efekt \Coraptona
U. OBSERWACJE SPEKTROSKOPOWE
III. INNE OBSERWACJE OPTYCZNE
3. DANE LABORATORYJNEJ ASTROFIZYKI JĄDROWEJ
Hipotezy objaśniające powstawanie pierwiastków grupy L reakcjami kruszenia w prze strzeni kosmicznej sprzyjały rozwojowi metod laboratoryjnych, związanych z ilościowym sprawdzaniem słuszności przewidywań hipotez. Szczególnie ważkie w tej dziedzinie wy niki uzyskano w laboratorium cyklotronow ym w Orsay, z inspiracji i przy współudziale wybitnego astrofizyka jądrowego, R e e v e s a. Jak wiadomo, kruszeniu mogą podlegać wszystkie jądra. Kierując się faktem znacznego rozpowszechnienia jąder węgla, azotu i tlenu w pierwotnym promieniowaniu kosmicznym, a także niższymi niż w przypadku pierwiastków cięższych energiami progowymi dla procesów kruszenia tychże jąder, zajęto się przede wszystkim laboratoryjnym wyznaczeniem obfitości produktów kruszenia. Cho dziło o to, by uzyskać w laboratorium jądrowym stosunki obfitości pierwiastków z grupy L oraz ich izotopw, i porównać te dane z wartościami uniwersalnymi i w promieniowaniu kosmicznym (patrz dół tab. 2). Zgodność ilościowa przemawiałaby na rzecz hipotezy o powstawaniu nuklidów grupy L w procesach kruszenia.
R ys. 2. Przekroje czy n n e na prod u k cję ciężk ich fragm entów reakcji kruszenia jąder 1 2 C protonam i (w g A u d o u z e ’ a i in. 1 9 6 7 )
304 M. Kowalski, B. Kuchowicz
Wyniki pomiarów laboratoryjnych, pochodzących przede wszystkim z laboratorium w Orsay, zilustrujmy zależnością przekrojów czynnych na produkcję poszczególnych cięż kich fragmentów reakcji kruszenia, prowadzonych na tarczach z najbardziej rozpowszech nionych izotopów węgla i tlenu (rys. 2 i 3). Widać, że stosunki przekrojów czynnych na
Rys. 3. Przekroje czynne na produkcję ciężkich fragmentów reakcji kruszenia jąder 16 0 protonami (wg A u d o u z e ’ a i in. 1967)
tworzenie poszczególnych nuklidów nie zależą od energii protonów powyżej 80 MeV dla tarczy z 1 2C i powyżej 100 MeV dla tąrczy z 1 60. Jeśli przyjąć dość często występujący w gwiazdach stosunek ilościowy 1 2C:160 = 33:67, wtedy dostajemy następujące stosunki przekrojów czynnych powyżej 100 MeV ( R e e v e s 1969):
v ćt(B)/ e-(Li) = 1,5
S'(Li)/ e'(Be) = 20
,6-(7Li)/ <T(6 Li) - 1,7
dop ym
- E ^ d E
jako wielkość:P^L) = E n(M) f
0(£)a (M
-*>L, E)dE
Powstawanie pierwiastków lekkich ________________________^05 Można określić prawdopodobieństwo powstania określonego nuklidu w gazie ko smicznym bombardowanym przez strumień protonów o widmie energetycznym $
(E)dE
=
E ^ dE
iako wielkość:______________________________ Powstawanie pierwiastków lekkich _______________________^05
Tutaj
n(M)
oznacza obfitość jednego z dopuszczalnych nuklidów macierzystychM,6~(M-~L,E)
jest przekrojem czynnym na powstanie nukliduL
zM
przy energiiE.
Stosunki
P
£ ograniczone są z dołu stosunkami przekrojów czynnych podanymi wyżej, z góry zaś wartościami odpowiednio 4, 40, 3 i 6 (w kolejności odpowiadającej kolejności podanych wyżej przekrojów). Nie otrzymujemy wartości stosunków obfitości z tab. 2, ale nie dziwmy się temu. Zwróćmy przede wszystkim uwagę na to, że stosunek obfitości B/Li w tab. 2 odnosi się do nowej, zawyżonej obfitości boru wg C a m e r o n a (1973). Gdyby przyjąć wartość sugerowaną przez A u d o u z e ’ a i współpr. (1973), wtedy stosunek ten obniżyłby się do 0,6. Drugi ważny fakt, to prawdopodobne pochodzenie części litu z pierwotnego wybuchu (big bang). Dokładne obliczenia pierwotnej nukleosyntezyko-Rys. 4. Przekroje czynne dla reakcji tworzenia 3 H e,d i n w oddziaływaniach protonów z jądram i 4 He (wg R e e v e s a 1969)
306
M. Kowalski, B. Kuchowiczsmicznej wskazują na możliwość powstania litu, obok deuteru i helu, na tej drodze ( W a g o n e r i współpr. 1967). Odjęcie wkładu z owej pierwotnej syntezy od wielkości z tab. 2 pozwoli na obniżenie stosunku Li/Be z jednoczesnym podwyższeniem zreduko wanego przez nas przed chwilą stosunku B/Li, co zbliży znacznie powyższe stosunki do wartości wydedukowanych z doświadczeń w Orsay.
Oprócz reakcji kruszenia wywołanych przez protony, w atmosferach gwiazd mogą występować także reakcje kruszenia cząstkami cc. Relacje między prawdopodobieństwa mi powstawania poszczególnych nuklidów z grupy L są podobne wtedy do relacji w reak cjach z protonami.
Deuter i 3 He mogą się tworzyć jako „odłamki11 w omawianych reakcjach kniszenia węgla, tlenu, azotu, neonu. Prawdopodobnie jednak, z uwagi na znacznie większe roz powszechnienie helu 4 He, najważniejszą rolę w powstawaniu tych nuklidów odgrywają reakcje protonów z 4 He. Na rys. 4 przedstawiliśmy przekroje czynne dla reakcji tworze nia 3 He, D i neutronu w zderzeniach protonu z 4 He.
Powyższy przegląd wyników badań laboratoryjnych ograniczony jest do minimum. Wiele interesującego materiału znaleźć można w podstawowej pracy grupy z Orsay (B e r n a s i współpr. 1967) oraz w kilku artykułach kompilacyjnych i przeglądowych ( R e e v e s 1969; A u d o u z e i współpr. 1967; G r a d s z t a j n 1967; M e y e r
1972), w których podane są odnośniki do dalszych prac.
4. NUKLEOSYNTEZA W PROCESIE l
Na zakończenie podamy krótki przegląd współczesnych teorii powstawania pierwiast ków grupy L. W literaturze można spotkąć się z podziałem tych teorii na „galaktogenne“ , według których nuklidy grupy L obserwowane w jakimś obiekcie pochodzą z gazu mię- dzygwiazdowego (dokąd trafiły np. w wyniku eksplozji gwiazdy supernowej), oraz na „autogenne”, według których nuklidy grupy L obserwowane w jakiejś gwieżdzie w niej właśnie powstały. Zastosowaliśmy podział odmienny, kierując się przede wszystkim skalą rozważanego procesu nukleosyntezy (tab. 3).
Jak już wspominaliśmy, nuklidy grupy L nie mogą zawdzięczać swego powstania reak cjom termonuklearnym we wnętrzach gwiazd z uwagi na niestabilność jąder o liczbach masowych 5 i 8 oraz na szybkie wypalanie się Li, Be i B w wysokich temperaturach normalnych reakcji termonuklearnych. Powstawać one muszą w reakacjach innych, w śro dowisku dostatecznie chłodnym, aby raz wytworzone nie ulegały zniszczeniu. Każda teoria powstawania pierwiastków lekkich powinna objaśniać obwerwowany stosunek obfitości różnych pierwiastków i ich izotopów.
Wspominaliśmy już o tym, że w wybuchu pierwotnym (big bang) nie można wyjść w nukleosyntezie poza lit ( W a g o n e r et al. 1967). Nowsze wyniki nukleosyntezy w wybuchu pierwotnym wskazują na powstanie przede wszystkim helu 4 He, a także pe wnych ilości D, 3He i 7Li (W a g o n e r 1973); praktycznie nie tworzy się 6Li, Be ani B. Zdaniem R e e v e s a (1971) należy uważać istnienie deutem za poważny argument na rzecz wybuchu pierwotnego, gdyż żaden inny mechanizm nie jest w stanie wytłumaczyć ilościowo kosmicznej obfitości tego nuklidu, który w gwiazdach może jedynie ulegać wypalaniu.
Powstawanie pierwiastków lekkich 307 T a b e l a 3
Teorie powstawania pierwiastków grupy L
Skala procesu powstawania Charakter
duża lokalna procesu
Wszechs'wiat („b ig hang” )
Galaktyki ew. kwazary ( „little bangs” )
Gwiazdy
supernowe Wybuchowy
Przestrzeń międzygwiazdowa (oddziaływanie promieniowa nia kosmicznego z gazem mię dzy gwiazdo wy m ) Po wierzch Reakcje jądro we w obsza rach o wyższej temperaturze, polu magne tycznym itp. nia gwiazd Oddziaływanie promieniowania kosmicznego z m aterią na • powierzchni Ciągły Wnętrza gwiazd:
Procesy termonukleame i kon- wektywne wynoszenie na po wierzchnie (mało praw dopodob ne)
I b e n (1 9 6 5 ) usiłował wytłum aczyć stosunek 7 L i/6 Li istnieniem stref konwekcyjnych w większości gwiazd ciągu Rów nego.. Pierwiastki lekkie miałyby powstawać w pobliżu powierzchni gwiazdy, a następnie ulegać przeniesieniu w dół strefy konwekcyjnej, gdzie przy wysokiej tem peraturze lit uległby wypaleniu. Ponieważ 6 Li wypalałby się 80 razy szybciej od 7 Li, można by objaśnić stosunki obfitości tych jąder. J ednakże w tem peratu rze 2 - 3 - 1 0 6 K nie zachodzi spalanie boru, a w temperaturach wyższych “ B spala się pięciokrotnie szybciej od 10B, czyli otrzym alibyśm y stosunek obfitości odwrotny do obserwowanego. D odatkow ą trudność tego modelu wynika z faktu, że w tem peraturze, w której spala się 6 Li, deuter ulega prawie całkowitemu zniszczeniu.
Teoria Fowlera, Greensteina a i Hoyle’a (1 9 6 2 ) opiera się na modelu powstawania układu słonecznego, proponowanym przez ter H a a r a (1 9 4 8 ) i H o y l e ’ a (1960). W modelu tym planety tw orzą się z gazu i pyłu otaczającego wczesne Słońce. Wysoka aktywność wczesnego Słońca zapewnia duży strumień wysokoenergetycznych protonów, który z kolei zapewnia duży strumień neutronów wtórnych. W bryłach lodu stanowiącego znaczną część materii dysku przedplanetam ego neutrony szybko się spowalniają. W reak cjach typu (/i,o c) 6 Li ok. 30 tys. razy szybciej niszczy się od 7 Li, a 10B zużywa się szybciej niż 11 B. W wyniku reakcji H (n,y )D otrzym ujem y znaczne ilości deuteru. Stru mień neutronów je st rzędu 107 n /(cm 2-s). Czas trwania tego procesu oszacow ano na 107 lat. Przy założeniu, że 3/4 materii dysku stanow ią bryły lodu, otrzym ano stosunek 2D /* H równy ok. 1,5-10—3 , tj. dziesięciokrotnie większy od znanego z warunków ziem skich. Stanowiło to istotn ą trudność, której uniknięto, przyjm ując, że tylko 10% materii dysku zostało napromieniowane neutronami. Energię początkow ą protonów przyjęto
ja-308 M. Kowalski, B. Kuchowicz
ko 570 MeV. Dokładniejsze obliczenia przeprowadził M i 11 e r (1964), który przyjął mniejsze energie protonów oraz uwzględnił zmiany strumienia neutronów z głębokością na wzór obliczeń reaktorowych. W rachunkach tych okazało się, że średnie rozmiary planetezymali były rzędu 300 m. Tak dużych brył przepływ gazu w dysku nie był w sta nie przesunąć na większe odległości. Materia układu słonecznego musiała więc ulegać napromieniowaniu w tym samym mniej więcej miejscu, w którym znajdują się poszczegól ne planety. Rozważania geometryczne wskazują na silny spadek strumienia protonów z odległością od Słońca. Stąd powinno wynikać, że stosunek 7 Li/6 Li powinien być wyraź nie większy dla materii ziemskiej niż dla materii meteorytowej pochodzącej z pasa aste roid. Tymczasem stosunek ten w meteorytach i na Ziemi jest praktycznie jednakowy. Następna trudność pojawiła się już po uzyskaniu doświadczalnych wartości przekrojów czynnych dla reakcji kruszenia. Stosunek przekrojów czynnych < ? ('1 B)/<5"(1 °B ) dość dobrze zgadza się ze stosunkiem odpowiedniych obfitości; nie trzeba zatem reakcji (n,Cc ) dla objaśnienia istniejących obfitości. Gdybyśmy natomiast wartość stosunku 7 Li/6 Li odnieśli do wartości otrzymanej dla reakcji kruszenia uwzględniając teakcje (n,0c), wte dy zgodność jego z wielkością obserwowaną przyniosłaby jeszcze większą rozbieżność pomiędzy obserwowanym i oszacowanym (na gruncie reakcji kruszenia i (n,0c)) stosun kiem 11 B /10B.
B e r n a s, G r a d s z t a j n , R e e v e s i S c h a t z m a n (1967) zaproponowali na stępujący mechanizm powstawania pierwiastków lekkich: miałyby tworzyć się one w wyniku reakcji kruszenia w atmosferze Słońca, ew. innych gwiazd. Początkowa wartość stosunku izotopowego litu 7 Li/6 Li mogłaby być tak niska, jak to wynika z badań nad kruszeniem (tj. 1,7), w miarę jednak upływu czasu wzrastałaby, gdyż 6 Li ulegałby wypa leniu w temperaturze dostatecznie niskiej na to, by beryl i bor nie ulegały zniszczeniu. Jednocześnie obserwowany stosunek izotopowy 11B /10B wynikałby prosto ze stosunku przekrojów czynnych na powstawanie boru w procesach kruszenia. Poważna słabość wspomnianego modelu tkwiła w konieczności dużego wydatku energii na procesy krusze nia (ok. 1046* ergów); skąd ją wziąć?
Była to właściwie wspólna słabość wszystkich wczesnych teorii procesu l, począwszy od pracy F o w l e r a i B u r b i d g e ’ ó w ( F o w l e r et al. 1955). Upatrywanie głów nego mechanizmu produkcji nuklidów grupy L w reakcjach kruszenia na powierzchni gwiazd (np. typu T Tauri) nakładało potworne wymagania energetyczne, nie do pogodze nia z wyobrażeniami o strukturze i ewolucji gwiazd (R y t e r et al. 1970). Trzeba było przenieść proces l z powierzchni gwiazd w inne miejsce — przestrzeń międzygwiazdową. Na istotną rolę galaktycznego promieniowania kosmicznego w powstawaniu nuklidów grupy L wskazały obliczenia ( R e e v e s i współpr. 1970; M i 11 e r 1970). Sformułowano wreszcie nową teorię procesu Z, opartą o mechanizm kruszenia jąder w ośrodku między- gwiazdowyin wysokoenergetycznymi protonami i cząstkami oc ( M e n e g u z z i
i współpr. 1971).
W modelu Meneguzziego, Audouze’a i Reevesa przyjmuje się, że gwiazdy tworzą się z gazu międzygwiazdowego, który uprzednio poddany był ciągłemu bombardowaniu przez galaktyczne promieniowanie kosmiczne, przy czym w wyniku reakcji kruszenia tworzyły się w nim nuklidy grupy L. Proces ich powstawania odbywał się niesłychanie wolno: i tak np. jeden atom berylu tworzy się w sześcianie o krawędzi równej jednostce astronomicznej w czasie dłuższym niż 100 tysięcy lat. Obliczenia dają obfitości zgodne z obserwowanymi w galaktycznym promieniowaniu kosmicznym i w większości gwiazd.
)
T a b e l a 4
Stosunki obfitości nuk lid ó w grupy L
Stosunek obfitości
Wartości obserw ow ane Wartości obliczone
galaktyczne prom ieniow anie
kosm iczne
p lan ety Słońce m odel T sy n te za w reakcjach
term onuklearnych 6 Li/H 8 - 10'11 9 ■ 10'11 < io - 12 CO 'o 0 7 Li/H 1,2 • 10'10 1,1 10 9 10'11 1,1 ■ 10'9 10‘9 7L i/6 Li 1,5 12,5 > 10 12,5 oo Li/H 2 - 10'10 1,2 • 10'9 10’11 1,2 • 10'9 10'9 9 Be/H 2 • 10'11 2 • 10'1 1 10'11 2 ■ 10'11 0 Li/Be 10 60 1,0 60 oo 1 °B /H 8,7 • 1 0 '11 8,6 • 1 0 '11 0 1 1 B/H 2 ■1 0 '10 3,4 • 1 0 '10 1,4 1 0 '10 11 B /10 B 2.4 4 4 OO B/H O O O ro 3 - 1 0 '10 < 3 ■1 0 '10 4,3 I O 10 o o 1-^ F— ł B/Be 15 do 1 0 '8 < 30 21 oo B/Li 1,4 0,2 do 10 < 30 0,36 0,15
W artości szacunkow e, zebrane w ostatniej kolum nie, m ają na celu unaocznienie niem ożności uznania reakcji term o n u k learn y ch za odpow iedzialne za sy n tezę n u k lidów grupy L. Warto zwrócić uwagę na ogrom ne rozbieżności pom iędzy w artościam i liczbow ym i z tej kolum ny i z kolum n p o zostałych.
co O vO P o w st a w a n ie p ie rw ia stk ó w le k k ic h
310 M. Kowalski, B. Kuchowicz
Przedstawiony tu mechanizm nie jest jednak w stanie wytłumaczyć dużą wartość stosun ku Li/Be w gwiazdach typu T Tauri, a także stosunku 7 Li/6 Li w meteorytach. Aby po godzić swój model z tymi faktami, M e n e g u z z i i współpr. (1971) proponują następu jącą modyfikację — tzw. „model T ” : duża ilość 7Li miałaby powstawać w czasie rozbły sku helowego, zachodzącego na dalszych etapach ewolucji. Wiadomo, że olbrzymy tracą stosunkowo dużą część swej masy, tak więc wytwarzany w ten sposób 7 Li po wymiesza niu z gazem międzygwiazdowym zmieniałby w nim stosunki obfitości Li/H, Li/Be i 7 Li/ 6 Li. Z tych właśnie „brudnych” obszarów Galaktyki, w których gaz międzygwiazdowy zanieczyszczony jest produktami wybuchów gwiezdnych, pochodzić miałyby gwiazdy typu F o dużym stosunku obfitości Li/Be, z nieobserwowalnym 6 Li, a także gwiazdy typu T Tauri.
Różnice w rozpowszechnieniu pierwiastków lekkich pomiędzy Słońcem a planetami według powyższego modelu spowodowane mają być tym, że planety powstały zanim reakcje termonukleame zniszczyły występujący na Słońcu lit. Ilustracją słuszności modelu może być zestawienie obfitości obliczonych na podstawie modelu T z obfitościami obser wowanymi (tab. 4).
Wyniki M e n e g u z z i e g o i współpr. (1971) uzyskano przy sporej liczbie uprasz czających założeń. Można by się zastanowić, jaki wpływ na przebieg procesu
l
wywrzeć mogą takie np. efekty, jak zmienność składu chemicznego ośrodka międzygwiazdowego, wahania w natężeniu strumieni promieniowania kosmicznego podczas historii Galaktyki, zmiany kształtu widma źródeł tego promieniowania, wreszcie niszczenie nuklidów grupy L w materii, która przeszła przez wnętrza gwiazd. Uwzględnienie rozmaitych efektów tego typu w trakcie ewolucji chemicznej Galaktyki ( T r u r a n i C a m e r o n 1971) nie wniosło większych zmian jakościowych w ten obraz procesul,
jako wyłonił się z wyli czeń M e n e g u z z i e g o i współpr. Na rzecz przedstawionego obrazu wydaje się świadczyć to, że pod działaniem wysokoenergetycznych cząstek promieniowania ko smicznego powstają właśnie te nuklidy z grupy L (6Li, Be, 10B i 1 ! B), które w żaden sposób nie mogą powstać na innej drodze. Deuter, 3 He i 7 Li powstawać mogą w kosmicz nej syntezie pierwotnej (big bang), a ponadto 7 Li, a może i pewne ilości 3 He, tworzyć się mogą w wystarczających ilościach w otoczkach czerwonych olbrzymów ( C a m e r o n i F o w l e r 1971). Możliwe jest wreszcie tworzenie 7Li w dużych ilościach pod działa niem dużych strumieni cząstek przyspieszonych falami uderzeniowymi w otoczkach gwiazd supernowych ( A u d o u z e i T r u r a n 1973).W ciągu paru ostatnich lat dokonał się znaczny postęp w rozumieniu mechanizmu procesu
l.
Choć sporo jest jeszcze niejasności, rysować się zaczyna złożony obraz proce sów jądrowych w skali Wszechświata, Galaktyki i gwiazd, wnoszących określony wkład ilościowy do aktualnie obserwowanych obfitości nuklidów grupy L. W artykule tym, z uwagi na ograniczoną jego objętość, przedstawiliśmy obraz ten jedynie w najgrubszym zarysie. Czytelnika zainteresowanego pogłębieniem swej znajomości tego obrazu zachęcić możemy do przeczytania obszernych artykułów R e e v e s a i współpr. (1973), A u d o u z e ’ a i T r u r a n a (1973), referatu pani T i n s 1 e y na konferencji w Austin (1973), a także dalszych artykułów, zamieszczonych w niezwykle szybko po konferencji wydanym zbiorze materiałów ( S c h r a m m i A r n e t t 1973). Materiały podsumowu jące stan wiedzy do roku 1967 znaleźć można w zbiorze artykułów wydanym pod redak cją S h e n a (1967).Powstawanie pierwiastków lekkich 311 L I T E R A T U R A
A u d o u z e, J., T r u r a n, J . W., 1973, Ap. J ., 182, 839.
A u d o u z e, J ., E p h e r r e , M., R e e v e s , H., 1967, Survey o f Experimental Cross Sections for Proton Induced Spallation Reactions in He4, C12, N14, and 0 16 [w] S h e n, 1967, s. 255. A u d o u z e, J ., L e q u e u x, J., R e e v e s, H., 1973, Astr. and Ap., 28, 85.
B e r n a s, R., G r a d s z t a j n, E., R e e v e s, H., S c h a t z m a n, E., 1967, An. Phys., 44, 426. B o e s g a a r d, A. M., H e a c o x, W. D., 1973, Ap. J . Lett., 185, L27.
B u r b i d g e, E. M., B u r b i d g e, G. R., F o w l e r , W. A., H o y 1 e, F., 1957, Rev. Mod. Phys., 29, 547; thim. polskie: Nukleosynteza pierwiastków chemicznych, Dodatek do Post. Techn. Jądr., Nr 18(204), 1965.
C a m e r o n , A. G. W., 1968 [w] Origin and Distribution of the Elements (L. H. Ahrens, red., New York, 1968), s. 125.
C a m e r o n , A. G.W., 1973, [w] S c h r a m m i A r n e t t , 1973, s. 3. C a m e r o n , A. G . W . , F o w l e r , W . A., 1971, Ap. J ., 164, 111.
D a n z i g e r, I. J ., 1967, Stellar Observations o f Rare Light Nuclides, [w] S h e n, 1967, s. 59. E n g v o 1 d, 0 ., 1970, Solar Phys., 11,183.
F o w 1 e r, P. H., 1972, Proc. Roy. Soc. London, A 329,1.
F o w I e r, W. A., B u r b i d g e, E. M., B u r b i d g e, G. R „ 1955, Ap. J ., 122, 271. F o w 1 e r, W. A., G r e e n s t e i n, J . L., H o y 1 e, F., 1962, Geophys. J . R.A.S., 6,148. G r e v e s s e , N., 1968, Solar Phys., 5,159.
G r a d s z t a j n, E., 1967, Production of Li, Be and B Isotopes in C, N, and 0 , [w] S h e n, 1967, s. 247.
G u t h r i e, B. N. G. 1968, Publ. Roy. Observ. Edinburgh, 6,148. G u t h r i e, B. N. G., 1969, Astrophys. Space Sci., 3, 542. G u t h r i e, B. N. G., 1970, Astrophys. Space Sci., 8,172. G u t h r i e, B. N. G., 1971a, Astrophys. Space Sci., 10, 156. G u t h r i e, B. N. G., 1971b, Astrophys. Space Sci., 13,168.
ter H a a r, D., 1948, Kgl. Danske Vid. Sels. Mat.-Fys. Medd., 25, No. 3. v a n d e n H e u v e 1, E. P. J ., 1967, B.A.N., 19,11.
H o y 1 e, F., 1960, Quart. J.R .A .S., 1, 28. I b e n , I., 1965, A p .J., 141, 993.
K u c h o w i c z, B., 1973, Quart. J.R .A .S., 14,121. M e y e r, J . P., 1972, Astr. and Ap. Suppl., 7, 417.
M e n e g u z z i, M., A u d o u z e, J ., R e e v e s, H., 1971, Astr. and Ap., 15, 337. M i 1 1 e r, H. E., 1964, Phys. Rev., 136 B, 298.
M i 1 1 e r, H. E., 1970, Smithsonian Astrophys. Observ., Spec. Rep. No. 330.
M o r t o n , D. C., D r a k e , J. F., J e n k i n s , E. B., R o g e r s o n , J .B ., S p i t z e r, L., Y o r k , D. G.{ 1973, Ap. J . Letters, 181, L103.
P r e s t o n, G. W., S t ę p i e ń, K., W o 1 f f, S. C., 1969, Ap. J ., 156, 653.
R e e v e s , H., 1969, Nuclear Reactions in Stellar Surfaces and their Relations with Stellar Evolution, Lectures at the Winter School, Univ. Tel Aviv, and „Cours de Structure Interne” , Saas Fee, 1969.
R e e v e s , H., 1971, The Nucleosynthesis of the Light Elements (A < 1 2 ), Invited Lecture, Amer. Phys.Soc. Meeting, Porto Rico, 1971;
R e e v e s , II., F o w 1 e r, W. A., H o y 1 e, F., 1970, Nature, 226, 727.
R e e v e s, H., A u d o u z e, J ., F o w 1 e r, W. A., S c h r a m m, D. N., 1973, Ap. J ., 179, 909. R y t e r, C., R e e v e s, II., G r a d s z t a j n , E., A u d o u z e . J . , 1970, Astr. and Ap., 8, 389. S c h r a m m , D. N., A r n e 11, W. D. (red.), 1973, Explosive Nucleosynthesis, Proceedings of Conf.,
Austin, Texas, April 2—3 ,1 9 7 3 (Univ. of Texas Press, Austin & London 1973).
S h e n , B. S. P. (red.), 1967, High-Energy Nuclear Reactions in Astrophysics (W. A. Benjamin, New Yor — Amsterdam 1967).
S m i t h, A. M., S t e c h e r, T. P., 1971, inf. prywatna. S t a w i k o w s k i, A., 1968, Post. Astr., 16,139.
312 M. Kowalski, B. Kuchowicz
S u e s s, H„ U r e y, H., 1956, Rev. Mod. Phys., 28, 53.
T i n s l e y , B. M., 1973, [ w ] S c h r a m m i Ar n e 1 1 ,1973, s. 22. T r u r a n , J . W . , C a m e r o n , A . G.W., 1971, Astrophys. Space Sci., 14,179. W a g o n e r , R. V., F o w l e r , W. A., H o y l e , F., 1967, Ap. J., 148, 3. W a g o n e r, R. V., 1973, Ap. J., 179, 343.
POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXII (1974). Zeszyt 4
CHEMICZNA EWOLUCJA GALAKTYK
E W A B A S I Ń S K A - G R Z E S I K Zakład Astronomii PAN Pracownia Astrofizyki I (Toruń)
XMMOTECKAH 3BOJBOUHH TAJIAKTHKH
3 . B a c H H i c K a - F x e c H K
C o n e p u c a H H e
B CTaTbe n p e A C T a B n e H b i B K p a m e n p o S jie M M , K a c a io m n e c H n p o c x o a m e H H H h 3 b o - JIWUHOHHOrO H3MeHSHHH XHMHMeCKOrO COCTaBa B ra jia K T H K a X , B MaCTHOCTH b Hamefi
rajiaK T H K e.
THE CHEMICAL EVOLUTION OF GALAXIES
S u m m a r y
The problems connected with the chemical com position o f m atter and its evolution in galaxies, especially in our own Galaxy, are briefly described.
1. WSTĘP
Zagadnienie składu chemicznego materii kosmicznej i jego zmian czasowych zajmuje coraz więcej miejsca w literaturze astronomicznej i w tem atyce zjazdów ( C a m e r o n
1970, 1972; U n s o l d 1972; T a y l e r 1972; I w a n o w s k a 1973; I r v i n 1973; S e a r s 1974 i in.) Osiągnięcia astrofizyki jądrowej z jednej strony i kosmologii z drugiej stym ulują próby odtworzenia procesów formowania się galaktyk i gwiazd oraz ich ewolu cji fizykochemicznej. W „Postępach Fizyki” (22, z. 5 i 6 oraz 24, z. 6) ukazał się obszer ny cykl artykułów B. K u c h o w i c z a (1971, 1973) pt. Problemy i osiągnięcia astrofi
z y k i jądrowej, niniejszy artykuł ma na celu syntetyczne przedstawienie aktualnego stanu
zagadnienia chemicznej ewolucji Galaktyki.
Zastosowanie m etod analizy widmowej pozwoliło na określenie składu chemicznego atm osfer gwiazdowych i materii międzygwiazdowej. Znany jest też w przybliżeniu skład
[313]
314 E. Basińska-Grzesik
promieni kosmicznych. Badania te doprowadziły do stwierdzenia, że w pierwszym przybliżeniu skład chemiczny materii kosmicznej jest jednolity. Najwięcej obserwujemy wodoru — ok. 70% masy, następnie helu — 28%, ciężkich pierwiastków jedynie 2%. Wśród grupy pierwiastków cięższych od helu najobfitsze są: węgiel 12C, tlen 160, azot 14N. Krzywa rozpowszechnienia pierwiastków (rysr 1) — zależność obfitości pierwiastków od liczby atomowej A — posiada szereg charakterystycznych własności:
-L
Rys. J . Krzywa rozpowszechnienia pierwiastków w układzie słonecznym. Obfitości pierwiastków
N(A)
są znormalizowane do obfitości krzemu N (Si) = 106 (wg T a y l e r 1972)1) Obfitości pierwiastków maleją ze wzrostem A aż do A = 100 w przybliżeniu ekspo- nencjalnie; dla A > 100 spadek obfitości jest dużo mniejszy i występują znaczne fluktacje.
2) Pierwiastki występujące w otoczeniu żelaza 5 6 Fe tworzą silne lokalne maksimum. 3) Obserwuje się większe obfitości pierwiastków o masach atomowych podzielnych przez 4 — np. 160, 20Ne, 24Na, 24Mg, 28Si — jest to tzw. reguła nieparzystości (odd-even rule).
4) Jednocześnie występują systematyczne różnice obfitości pomiędzy pierwiastkami o parzystych i nieparzystych liczbach atomowych.
5) Wśród cięższych pierwiastków obserwuje się maksimum obfitości w pobliżu tzw. liczb „magicznych” protonów i neutronów w jądrach. Maksima te odpowiadają jądrom w rejonach stabilności względem rozpadu beta.
Chemiczna ewolucja galaktyk 315 6) Pierwiastki lekkie: deuter 8H, lit 6 Li, 7 Li, beryl 9Be, bor 10B, 11 B występują w bardzo niewielkiej ilości w porównaniu z sąsiadującymi pierwiastkami: wodorem 1 H, helem 4He, węglem 1 2C, azotem 14N i tlenem 1 60.
Skład atmosfery Ziemi i planet Układu Słonecznego odbiega od wyżej opisanego skła du „uniwersalnego” , bowiem utraciły one podczas swego życia znaczną ilość wodoru.
Również skład chemiczny niektórych gwiazd wykazuje pewne anomalie w porównaniu ze składem „uniwersalnym” . Obserwowane są gwiazdy:
1) zawierające mniej pierwiastków ciężkich, których obfitość spada czasami aż do 0,02% masy gwiazdy (gwiazdy skrajnej populacji halo);
2) zawierające większe ilości jednego lub więcej pierwiastków — np. gwiazdy helowe 0 nadmiarze helu, węglowe wykazujące nadmiar węgla, krzemowe, strontowe, barowe oraz gwiazdy nadobfite we wszystkie metale.
Ws'ro'd hipotez dotyczących powstania pierwiasków jedną z pierwszych była teoria równowagi statystycznej ( K l e i n , B e s k o w, T r e f f e n b e r g 1946) postulująca, że w pewnym okresie wystarczająco długim, gdy we Wszechświecie panowały takie same warunki ciśnienia i temperatury (rzędu 109 °K ), ustalił się pewien równowagowy roz kład pierwiastków. Osiągnięta została równowaga statystyczna cząstek. Poprzez gwałto wne obniżenie temperatury ten skład chemiczny mógł zostać zamrożony przy nagłym przerwaniu reakcji jądrowych i w tym stanie przetrwać do chwili obecnej. Okazało się jednakże, że w warunkach koniecznych do otrzymania obserwowanego rozkładu pier wiastków lekkich nie uzyskamy odpowiedniego rozkładu pierwiastków cięższych i na odwrót.
A l p h e r , B e t h e i G a m o w (1948) zaproponowali nierównowagową teorię po wstania pierwiastków, wg której pierwiastki mogły powstać w gorącvm Wszechs'wiecie w bardzo krótkim przedziale czasu po tzw. wielkim wybuchu.
Podczas ekspansji gorącego gazu neutronowego neutrony rozpadały się na protony 1 elektrony. Protony wychwytywały neutrony i w ten sposób przy włączeniu szeregu roz padów beta mogły powstać różne pierwiastki. Jedną z największych trudności tej teorii to brak stabilnych jąder o liczbach atomowych 5 i 8 (5 Li i 8 Be).
Ewolucyjna teoria powstania pierwiastków zaproponowana została w latach pięćdzie siątych przez B u r b i d g e , B u r b i d g e , F o w l e r i H o y l e (1957), w której postu lują oni, że wszystkie pierwiastki powstały w gwiazdach, przy czym zakładają, że w skład materii pierwotnej wchodził jedynie czysty wodór. Kontrakcja grawitacyjna protogwiaz- dy i towarzyszący jej wzrost temperatury może doprowadzić do „zapalenia” się wodoru w jej jądrze (przy