodud ainult kiire neutronprotsessi abil – võrreldes sellega, kui palju ränidioksiidi (liiva) Maal on. Kulla sünteesimise üsna järelmõtlik viis on täpselt põhjus, miks. Näiteks rauaatomist kulla aatomi valmistamiseks tuleb rauda pumbata minimaalselt 141 neutroni abil ja seda tuleb kõvasti pumbata, sest isegi kümne tuhandiku sekundiline viivitus streikide vahel võib olla piisav et äärmiselt ebastabiilne tuum laguneks ja katkestaks rauast kullani viiva ahela. Isegi supernoova kohutavas raevus ei kavatseta palju raua aatomeid kullaks muuta.

Võrdluseks – räni ja hapnikku tekitavad suured kogused raskete tähtede abil, mis sulandavad oma siseruumides sügavaid tohutuid gaasikarpe, ja seejärel paisatakse neid massiliselt kosmosesse. Iga unts kulla kohta Maal on kuuskümmend tonni liiva. Rauast kaugemale jäävad elemendid on haruldased ja rauast kaugemal asuvad elemendid on peaaegu ettekujutavalt haruldased. (Lisateavet selle kohta, millised elemendid on Maal kõige haruldasemad ja levinumad, leiate tahvlilt 1.)

Olen juba märkinud, et Päike on enamasti vesinik, heelium ja umbes 1% “mustust” (massi järgi). Alljärgnevas tabelis on sellele valitud “levinud” elementide jaoks mõned numbrid. Arvukus näitab, kui suure osa Päikese massist, välja arvatud vesinik ja heelium, moodustab iga element. See tähendab, et elemente võrreldakse ainult ülejäänud Päikeses oleva “mustusega” (süsinik, lämmastik jne), mitte Päikese kogumassiga. Arvukused on antud miljonites protsentides.

Nii tavalised, kui me selliseid metalle nagu tina või pliid ette kujutame, on need kosmiliste standardite järgi tegelikult väga haruldased. Kõik II tabelis loetletud elemendid moodustavad kokku ainult 0.00035% universumi “mustusest” ja “mustus” moodustab omakorda vaevalt 1% universumi nähtavast ainest.

Lõpp
See essee hõlmab valdavat enamust tähtedest, mis on kunagi arenenud põhijärjestusest välja. Enamik tähti pole aga veel põhijärjestusest välja arenenud ja ei jõua veel paljude miljardite aastate jooksul. Pean silmas väga arvukaid väikesi tähti (mass <50% päikest), mille eluiga on pikem kui universumi praegune vanus. Need tähed, isegi kui nad arenevad, ei arene eriti, sest nad on heeliumi põletamise süttimiseks liiga väikesed. Nad astuvad järk-järgult “punase hiiglase” faasi ja muutuvad ehk paar korda nii eredaks kui Päike praegu, siis nad tuhmuvad valgeteks kääbusteks. Nad ei eralda isegi planeedi udusid, sest nende südamikud ei ole kunagi piisavalt kuumad.

Huvitav on see, et teoreetilised arvutused näitavad, et kõige väiksemad tähed (alla umbes 16% päikesemassist) arenevad teisiti kui nende suuremad vennad, peale selle, et neil kulub selleks kuus triljonit aastat. Põhjus tuleneb konvektsiooni füüsikast. Vedelikud ja gaasid ei meeldi konvekteerida ega ringelda täpselt samal põhjusel, et kroketipall veereb murul vaid nii kaugele: hõõrdumine. Kui vedeliku ringluses hoidmiseks pole soojusallikat, hajutab see kiiresti oma energia ja muutub vaikseks.

Teie köögis püsivad kuumutatud vedelikud paigal, kuni neisse voolava soojuse saab juhtimisega keskkonnale üle kanda. Vee õrn soojendamine iseenesest ei pane vett liikuma. Vesi on siiski üsna kehv soojusjuht, mistõttu on seda lihtne soojendada sinnamaani, et soojus saaks välja pääseda ainult siis, kui vesi toimib nagu “soojuskandurlint” ja ringleb energia õhku ülekandmiseks. Sel hetkel ja alles sel hetkel hakkab vesi liikuma.

Päikeses on temperatuurid nii kõrged, et on kaugel ringluse loomiseks vajalikust punktist. Niisiis, Päikese välimised kihid keevad raevukalt, tohutult kuumutatud gaasi rakud tõusevad ja langevad ning loovad palju põnevaid päikeseilma. Päikese sisemises kahes kolmandikus on gaasid aga täiesti paigal, kuigi nad on palju kuumemad. Selle näilise paradoksi põhjuseks on see, et sellistes keskkondades töötab uus ja erinev mehhanism soojuse ülekandmiseks: kiirgus. Hertzsprung-Russelli diagrammi arutades märkisin, et objekti kiiratav energia tõuseb kui T⁴. Tähelepanuväärselt on see tõsi, olenemata sellest, kas me räägime objekti sees või väljaspool kiiratavast energiast.

Seega, kui liigume Päikese pinna ~ 6000 K° temperatuurilt Päikese südamiku ~ 15 000 000 K° temperatuurile, tõuseb soojuskiirguse efektiivsus võrra 2000⁴  = 10 triljonit korda! Päikese siseosas liigub soojusenergia röntgenikiirguse, UV-valguse, nähtava valguse ja nii edasi läbi vesiniku- ja heeliumgaaside kaudu silma paistva intensiivsuse tõttu. Gaaside ringlemiseks ei teki soojust ja seetõttu nad seda ei tee.

Tähe sügavus, kus see soojuse ülekandmiseks ringluselt kiirgusele üle läheb, sõltub loomulikult tähest. Mida kuumem on täht, seda lähemal pinnale on piir. Äärmiselt kuumadel sinivalgete pindadega tähtedel on piirid nii madalad, et neil puudub praktiliselt üldse ringlus. See asjaolu võib mõnikord tekitada sinimustvalgete tähtede kummalisi spektreid, sest nende pinnad on nii vaiksed, et millalgi elemendid “hõljuvad” pinnale ja jäävad sinna nagu rännakud seisval tiigil ning annavad tähele seega välimuse. omades 10 miljardit korda rohkem hõbedat või elavhõbedat kui Päike.

Väiksemate jahedamate tähtede pinnal on suuremad tsirkulatsioonitsoonid ja väiksemad kiirgusega südamikud ning see viib meid peajada lõpus olevate pisikeste punaste sädemeteni. Arvutused näitavad, et väga väikesed tähed, mis jäävad alla umbes 16% päikesemassist, on nii lahedad, et neil pole sugugi kiirgust. Nendes hämarates sütel asuvad gaasid ringlevad kuni tähe keskpunktini. Seetõttu ei koge nad kunagi sellist heeliumsüdamiku kogunemist nagu Päike ja enamik teisi tähti. Selle asemel, kui nad vesinikku aeglaselt heeliumiks põlevad, voolavad õrnad tsirkulatsioonivoolud südamikust läbi ja viivad “heitheeliumi” eemale, segades selle seeläbi ülejäänud tähega.

Nende pisikeste tähtede vananedes rikastub heeliumiga mitte ainult südamik, vaid kogu täht. Niisiis, kogu täht ja mitte ainult südamik muutuvad aeglaselt tihedamaks ja tõmbuvad kokku. Tähel on alati homogeenne koostis. Päikesega võrreldes on õiglane öelda, et need väikesed tähed toimivad nii, nagu koosneksid nad täielikult ühest suurest “südamikust”, millel pole üldse väliseid kihte.

Nende energia toodang tõuseb, kui need muutuvad tihedamaks, ja kuna nad on ka kahanemas (st vähem pindala, millest kiirgavad soojust), saavad nad ainult saada kuumem vanusest, erinevalt suuremat tähte. Arvutused näitavad, et nende elu lõpuks on selles faasis, mis vastaks Päikese punase hiiglase faasile, kui neist väikestest poistest saaksid punased hiiglased, valgepinna temperatuur umbes 6000°K. Nende heledus on tõusnud kuni 1% päikeseenergiani. (See kõlab vähe, kuid see on suur võrreldes 10^-4 päikesega.) Ja siis pärast triljoneid aastaid elu põleb nende vesinik läbi ja nad jahtuvad järk-järgult ja see ongi kõik.

Meie praeguses universumis pole peaaegu midagi sellist, mis sarnaneks sellistele objektidele. Valgeid tähti on praegu vaid kahes suuruses: valged kääbused, mis on väga väikesed, ja sinivalged tähed, mis on väga suured. Vahepealseid Jupiteri mõõtu valgeid tähti pole olemas. (Siiski on tähti, mida nimetatakse “heeliumkääbusteks” ja mis on lähedal. Need on tähtede alasti heeliumituumad, mille välimised kihid on binaarse interaktsiooni teel eemaldatud.) Kuid saabub päev, mil Linnutee galaktika sisaldab kümneid miljardeid valgeid Jupitereid ja selles vanuses on nad “hiiglaslikud” tähed, sest nemad (ja hulk veel tuhmimaid oranžikaskollaseid kääbuseid, kellest pole veel “hiiglasi” saanud) ainsad tähed.

David Taylor

1 – Kui soovite rohkem lugeda, vaadake radioaktiivsuse kokkuvõtet minu füüsikaidee veebisaidilt.

Plaat 1