Miten eri alkuaineet ovat syntyneet?

Arkielämän aine koostuu eri alkuaineiden atomeista, ja esimerkiksi ihmiselämä perustuu juuri tietynlaisten atomien ja niiden keskinäisten vuorovaikutusten olemassaoloon. Meistä löytyvät atomit ovat syntyneet monin eri tavoin maailmankaikkeuden historian eri vaiheissa. Käydään läpi tämän prosessin päävaiheet, siinä määrin kuin siitä nykyisin tiedämme, jotta ymmärtäisimme esimerkiksi mistä hiili- tai uraani-atomit ovat peräisin.

Alkuaineiden synty varhaisessa maailmankaikkeudessa

Aivan alkuräjähdyksen jälkeen ei ollut atomeja, eikä edes atomiytimiä. Jopa luonnon perusvuorovaikutukset näyttivät toisenlaisilta. Ne muodostuivat kuitenkin hyvin pian, samoin kuin ensimmäiset alkeishiukkaset. Vahvan vuorovaikutuksen hiukkaset eivät aluksi muodosta atomiytimiä vaan ovat niin kutsuttua kvarkki-gluoniplasmaa. Ainetta on tässä jostakin tuntemattomasta syystä vaiheessa muodostunut enemmän kuin antiainetta, joten antiaineen annihiloiduttua jäljelle jää lähes yksinomaan ainetta.

Alkuräjähdyksen ensimmäisen sekunnin aikana protonit ja neutronit muuttuvat toisikseen. Protonien hitusen pienemmän massan ansiosta niitä jää lopulta jäljelle enemmän: protoni-neutronisuhde on kosmologian mallien mukaan noin 7 protonia jokaista neutronia kohden. Tästä suhteesta voi laskea seuraavaksi syntyvän heliumisotooppi He-4 määrän suhteessa prosessista ”yli jäävään” vetyyn, sillä käytännössä kaikki neutronit päätyvät osaksi heliumytimiä.

Alkuräjähdyksellä tarkoitetaan äärimmäisen tiheää tilaa, josta nykymaailmankaikkeus on lähtenyt laajentumaan. Tämä otetaan kosmologisen ajanlaskun alkuhetkeksi, vaikka emme oikeastaan tiedäkään minkälainen tämä ”alku” on ollut.

Heliumytimiä (ja pieniä määriä muita kevyitä ytimiä, kuten deuteriumia, tritiumia ja litiumia) muodostuu varhaisen maailmankaikkeuden ydinsynteesissä, eli seuraavanlaisissa reaktioissa:

Näiden lisäksi on joitain harvinaisempia reaktioita, joita ei ole tähän kirjattu.

Lopputulos on, että lähes kaikki neutronit ovat nyt He-4-ytimissä. Massassa mitattuna alkuräjähdysteorian ennuste on, että heliumia olisi noin 25% kaikesta aineesta (ja vetyä 75%). Tämä ennuste vastaa tismalleen havaintoja, ja on yksi vahvimmista alkuräjähdysteoriaa tukevista argumenteista.

Tässä vaiheessa ei ole vielä muodostunut atomeja, vaan lämpötila on edelleen niin korkea, että ainehiukkaset muodostavat läpinäkymätöntä plasmaa. Vasta noin 380000 vuoden jälkeen lämpötila on laskenut riittävän alas, jotta elektronit alkavat pysyä atomiydinten ympärillä, ensimmäiset atomit muodostuvat ja maailmankaikkeudesta tulee ensimmäistä kertaa läpinäkyvä. Tätä prosessia kutsutaan rekombinaatioksi (nimi on hieman harhaanjohtava, sillä kyse on nimenomaan ensimmäisestä ”kombinaatiosta”).

Ennen rekombinaatiota fotonit ja varaukselliset hiukkaset ovat termodynaamisessa tasapainossa keskenään. Kun neutraalit atomit muodostuvat, vapautuvat säteily vastaa siten termodynaamisessa tasapainotilassa olevan systeemin säteilyä, eli mustan kappaleen säteilyä. Tämä säteily havaitaan nykyisin kosmisena taustasäteilynä, joka onkin tarkin luonnossa havaittu mustan kappaleen säteily. Tämän säteilyspektrin ennustaminen on toinen alkuräjähdysteoriaa tukevista argumenteista.

Kolmas argumentti on niin ikään havaintojen kanssa yhteensopiva ennuste maailmankaikkeuden laajenemisesta.

Rekombinaatiossa maailmankaikkeuden lämpötila (eli sen aikaisen taustasäteilyn spektrin maksimi) on arvioitu olleen noin 3000 K. Maailmankaikkeuden laajetessa tämä lämpötila on alentunut nykyiseen noin 2,7 K lukemaan-

Rekombinaatiosta ja taustasäteilyn synnystä:

Fuusioprosessit tähdissä

Maailmankaikkeuden viilentyessä syntyneet kaasut muodostavat gravitaation vaikutuksesta valtavia pilviä, jotka lopulta (satoja miljoonia vuosia alkuräjähdyksen jälkeen) romahtavat kasaan muodostaen ensimmäiset tähdet. Kun kaasu puristuu riittävän pieneen tilaan, nousee paine ja lämpötila riittävän korkeaksi vedyn fuusioprosessien käynnistymiseen. Fuusiossa vapautuva energia aiheuttaa tähden keskustasta ulospäin suuntautuvan paineen, joka asettuu tasapainoon tähteä kokoon puristavan gravitaatiovuorovaikutuksen kanssa. Näin on syntynyt stabiili tähti, jonka elinikä on (massasta riippuen) muutamasta miljoonasta vuodesta aina triljooniin vuosiin.

Auringossa vapautuva energia syntyy fuusioprosesseissa, joista yleisin on niin kutsuttu protoni-protoni-ketju, joka muistuttaa varhaisen maailmankaikkeuden ydinsynteesiä. Siinä muodostuu ensin deuteriumia, josta muodostuu heliumin kevyempää isotooppia, ja lopulta pysyvää isotooppia He-4

Heliumin syntyessä vapautuu energiaa, josta pieni osa päätyy meille mahdollistamaan elämän Maapallolla.

Auringossa heliumia fuusioituu edelleen pieniä määriä berylliumiksi ja (epästabiilista) berylliumista nopeasti pysyväksi hiileksi

Tätä kutsutaan kolmois-alfa-prosessiksi ja sitä tapahtuu aluksi pieniä määriä, mutta tähden elinkaaren loppupuolella, kun polttoaineena käytetty vety loppuu, se alkaa dominoida.

Hiilen synty kolmois-alfa-prosessissa mahdollistaa niin kutsutun hiilisyklin, jossa C-12 toimii katalyyttinä ja auttaa vedyn fyysioitumisessa heliumiksi. Aurinkoa hieman raskaammissa tähdissä hiilisykli tuottaa enemmän heliumia kuin protoni-protoni-sykli, mutta molemmat tuotantomuodot ovat silloinkin käytössä. Hiilisykli kulkee usean eri reaktion kautta, sen lopputuleman voi tiivistää näin:

Auringossa syntyvä hiili pakkautuu kohti tähden keskustaa ja sitä kevyemmät alkuaineet muodostavat kerroksia sen ympärillä. Tähden keskusosan lämpötila ja paine ovat kaikkein korkeimmat, mutta Auringossa ne eivät riitä hiiltä raskaampien ydinten fuusioimiseen. Aurinkoa raskaammissa tähdissä olosuhteet ovat otollisemmat ja fuusioprosessit jatkuvat aina keskiraskaisiin ytimiin asti.

Energian vapautumisen voi ajatella ydinten sidososuuden kasvamisena, sillä heliumin sidososuus on suurempi kuin vedyn. Energiaa vapautuu suurimman sidososuuden omaavaan rautaan asti ja onkin niin, että tähtien fuusioprosesseissa päästään juuri näihin keskiraskaisiin ytimiin asti. Raskaimpien tähtien keskellä on siten raudasta ja muista keskiraskaista ytimistä koostuvat keskus, jonka ulkopuolella fuusiot tapahtuvat useissa eri kerroksissa.

Katso video Auringon kohtalosta:

Lopulta jokaisesta tähdestä loppuu polttoaine ja samalla katoaa myös tähteä ylläpitävä keskustasta ulospäin suuntautuva paine. Tähti luhistuu kasaan gravitaation vaikutuksesta ja sen uloimmat osat leviävät ympäröivään avaruuteen eri tavoin, tähden koosta riippuen. Aurinko päätyy ensin punaiseksi jättiläiseksi vedyn loppuessa ja lopulta sen keskusosasta jää jäljelle valkoinen kääpiö, jossa fuusiota ei enää tapahdu. Suurimmat tähdet räjähtävät supernovina ja jättävät jälkeensä joko neutronitähden tai mustan aukon. Näinä tähtien loppuhetkinä vallitsevat olosuhteet mahdollistavat rautaa raskaampien ytimien synnyn.

Raskaiden ydinten synty

Erilaiset hiukkasten ja ydinten reaktiot voivat kaikki kulkea myös toiseen suuntaan. Esimerkiksi ydinvoimaloissa uraaniydin hajoaa kahdeksi keskiraskaaksi ytimeksi vapauttaen samalla energiaa. Myös käänteinen reaktio on mahdollinen, eli kaksi keskiraskasta ydintä voi (periaatteessa) fuusioitua uraaniksi, kunhan vastaava määrä energiaa tuodaan systeemiin sisään. Toisin sanoen rautaakin raskaampia ytimiä saa kyllä aikaan, kunhan olosuhteet vain ovat oikeat.

Vaadittavat olosuhteet ovat niin rajut, että nykytiedon mukaan useimpien raskaimpien alkuaineiden uskotaan syntyneen massiivisten tähtien nova- ja supernova-räjähdyksissä sekä neutronitähtien törmäyksissä.

Tähtien räjähdykset eli novat ja niitä kirkkaammat supernovat ovat harvinaisia tapahtumia, supernovat huomattavasti novia harvinaisempia. Kummankin syntymekanismeja on useita ja molemmista löytyy erilaisia alalajeja. Tähden romahtaessa vapautuu niin paljon energiaa, että räjähdykset sekä näkyvät kauas (joten niitä on helppo havaita), että mahdollistavat raskaiden alkuaineiden synnyn.

Raskaiden ydinten uskotaan muodostuvan pääasiassa niin kutsutulla protonisieppauksella ja neutronisieppauksella. Protonisieppauksessa ydin nappaa ylimääräisen protonin ja neutronisieppauksessa ylimääräisen neutronin. Otetaan tässä esimerkiksi neutronitähtien törmäys, jota seuraa nopea sykli neutronisieppausta.

Neutronitähtien arvellaan syntyvän, kun noin 10-30 Auringon massaa vastaava tähti romahtaa. Niiden massa on Auringon massaa suurempi, mutta niiden säde on suuruusluokaltaan vain noin 10 kilometriä, ne ovat siis erittäin tiheitä. Useat havaituista neutronitähdistä ovat kahden toisiaan kiertävän neutronitähden systeemejä. Tällaiset kiihtyvässä liikkeessä olevat massiiviset kappaleet menettävät energiaa samaan tapaan kuin kiihtyvässä liikkeessä olevat varaukselliset hiukkaset - kiihtyvässä liikkeessä oleva elektroni lähettää sähkömagneettista säteilyä, kiihtyvässä liikkeessä oleva neutronitähti lähettää gravitaatiosäteilyä, eli gravitaatioaaltoja. Aivan kuten Rutherfordin atomimallin elektronit, neutronitähdet ovat tuomittuja putoamaan radan keskipistettä kohti ja lopulta törmäämään toisiinsa

Erona Rutherfordin malliin on se, että gravitaatioaaltojen lähetys tapahtuu myös oikeasti.

Neutronitähtien törmätessä vapaita neutroneja on yllin kyllin ja törmäyksessä vapautuu suuri määrä energiaa, joten olosuhteet ovat otolliset neutronisieppaukselle. Neutronisieppauksessa ytimen massaluku kasvaa yhdellä, esimerkiksi seuraavassa ketjussa:

lopulta muodostuu β⁻ -aktiivinen ydin, jonka hajotessa syntyy järjestysluvultaan yhtä korkeampi ydin:

Seuraavaksi koboltti alkaa siepata neutroneja, kunnes sekin hajoaa β⁻ -hajoamisella. Tämä ketju voi jatkua raskaita ytimiä kohti, kunhan neutronisieppausta tapahtuu nopeammin kuin raskaiden ydinten hajoamista. Tuloksena on joukko raskaita ytimiä, jotka lopulta leviävät avaruuteen ja päätyvät uusien tähtien ja planeettojen rakennusaineiksi.

Koska ihmiskehossa on useita rautaa raskaampia atomeja, on meidät mahdollistanut prosessi erittäin pitkä ja monivaiheinen. Alkuräjähdyksen jälkeen vedyn on ensin pitänyt kerääntyä riittävän suuriksi pilviksi romahtaakseen tähdiksi, joiden on puolestaan täytynyt ennättää elinkaarensa päähän, jotta tähdissä muodostuneet alkuaineet ovat päässeet leviämään takaisin avaruuteen. Samalla on muodostunut osa raskaista alkuaineista, kun taas osa on muodostunut vasta myöhemmin ensimmäisten neutronitähtien törmäyksissä. Raskaampien alkuaineiden on jälleen täytynyt kerääntyä riittävän suuriksi pilviksi romahtaakseen aurinkokunnaksemme. Meissä olevista atomeista noin 38% on näin syntynyttä tähtipölyä, loppu 62% on vetyä (atomien lukumäärinä mitattuna. Painoprosentteina vetyä on vain noin 9, 5%).

Tehtävät

Klikkaa tehtävää nähdäksesi vastauksen.

1. Yhdistä alla esitetyt kolme protoni-protoni-ketjun reaktioyhtälöä yhdeksi yhtälöksi jossa näkyvät alku- ja lopputuotteet.

Katso malliratkaisut.

2. Ratkaise edellisen tehtävän avulla kuinka monta He-atomia Auringossa syntyy sekunnin aikana. Olettaen, että Auringon massa pienenee reaktion vuoksi 4.0 · 10⁹ kg/s.

9,1 · 10³⁷