W. IWANOWSKA
K apitalne zagadnienie ewolucji pierwiastków chemicznych we Wszechświecie w y stępuje coraz częściej na porządku dziennym zjazdów i konferencji astronomicznych. W zagadnieniu tym w ostatnich latach zyskuje w yraźną przewagę nad innym i kon cepcjami teoria powstania wszystkich pierwiastków z wodoru we wnętrzach gwiazd. Tej teorii poświęcono jedno z sympozjów na X Kongresie MUA w Moskwie pod skro m ną nazwą dyskusji nad genezą pierwiastków w gwiazdach. Prelegenci z krajów z a chodnich referowali zagadnienia reakcji term ojądrowych zachodzących we wnętrzach gwiazd, mówcy radzieccy poświęcili swe referaty tzw. „zimnym" reakcjom jądrowym odbywającym się przypuszczalnie w atmosferach gwiezdnych. Ogółem zabierało głos 10 prelegentów — specjalistów tego zagadnienia —- i tyluż mniej więcej dyskutantów . Przewodniczącym konferencji był W. A. F o w le r, który otworzył posiedzenie prze mówieniem 'wprowadzającym w problem atykę konferencji.
Trzy pierwsze referaty stanowiły rewizję podstawowych procesów spalania wodoru i helu we wnętrzach gwiazd w oparciu o najnowsze wyznaczenia przekrojów czynnych znanych reakcji w zależności od tem peratury.
1. Pierwszy referat A. W . F o w le r a i E. E. S a l p e t e r a analizuje na podstawie nowych danycli cykle protonowy i węglowo-azotowy. Ja k wiadomo, cykl protonowy przebiega według trzech w ariantów zależnie od tem peratury ośrodka:
K ro n ilca
41
(1) HM®, B+,v) D 2]
' ' > i T < 8-1o 6»K (2) D 2(p , y) H e3
j
(за) H e3(Ile 3, 2p) I le 4 8.10« < Tc < 14.10“ (зб) H e3(a, y) Be7(e“ , v) L i7(p, a) H e4 Tc > 14.10“
(3c) H e3(a, y) Be7(p , y) B8(/9+ v) Be8(a) H e4 Tc > 18.10“
Nowe w artości przekrojów czynnych pozw oliły dokładniej określić p rzedziały te m p e ra tu ry centralnej gw iazdy (podane w tabelce), w k tó ry c h poszczególne reak cje jądrow e o dgryw ają pow ażniejszą rolę. „W ąską szyją" cyklu protonow ego je s t rea k cja pierw sza, p ro d u k u ją c a ją d ra ciężkiego w odoru. R e ak c ja d ru g a je s t zawsze w rów now adze z p ie rw szą, to znaczy, że stosunek obfitości ją d e r ciężkiego i lekkiego w odoru je s t sta ły ; je s t on ró w ny w edług obecnej oceny 10-17. W a ria n ty ('Aa) i (36) cyklu s ta ją się a k tu a ln e dopiero, gdy stężenie ją d e r helu osiągnie znaczną w artość. W a ria n ty te p o sia d ają w s to su nku do norm alnego przebiegu (3a) w ydajność en ergetyczną dw u k ro tn ie w yższą, gdyż zużyw ają ty lk o jedno ją d ro H e3 zam iast dw óch, ja k w cyklu n orm alnym , a więc oszczędniej w y k o rz y stu ją najpow olniejszą rea k cję (1). P rzeciętnie ocenia się obecnie w ydajność cyklu protonow ego 1,5 ra z y w yżej niż poprzednio.
Ciekawą m etodę dośw iadczalnego stw ierdzenia obecności cyklu protonow ego we w n ętrz u Słońca p ro p o n u ją au to rz y . R eak cja (3c) p ro d u k u je n e u trin a o dużej energii (14,1 Mev). D zięki ogrom nej przenikliw ości tych cząstek pow inny one w ydostaw ać się z cen traln y ch okolic Słońca n azew n ątrz i osiągać Ziemię. A u torzy o ceniają natężen ie stru m ie n ia n eu trin o n a ok. 2.1010 cząstek/cm 2 sek n a Ziem i. P ow inno się to dać z a obserw ow ać przez pew ne rea k cje pochłaniające n e u trin a , np. Cl37(i>, f)~) A37. B yłoby to ustanow ieniem przez m ieszkańców Ziem i swoistej k o n tro li n a d dośw iadczeniam i z bo m b ą w odorow ą upraw ian y m i skrycie przez Słońce od m iliardów la t.
Zależność p rzebiegu cyklu węglowo-azotowego od te m p e ra tu ry p rze d staw ia n a stę p u ją ca ta b elk a :
0 la(p, y) N 13(jS+ , v) C13(p , y) N 1* T c < 10.10“ »K
N 14(p, y) 0 15(jS+ i») N 15( p , a) O12 10.10«< Tc < 18.10“
W te m p e ra tu ra c h w yższych niż 18.106 0K od b y w ają się p o n ad to reakcje: Ou ( p , y ) F 17 (fi+ v) 0 17 (p, a) N 14. W sta n ie rów now agi, k tó rą cykl w ęglow o-azotow y osiąga w o k re sie przeciętnego życia gw iazdy 4 ,5 .109 la t, u s ta la ją się n astęp u jące sto su n k i obfitości p ierw iastków pośredniczących w cyklu: C12/N 14 = 0,01, 0 16/N 14 = 0,05, C13, N 15 i O17 są rzadsze. W ydajność cyklu węglowo-azotowego prześciga w ydajność cyklu p ro to n o wego p rz y te m p e ra tu rz e Tc = 20 -1 0 6 0K w gw iazdach I populacji, zaw ierających p ie r w iastk i C, N, O w ilości *CiNi o = 1,6% ; w gw iazdach p o pulacji I I z zaw artością
x c n o = zachodzi to p rz y te m p e ra tu rz e w yższej o około 35% .
2. Z kolei E . E . S a l p e t e r p rzed staw ił przebieg rea k cji sp alan ia helu, zachodzącej w późniejszej fazie rozw oju gw iazd-olbrzym ów po wyczerp,aniu w odoru w ją d ra c h ty c h gw iazd:
3 a-» C 12(a, y) O16 (a, y) Ne20 p rz y te m p e ra tu rz e T ~ 108 °K. W te m p e ra tu ra c h w y ż szych od 5-1 0 8 0K zachodzą sy n te zy ją d e r: 1) Cla+ C 12 p rz y 7'c ^ 6- 108 0K z głów nym i p ro d u k ta m i Mg24, oraz niew ielką ilością O16, N e20 i Si28; 2) N e20(y, a) p rz y T c ~ 1 0 -108 °K z głów nym i p ro d u k ta m i O16, Mg21 oraz Si28; 3) 0 16-+- O16 p rz y T 0 ~ 12• 108 °K z głów n y m i p ro d u k ta m i Si28, S32, oraz P 31. P rz y te m p e ra tu ra c h 2— 3-109 °K w iele innycli rea k cji dochodzi do głosu, ale z przybliżonych ocen w ynika, że p ro d u k ty ich nie o sią g a ją p ierw iastków cięższych niż Ca i A.
42
Kronika3. Grupa astrofizyków japońskich C. H a y a s h i, N. N is h id a , N. O h y a m a i H. T s u d a rozpatryw ała możliwości powstawania jąder złożonych z cząstek a, cięż szych niż Ne20 w oparciu o tzw. procesy a, dostarczające tych cząstek do budowy cięż szych jąder z rozpadu niektórych jąder lżejszych, np. Ne20(y, a) O16. Z dyskusji ich wynika, że przy nagłym ogrzaniu gazu do tem peratury 2—-3 • 10“ °K przy gęstości rzędu 100 g/cm3 i prawie natychm iastowym oziębieniu mogą powstać ciężkie pierwiastki złożone z cząstek a w ilościach względnych zgodnych z obserwowanymi. W arunki takie są w przybliżeniu spełnione w eksplozjach supernowych.
4. W gwiazdach supernowych widzi F. H o y le kolebkę wszystkich jąder, których energia wiązania jest równoważna tem peraturze wyższej ponad 10® °K, a więc jąder 0 masach większych od 40—50 jednostek atomowych. Na potwierdzenie tej tezy autor przytacza zgodność obliczonego na tej podstawie rozkładu obfitości izotopów zakresu tytan-nikiel z obserwowanym, oraz podobną zgodność w zakresie pierwiastków n a j cięższych, obfitych w neutrony (znaczne ilości takich pierwiastków stwierdzono po próbnych eksplozjach bomb jądrowych, stanowiących pewną analogię do wybuchów supernowych). W szczególności autor przytacza stwierdzenie B a a d e ’go, że w ykładni czy spadek natężenia promieniowania supernowych odbywa się w tym samym tempie, co rozpad promieniotwórczy jednego z pierwiastków transuranowych, kalifornium, Cf254, 1 może być z nim przyczynowo związany. A utor przeprowadza również ogólny bilans pierwiastków ciężkich wytworzonych przez supernowe: przyjm ując, że na jedną g a laktykę przypada jedna supernowa na 100 la t i, że wyrzuca ona podczas eksplozji masę równą jednej masie słonecznej, otrzym ujem y w ciągu życia galaktyki, ok. 8-10® lat, 8 - 107 mas Słońca „przerobionych" przez supernowe. Stanowi to 0,5% masy galaktyki — wielkość tego rzędu co procentowa zawartość pierwiastków ciężkich w m aterii k o smicznej .
5. A. C. W. C a m e ro n mówił o swej znanej koncepcji budowy jąder w okolicy „iron-peak" (maksimum krzywej obfitości pierwiastków w okolicy żelaza) przez ko lejne przyłączanie neutronów produkowanych w reakcjach: C13(a, n) O16 oraz Neal(a, «.)Mg2‘. Izotopy C13 i Ne21 pow stają w jądrach gwiazd-olbrzymów, zwłaszcza II populacji, gdy po wypaleniu wodoru jądro się kurczy i osiąga tem peraturę Te ^ 10* °K oraz gęstość rzędu 105 g/cm3. Następuje wówczas spalanie helu na C12, O16, Ne20, a przy domieszce protonów przenikających z otoczki pow stają izotopy C13 i Ne21.
6. Zamknięciem cyklu referatów o reakcjach term ojądrowych we wnętrzach gwiazd był referat małżonków B u r b id g e o danych obserwacyjnych dotyczących składu che micznego gwiazd. Dane te można podzielić na 3 grupy: 1) m ateria w okolicach Słońca (analiza widma słonecznego i analiza laboratoryjna skał ziemskich i meteorytów) nie wykazuje istotnych różnic składu chemicznego. 2) W gwiazdach II populacji, pow sta łych z młodszej m aterii międzygwiazdowej jest 10— 30 razy mniej m etali a v stosunku do wodoru i helu niż w Słońcu. W edług ostatnich nieopublikowanych wyników, w gwiaz dach gromad kulistych czynnik ten wynosi 100— 1000. 3) Anomalie występujące w w i dmach niektórych gwiazd będących w późniejszych stadiach ewolucji dają się w ytłu maczyć jakościowo, a w niektórych w ypadkach również ilościowo procesami jądrowymi: spalania wodoru — duże wartości stosunku N / C i He/H w gorących podkarłach, sp a lania helu — duża zawartość C w gwiazdach W olfa-Rayota i niektórych białych k a r łach, przyłączania neutronów — duża zawartość Sr II i Ba II w widmach niektórych żółtych olbrzymów i obecność technetu Tc89 w widmach gwiazd ty p u S. Anomalie w widmach gwiazd m agnetycznych są wywołane prawdopodobnie przez cząstki przy spieszane przez pola magnetyczne tych gwiazd. Nadmierne obfitości litu znalezione ostatnio w widma,ch późnych olbrzymów i karłów mogą być interpretow ane przez konwekcję sięgającą tych warstw, w których te „niskotemperaturowe" pierwiastki
* K ronika
43
mogą się tworzyć z wodoru. W ten sposób bardzo wiele odchyleń od „uniwersalnego" rozkładu pierwiastków znajduje swe uzasadnienie w „gwiazdowej" teorii powstawania pierwiastków.
Po tych referatach nastąpiła dyskusja, w której zabierali głos H o y le , S e liw a n o w , A lle r, P e c k e r , B id e lm a n . Zakończył ją G rre e n ste in krytyczną uwagą, że, chociaż niektóre z obserwowanych faktów dają się wytłumaczyć w ram ach „gwiazdowej" teorii ^ powstania pierwiastków ciężkich, nie można dziś jeszcze powiedzieć, że zagadnienie
to zostało w ten sposób rozwiązane.
7. Grupę referatów o „zimnych" reakcjach jądrowych w atmosferach gwiazd ro z począł D. A. F r a n k - K a m i e n i e c k i j , zaznaczając, że teoria tych procesów jest jeszcze w stadium początkowym. Istotne dla powstawania tych procesów są: a) „injekcja" hydrodynam iczna czyli początkowe przyspieszenie elementów m aterii i b) dalsze przy spieszenie cząstek przez pole magnetyczne. Wchodzą tu w grę zespoły zjawisk obej mujące ejekcję m aterii w postaci promieni korpuskularnych i kosmicznych, silne nie- termiczne promieniowanie radiowe, lokalne wzmożenie promieniowania krótkofalowego, lokalne silne pola magnetyczne. Od obecności lub braku ogólnego pola magnetycznego w gwieździe zależy, czy produkty „zimnych" reakcji jądrowych towarzyszące tym zjawiskom pozostaną „wmrożone" w atmosferę gwiazdy, czy ulecą w przestrzeń.
8. P. E. N ie m ir o w s k ij zrewidował procesy przyłączania neutronów przez pier wiastki w oparciu o możliwość obliczania potencjałów jednocząstkowych według no wych modeli jąder atomowych. Przeprowadził dyskusję tych procesów na tle teorii powstawania pierwiastków a) „kosmogonicznych", b) „gwiazdowych", c) w gwiazdach supernowych przy bardzo szybkich zmianach warunków.
9. R. Z. S a g d ie je w poruszył zagadnienie pierwotnego przyspieszania elementów m aterii („injekcji") w gwiazdach. Źródłem jego może być fala udarowa, k tóra przy przejściu do warstw wyższych gwiazdy powiększa kum ulacyjnie swą am plitudę na skutek spadku gęstości.
10. B. A. T w ie r s k o j rozważał możliwości powstawania jąder lekkich D, Li, Be, B — szczególnie obfitych w pierwotnych promieniach kosmicznych — w atm o sferach gwiazd jako produktów rozbijania cięższych jąder przez protony przyspieszane „na zimno".
Po drugiej części również nastąpiła dyskusja, po czym posiedzenie zamknięto. W osobistej ocenie podpisanej konferencja o genezie pierwiastków w gwiazdach n a leżała do najciekawszych momentów Kongresu. Nie przyniosła ona wielu nowych re welacyjnych informacji, ale dzięki dobremu podziałowi tem atów i doskonałemu zespo łowi prelegentów była pożytecznym i m iarodajnym przeglądem ostatnich postępów w dziedzinie tego doniosłego i ciekawego zagadnienia.