A nehéz elemek előfutárai felfúvódott csillagok plazmájában vagy parázsló csillagmaradványokban keletkezhetnek. Meg a michingani East Lansingben, a Ritka Izotópok Sugárzási Létesítményében (FRIB). Ez ugyan nem ragyog úgy, mint az éjszakai égbolt csillagai, de tele van olyan anyagokkal, amelyek egyébként csak ezen égitestekben találhatók meg. A létesítményben az atommagok a fénysebesség felére gyorsulnak, majd célpontjukba becsapódva darabokra esnek szét. Az ilyen ütközések során olyan ritka, instabil izotópok keletkeznek, amelyek a csillagokban is előfordulnak, és egy sor további reakció eredményeként nehéz elemekké alakulhatnak. A FRIB kutatói pontosan ezek receptjét szeretnél rekonstruálni.

„Az emberek szeretnek DNS-tesztet csinálni, hogy megtudják, honnan származnak” – mondja Artemis Spyrou, a FRIB nukleáris asztrofizikusa. „Mi ugyanezt tesszük a bolygónkkal és a Naprendszerrel.”

A kutatók már egészen jól értik, hogyan termelődnek a csillagokban a periódusos rendszerben a vasig szereplő elemek. De azokat a folyamatokat, amelyek az ennél nehezebb elemeket – cink, ólom, bárium, arany stb. – létrehozzák, nehezebb megérteni. Nemrégiben azonban fontos új eredmények születtek egy vonatkozó területen, amely alapvetően tele van feltételezésekkel. A FRIB laboratóriumában jelenleg a nehéz elemek kialakulásának három fő folyamata közül az egyiket reprodukálják, és arra a pontra koncentrálnak, ahol ez az intermediális (közbenső) neutronbefogási folyamat, avagy az i-folyamat megtörténik. A laboratórium azt is tervezi, hogy a másik két folyamat egyikét is reprodukálják, amelynek eredményeként olyan elemek keletkeznek, mint a platina és az arany.

– mondja John Cowan, aki az 1970-es években alkotta meg az i-folyamat elméletét.

Elemeket építeni

Körülbelül 13,8 milliárd évvel ezelőtt az újszülött univerzum a Nagy Bumm során frissen keletkezett elemi részecskékből álló forró leves volt. Ahogy a kozmosz hűlni és tágulni kezdett, ezek a részecskék egyesültek, és olyan szubatomi részecskéket alkottak, mint a protonok és a neutronok, amelyek az univerzum első három percében egyesültek, és így keletkezett a hidrogén, a hélium és a lítium – az első és legkönnyebb elemek. További néhány száz millió évbe telt, mire ezek az elemek nagyobb testekké álltak össze, és megszülettek az első csillagok.

Miután a csillagok megvilágították a kozmoszt, az univerzum kémiailag gazdagabbá vált. A csillagok forró, sűrű magjában az atommagok hatalmas erővel ütköznek egymással, és egyesülve új elemeket alkotnak. Amikor a hidrogénmagok (amelyek egy-egy protonból állnak) egyesülnek, héliumot alkotnak, három ilyen egyesülve szénné válik, és így tovább. Ez a magfúzió hatalmas mennyiségű energiát szabadít fel, amely kifelé nyomja a csillagot, megakadályozva, hogy a saját gravitációja alatt összeomoljon. Ahogy egy nagy tömegű csillag öregszik, egyre nehezebb elemeket egyesít, és ez addig folytatódik, amíg el nem éri a vasat.

Ekkor a további fúzió már nem szabadít fel energiát, hanem elnyeli azt. A fúzióból származó új energia nélkül a csillag halála elkerülhetetlen. Magja összehúzódik, és egy lökéshullám mindent kifelé tol – így szupernóva keletkezik.

Az 1950-es években a fizikusok találtak egy új magyarázatot arra, hogy ez mi lehet, az úgynevezett neutronbefogást. Ebben a folyamatban az atommagok semleges, szabadon lebegő szubatomi részecskéket, neutronokat „gyűjtenek”. Ahogy ezek rájuk tapadnak, az atommag instabillá válik, radioaktív izotóp lesz. Az egyensúly akkor áll helyre, amikor a felesleges neutronok pozitív töltésű protonokká alakulnak át egy béta-bomlásnak nevezett folyamat során. A proton megszerzése az atommagot a periódusos rendszer következő elemévé alakítja.

Végső formájának eléréséhez az atommag általában egy sor különböző radioaktív izotópon halad át, és közben egyre több neutront gyűjt. Eleinte a szakértők azt hitték, hogy az atomoknak csak két útja van a növekedéshez. Az egyik lassú (slow), a másik gyors (rapid), ezért s-folyamatnak és r-folyamatnak nevezik őket.

Az s-folyamatban az atommag több ezer éven át szórványosan neutronokat fog be és bomlik, mielőtt eléri végső, stabil állapotát. Úgy gondolják, hogy ez a folyamat extra fényes, felfúvódott csillagokban, az úgynevezett vörös óriásokban zajlik, különösen abban a fázisban, amikor aszimptotikus óriáságú csillagoknak nevezik őket. (Egy nap a mi Napunk is ilyen vörös óriássá válik majd.) Amint az óriás a halál szélén áll, belső rétegei keverednek, és pontosan olyan neutronokban gazdag környezet jön létre, amelyben az s-folyamat kibontakozhat.

Az r-folyamat viszont csak másodpercekig tart. Ehhez sokkal sűrűbb neutronpopulációjú környezetre van szükség, például egy neutroncsillagra – egy halott csillag ultrasűrű, neutronokkal teli magjára. Az r-folyamat valószínűleg két neutroncsillag ütközésekor indulhat be.

Az s-folyamat és az r-folyamat keletkező elemei sok esetben azonosak, de eltérőek az arányaik. Az előbbi például több báriumot hoz létre, míg az utóbbi sok európiumot. Ezek az elemek a csillag halála után a csillagközi térbe szóródnak, és beépülnek egy új csillaggenerációba. A csillagászok megfigyelhetik az új csillagokat, és azokban talált elemek alapján következtethetnek arra, hogy milyen folyamatok hozták létre azok alapanyagait.

Átmeneti folyamatok

Cowan az 1970-es években, a Marylandi Egyetemen végzett posztgraduális tanulmányai során álmodta meg a közbenső neutronbefogási folyamatot. Vörös óriáscsillagokat tanulmányozott, és a munka során olyan lehetséges magreakciós útvonalak és neutronsűrűségek merültek fel, amelyek nem illeszkedtek az s- vagy r-folyamatba. „De akkor még csak egy ötlet volt” – mondja.

Aztán a 2000-es évek elején újabb repedések jelentek meg az s-r dichotómiában. A csillagokon általában látszik, hogy születésük előtt lassú vagy gyors folyamat ment végbe anyagukon, attól függően, hogy melyik nehéz elem található bennük nagyobb mennyiségben. A csillagászok a legtöbbször egyértelmű jelét találják egy-egy folyamatnak, de amikor a Tejút külső részén található csillagok egy részét tanulmányozták, olyan elemösszetételt találtak, amely egyik folyamatra sem utalt.

„Ez mindenkit megdöbbentett” – mondja Falk Herwig, a Victoria Egyetem elméleti asztrofizikusa. Herwig új lehetőségeket kezdett dédelgetni. Az egyik felmerülő opció, hogy „újjászületett” vörös óriásokról van szó. Ritka esetekben a vörös óriáscsillagok kiégett maradványai, az úgynevezett fehér törpék, újra fellángolhatnak, amikor a magjukat körülvevő héliumhéjban újra beindul a fúzió. De a nem újjáéledt vörös óriáscsillagokban égő hélium is megfelelhet ennek a forgatókönyvnek, feltéve, hogy a csillagok fémben szegények.

Egy további lehetőség, hogy egy fehér törpe elszívja a kísérőcsillag anyagát. Ha így elegendő tömeget halmoz fel, elkezdődhet a hélium fúziója. Az energiafelszabadulás olyan nagy, hogy a fehér törpe külső rétegeit kilökheti, és közben új elemeket bocsáthat ki, vélte Herwig. Amikor 2012-ben egy konferencián bemutatta ötletét, Cowan is a közönség soraiban ült. „Odajött hozzám és azt mondta: »Az 1970-es években írtam egy cikket az i-folyamatról. Valami ilyesmiről írtam benne«” – meséli Herwig.

De a Herwighez hasonló elméleti fizikusok nem tudták megmondani, hol zajlik a közbenső folyamat, és pontosan milyen lépésekből áll. Az i-folyamat teljes megértéséhez meg kellett ismerniük a folyamat során keletkező különböző elemek arányait. Ezek attól függnek, hogy a releváns izotópok milyen könnyen képesek neutronokat befogni. A neutronbefogási arányok meghatározásához a szakértőknek laboratóriumokban, például a FRIB-ben kellett tanulmányozniuk az izotópok működését. (De végeznek kísérleteket az Argonne Nemzeti Laboratóriumban és más létesítményekben is.)

Radioaktív recept

Az olyan elméleti fizikusok, mint Herwig, és olyan kísérleti fizikusok, mint Spyrou, évek óta dolgoznak együtt a problémán: az elméleti fizikusok meghatározzák, mely izotópok sorozata hat leginkább az i-folyamat végső kémiai keverékére, majd a kísérleti fizikusok beindítják a gyorsítót, hogy tanulmányozzák ezeket az anyagokat. Az így nyert adatok segítségével az elméleti fizikusok jobb modelleket készíthetnek az i-folyamatról, és a ciklus újrakezdődhet.

A FRIB alagsorában egy körülbelül másfél focipályányi hosszúságú részecskegyorsító található, amely 46 darab zöld színű, szuperhűtött tartályból áll. Minden kísérlet egy közönséges, stabil elemmel kezdődik, általában kalciummal. Ezt a gyorsítóban egy berilliumhoz hasonló célpontra lövik, ahol egy fragmentáció nevű folyamat során instabil izotópokra bomlik. Nem minden atommag esik szét pontosan úgy, ahogy a kutatók szeretnék.

„Olyan, mintha lenne egy porcelántányér, amelyen egy olasz városka képe van” – magyarázza Hendrik Schatz, a FRIB nukleáris asztrofizikusa. Ha olyan darabot szeretnénk, amin csak egy ház van, jó sok tányért kell összetörnünk, mire kapunk egyet:

A szilánkok egy csőhálózatban áramlanak egy szeparátorba, amely a kívánt izotópokra válogatja őket. Ezek végül a SuN nevű, hengeres detektorba kerülnek. Az érzékelő minden irányba kinyúló fémküllőivel egy kicsit úgy néz ki, mint a Nap, ami elég vicces, mondja Ellie Ronning, az Michigani Állami Egyetem hallgatója.

Amint az atommagok belépnek a rendszerbe, bomlásnak indulnak, elektronokat és gamma-villanásokat bocsátanak ki, amelyeket a kutatók felhasználhatnak az i-folyamat lépéseinek dekódolásához. „Eddig senki sem tudta megfigyelni ezeket a különleges folyamatokat” – mondta Sean Liddick, a FRIB nukleáris kémikusa.

A gamma-sugárzás mérésével a kutatók következtetnek arra, hogy a releváns izotópok milyen sebességgel kötnek meg neutronokat (mennyire könnyen szerez például a bárium-139 neutronokat, és válik bárium-140-né, hogy egy fontos példát említsünk). Az elméleti fizikusok ezt a reakciósebességet beépítik az i-folyamat szimulációjába, amely előre jelzi, hogy a végső kémiai keverékben milyen arányban lesznek jelen a különböző nehéz elemek. Végül összehasonlíthatják ezt az arányt a különböző csillagokban megfigyelt elemekkel.

Eddig az eredmények úgy tűnik, hogy pontosan oda vezetnek, ahová Spyrou és kollégái remélték: a lantán, a bárium és az európium relatív gyakorisága megegyezik azzal, amit azoknál a szénben gazdag, fémben szegény csillagoknál figyeltek meg, amelyek a 2000-es évek elején annyira megzavarták az asztrofizikusokat. „A hatalmas bizonytalanságtól eljutottunk oda, hogy az i-folyamat pontosan illeszkedik a megfigyeléseinkhez” – mondja a szakértő.

Az i-folyamat azonban a fémben szegény csillagok előtt létezett haldokló csillagokban zajlott le, és ezek látták el anyaggal a fémben szegény csillagokat. Jelenleg az adatok mind a fehér törpék, mind a vörös óriások esetében kompatibilisek, mint az i-folyamat helyszínei. Ahhoz, hogy kiderüljön, melyik jelölt lesz a győztes (ha nem mindkettő), Spyrounak több izotóp neutronbefogási arányát kell tanulmányoznia. Eközben, hogy megkülönböztesse a jelölt csillagokat, Herwig jobb háromdimenziós modelleket készít a bennük úszó plazmáról.

Az aranyon túl

A csillagászok hatvan éve azt feltételezik, hogy az arany, az ezüst és a platina mind az r-folyamat során keletkezik, de ezeknek az elemeknek a pontos keletkezési helye továbbra is az asztrokémia egyik nagy kérdése. Ez azért van, mert az r-folyamatot szinte lehetetlen kísérletileg reprodukálni, mondja Cowan, mivel a Földön nagyon nehéz újraalkotni a neutroncsillagok ütközésének körülményeit.

Egy 2017-es kutatás során arany és más r-folyamatban keletkező elemek nyomait találták egy neutroncsillag-ütközés törmelékeiben, ami erősen alátámasztja ezt az eredetelméletet. Ugyanakkor egy izgalmas, új felfedezés, amelyről áprilisban számoltak be, az r-folyamatot egy erősen mágneses csillagból származó hatalmas napkitöréshez köti.

Az i-folyamat tisztázása után a michigani kutatók ugyanezt a taktikát tervezik alkalmazni az r-folyamatra is. Ennek izotópjai még nehezebben izolálhatók, ha az i-folyamat során történő fragmentáció olyan, mint egy ház „kinyerése” az összetört tányérról, akkor az r-folyamat azt jelenti, hogy csak az ablakot szeretnénk a szilánkra. Spyrou mégis optimista, hogy csapata hamarosan kipróbálhatja a gyors recepthez szükséges ritkább izotópokat, amelyek másodpercek alatt nehéz atomokat hoznak létre. „Az r-folyamattal közel vagyunk ahhoz, hogy hozzáférjünk a fontos atomokhoz” – mondja.

– teszi hozzá. Spyrou becslése szerint laboratóriuma öt-tíz éven belül meg fogja határozni az i-folyamat összes fontos reakcióját és sebességét. „Pedig tíz évvel ezelőtt még azt sem tudtam, hogy létezik az i-folyamat” – teszi hozzá.