אפילו הכוכבים הגדולים ביותר מפיקים רק אטומים קלים יחסית במהלך חייהם. איפה נולדים היסודות הכבדים יותר של הטבלה המחזורית?

אחד הדברים המרשימים ביותר באסטרופיזיקה הוא הקשר, האינטימי לפעמים, בין הפיזיקה של הקטן ביותר, המתרחשת בגרעיני האטומים ובין מרכיביהם, לבין הפיזיקה של הגדול ביותר – למשל כוכבים שמתנגשים זה בזה או מתפוצצים. הקשר הזה הוא גם המקום שבו נולדים היסודות.

האנרגיה שפולטים כוכבים כמו השמש שלנו נוצרת בתהליך הקרוי היתוך גרעיני, או בשמו האחר מיזוג גרעיני. במסגרתו גרעינים של יסודות קלים מתלכדים ליסודות כבדים יותר. התהליך הזה מתבצע בתנאי הלחץ והטמפרטורה האדירים השוררים בליבות כוכבים. מדובר למעשה רק בהפשטה של שלל תהליכים המתרחשים במקביל, מפני שיש דרכים רבות לחבר גרעינים של יסודות. למעשה, אפשר לשאול לגבי כל שני יסודות מה יקרה אם נקרב מספיק את הגרעינים שלהם זה לזה. האם הם יתמזגו?

כדי להבין יותר צריך להבין איך האטומים בנויים. לכל אטום יש מעטפת המורכבת מאלקטרונים בעלי מטען חשמלי שלילי וגרעין שבו מספר זהה של פרוטונים בעלי מטען חשמלי חיובי וכן ניטרונים המשמשים כמעין "דבק" שמחזיק את כל חלקי האטום יחד. ככלל, ככל שיש באטום יותר פרוטונים, כך יש צורך ביותר ניטרונים. בגרעינים הקלים ביותר שנמצאים בראש הטבלה המחזורית, כמו הליום, ליתיום, חמצן ופחמן, מספר הפרוטונים והניטרונים נוטה להיות זהה, אך ככל שהגרעינים גדלים נחוץ יותר דבק, כך שבדרך כלל מספר הניטרונים עולה על מספר הפרוטונים.

תופעת לוואי חשובה של ההבנה הזו היא שלא כל שילוב של פרוטונים וניטרונים יהיה יציב. עודף או מחסור של אחד מהם ייצור גרעין שיהיה רחוק מדי מהיחס ה"נכון" של פרוטונים וניטרונים. גרעינים שהיחס בהם אינו נכון מועדים להתפרק, וההתפרקות הזאת היא התופעה המכונה רדיואקטיביות.

זה גם מה שקורה ליסודות החדשים שנוצרים בליבות הכוכבים. לא כל הגרעינים החדשים שיתקבלו יהיו יציבים, וחלקם יתפרקו מעצמם במהירות, לאו דווקא לאותם אטומים שמהם נוצרו מלכתחילה. הפיזיקאים והאסטרונומים של המאה ה-20 עבדו קשה כדי לתאר ולהבין את כל אפשרויות הפירוק וההרכבה, כלומר תהליכי הביקוע וההיתוך, של גרעיני אטומים. התברר שאכן לא כל שני יסודות מתמזגים זה עם זה בליבת כוכבים.

ככלל, ככל שמטפסים במעלה הטבלה המחזורית תהליך ההיתוך הגרעיני פולט פחות ופחות אנרגיה. היתוך של יסודות הכבדים יותר מברזל – יסוד מספר 26 – כבר לא פולט אנרגיה אלא דורש השקעה של אנרגיה, ולכן לא יתרחש כמעט לעולם בליבות של כוכבים. ובכל זאת אנחנו יודעים שיש שלל יסודות כבדים מברזל, חלקם אפילו מוכרים מאוד: נחושת, כסף, זהב, כספית, עופרת, אורניום ורבים אחרים. אם כן, איך נוצרים היסודות הכבדים מברזל והיכן זה קורה?

פרוטונים (אדום) וניטרונים (כחול) בגרעין אטום | איור: Inductiveload, ויקפדיה, נחלת הכלל
יש חשיבות רבה ליחס הכמותי בין המרכיבים: פרוטונים (אדום) וניטרונים (כחול) בגרעין אטום | איור: Inductiveload, ויקפדיה, נחלת הכלל

התהליך המהיר – והאיטי

על השאלה איך נוצרים היסודות הכבדים אנו יודעים לענות באמצעות חוקי הפיזיקה. פיזיקאים מצאו שני תהליכים עיקריים כאלה. הראשון קרוי "תהליך מהיר", או r-process (מהמילה האנגלית rapid), והוא מתרחש תוך חלקיקי שנייה. השני קרוי "תהליך איטי", או s-process (מהמילה slow) והוא תהליך רב-שלבי שכל שלב בו נמשך עשרות שנים ויותר. ככל הידוע לנו כיום, קרוב למחצית מהיסודות הכבדים מברזל נוצרים בתהליך המהיר ורוב הנותרים בתהליך האיטי.

בתהליך האיטי הגרעין בולע ניטרון אחד מסביבתו ומשקלו גדל ביחידה אחת. בשלבים מסוימים של הזדקנותם של כוכבים בגודל בינוני כמו השמש שלנו, פועלות תגובות גרעיניות שמשחררות ניטרונים עודפים, שיכולים אז להיבלע בגרעין אחר. אם היחס החדש של פרוטונים/ניטרונים אחרי הבליעה הזאת לא יהיה יציב, הניטרון החדש יהפוך לפרוטון בתגובה גרעינית שנקראת דעיכת בטא, ויתייצב. כעבור זמן מה, בדרך כלל כמה עשרות שנים, הוא עשוי לספוג שוב ניטרון אחד, וחוזר חלילה - וכך לגדול אט-אט.

אפשרות אחרת היא התנגשות והתכה של שני גרעינים שלמים וגדולים זה בזה ויצירת גרעין-בת הרבה יותר גדול בבת אחת – אך מאוד לא יציב. אם קצב ההתנגשויות האלה גבוה עד כדי כך שגם גרעין שלישי (ורביעי, וכן הלאה) מגיע ומותך בגרעין-הבת שזה עתה נולד, עוד לפני שהספיק להתפרק – זהו התהליך המהיר. התהליך הזה מאפשר להלכה ליצור את הגרעינים הכבדים ביותר במהירות, אך התנאים הנדרשים קיצוניים במיוחד ולכן איננו יודעים עדיין בבירור היכן הוא מתרחש ביקום. מדענים תוהים גם אם אכן כמויות עצומות של יסודות כבדים, גדולות בהרבה ממסת כדור הארץ כולו, אכן יכולות להיווצר תוך שבריר שנייה.

הגלקסיה NGC 4993, ובה נראה הבזק פיצוץ הסופרנובה GW 170817 (במסגרת) דועך בימים שאחריו | מקור: NASA/ESA
הגלקסיה NGC 4993, ובה נראה הבזק פיצוץ הסופרנובה GW 170817 (במסגרת) דועך בימים שאחריו | מקור: NASA/ESA

אירוע מכונן

במחקר שהתפרסם בכתב העת Nature, הצליחה קבוצה מדענים אירופית בראשות דאראך ווטסון (Watson) מדנמרק למצוא לפחות מקום אחד שהתהליך יכול להתרחש בו. ב-17 באוגוסט 2017 נקלטו בכדור הארץ אותות מהתנגשות דרמטית של שני כוכבי ניטרונים שהתמזגו יחד – שרידיהם של כוכבים בעלי מסה גדולה. האירוע, שנקרא GW170817, נחשב לאחד האירועים החשובים ביותר בשנים האחרונות באסטרונומיה, שכן גם נקלטו בו לראשונה גלי כבידה וגם קרינה אלקטרומגנטית כמעט בכל אורך גל אפשרי.

כיוון שנכון להיום כל ההסברים על אופן שבו נוצרים היסודות הכבדים הם תיאורטיים בלבד, יש צורך רב במידע תצפיתי חדש שיוכל לאשש או להפריך את ההסברים הקיימים. ווטסון ועמיתיו מצאו ראיות לכך שהיסוד סטרונציום, שמספרו 38, היה אחד המרכיבים שנפלטו בפיצוץ. סטרונציום הוא אחד מהיסודות הנפוצים ביותר שנוצרים בתהליך המהיר, והחוקרים הסיקו מכך שהתנגשות והתמזגות של כוכבי ניטרונים היא אכן תהליך אלים וקיצוני דיו על מנת להיות אחד המקורות ליסודות חדשים הנוצרים בתהליך המהיר. זהו אישוש מרשים למודל שקשה מאוד להוכיח כמעט בכל אמצעי אחר.

5 תגובות

  • yair

    ממה עשוי הניוטרון כך "שבדעיכת

    ממה עשוי הניוטרון כך "שבדעיכת בטא", הוא נהפך לפרוטון?

  • אביב אופיר

    "ממה עשוי" זו שאלה בעייתית בחלקיקים תת-אטומיים

    לגבי ההרכב של ניוטרון אין תשובה שנשמעת מאוד מספקת בהסבר קצר, אבל אנסה. באופן כללי, בתורת הקוונטים יש לכל חלקיק סדרה של תכונות בדידות שיכולות להיות רק בכפולות שלמות של גודל מסויים (ולפעמים חצי-שלמות). למשל - מטען חשמלי: לפרוטון יש 1+, לאלקטרון 1-, ולניוטרון 0. חוץ מהמטען החשמלי ישנן עוד תכונות (ספין, מספר בריוני, מספר לפטוני, וכו') -- לא חשוב מה משמעותן בהקשר זה, אבל כולן קוונטיות: יכולות להיות רק בכפולות שלמות/חצי-שלמות של גודל בסיסי מסויים. כאשר אומרים "אלקטרון" אז אומרים בעצם "החלקיק שיש לו מטען 1-, ספין 1/2, מספר לפטוני 1+, וכו'" -- סדרת המספרים האלו היא-היא ההגדרה של האלקטרון, ובהתאמה: של כל חלקיקי אחר. אם נחזור לשאלה "ממש עשוי ניוטרון": פירוט של מבנה הניוטרון כמורכב מקוורקים לא יעזור להבנה. הצורה שיש להבין זאת, לדעתי, היא כזו: כל תגובה ששומרת על סך כל המספרים הקוונטיים האלו -- מותרת. למשל: לחבר מטען 1- עם מטען 1+ ולקבל מטען 0 זה מותר, ולכן קיימת בטבע תגובה של פרוטון + אלקטרון = ניוטרון. אולי לא מאוד מספק, אבל מסביר לחלוטין אילו תגובות יהיו מותרות (=נצפות בטבע) ואילו לא (=לא נצפות בטבע). לבסוף - ניוטון הוא כבד יותר (במעט) מפרוטון - קרוב לסכום המאסות של פרוטון + אלקטרון (אבל לא בדיוק, כי יש לחסר את אנרגיית הקשר בינהם)

  • yair

    התכת יסודות הכבדים מברזל

    מדוע בהתכת מתכות הכבדות מברזל, מושקעת יותר אנרגיה משנפלטת? ובכללי, למה קשה כל כך להתיך ולבקע יסודות ולמה בסוף התליך נפלטת אנרגיה (עד יסוד הברזל)

  • אביב אופיר

    שאלות טובות - ויש תשובות.

    התשובה לשאלה למה זה קשה היא שהגרעינים הם כולם טעונים במטען חיובי (פרוטונים) ולכן כאשר מנסים לגרום להם להתמזג ומקרבים אותם זה לזה - ישנה דחייה חשמלית חזקה מאוד עליה יש להתגבר -- וזה מקור הקושי. התשובה לכל שאר השאלות נמצאת בתוך תרשים אחד הנמצא בדף הוויקיפדיה על "אנרגיית קשר גרעינית" (קישור למטה). אנסה להסביר אותו. ראשית, באופן כללי "אנרגיית קשר" היא תמיד שלילית: חלקיק חפשי הוא רחוק מאוד מכל דבר -- ולכן יש לו אנרגיה שמוגדרת להיות אפס. חלקיק שאינו חפשי (למשל אני) אם הוא קשור למשהו אחר (למשל כדור הארץ) ויש צורך להשקיע אנרגיה רבה (טיל גדול) כדי להביאו לחלל הרחוק כדי שיהיה "חלקיק חפשי". אם יש לחלקיק אפס אנרגיה כשהוא חפשי ורחוק מהכל, ויש צורך להשקיע אנרגיה כדי להביא אותו היות חפשי, אז לחלקיק קשור יש *תמיד* אנרגיה שלילית. המדענים, שמבינים זאת, מציינים לפעמים את אנרגיית הקשר כמספר חיובי כי מובן לכולם מה המשמעות: יש להוסיף מינוס (-) לפני המספר. שנית, לגבי אנרגיית הקשר הגרעינית: זהו תרשים *נסיוני*. יש גם הבנה תיאורטית מדוע זה כך, אבל חשוב להבין שזהו פשוט העולם כפי שאנו מודדים אותו בפועל. נחבר את הדברם יחד: בתרשים הזה לברזל מקום מיוחד - שיא הגרף, כלומר האנרגיה הכי *שלילית* - ולכן איחוד של גרעינים קלים יותר, כמו גם פיצול של גרעינים כבדים יותר, בשני התהליכים האלו יאפשרו לגרעינים להיות באנרגיית קשר שלילית יותר -- ובגלל שימור אנרגיה לפלוט את הפרש האנרגיה החוצה. מצד שני, נסיונות לאחד גרעינים כבדים יותר מברזל דורשים ירידה באנרגיית הקשר, כלומר דורשים השקעת אנרגיה (רבה!) מבחוץ. https://he.wikipedia.org/wiki/%D7%90%D7%A0%D7%A8%D7%92%D7%99%D7%99%D7%AA...

  • אביב אופיר

    הקישור

    https://he.wikipedia.org/wiki/%D7%90%D7%A0%D7%A8%D7%92%D7%99%D7%99%D7%AA...