Článek
Kosmické továrny na zlato: Astronomové odhalují původ těžkých prvků ve vesmíru
Vesmír je nekonečné jeviště plné dramatických událostí a neuvěřitelných procesů, které utvářejí vše kolem nás, včetně nás samotných. Každý atom ve vašem těle, kromě vodíku a helia vzniklého krátce po Velkém třesku, byl ukován v nitru hvězd nebo během jejich závěrečných, kataklyzmatických fází. Uhlík, kyslík, železo – tyto prvky vznikají při běžných jaderných reakcích probíhajících uvnitř hvězd po většinu jejich života. Ale co těžší prvky, jako je zlato, platina, uran nebo jód, nezbytný pro správnou funkci naší štítné žlázy? Jejich původ byl dlouho zahalen tajemstvím a představoval jednu z největších záhad astrofyziky. Vědci však nyní díky nejmodernějším teleskopům a detektorům přicházejí s přesvědčivými důkazy o tom, kde se ve vesmíru rodí ty nejhmotnější a nejcennější prvky. Zdá se, že jsme narazili na „zlatý důl“ v podobě masivních kosmických záblesků.
Odkud se berou těžké prvky? Záhada jménem r-proces
Již v polovině 20. století si vědci uvědomili, že běžné jaderné reakce ve hvězdách (jako je spalování vodíku na helium, helia na uhlík a kyslík, až po tvorbu železa v nejhmotnějších hvězdách) nedokážou vysvětlit hojnost těžkých prvků, které pozorujeme ve vesmíru a v našem vlastním solárním systému. K vytvoření prvků těžších než železo je potřeba dodat energii, nikoli ji získat, a navíc je nutné k atomovým jádrům přidávat neutrony. Tyto procesy probíhají především dvěma hlavními způsoby: s-procesem (pomalým záchytem neutronů) a r-procesem (rychlým záchytem neutronů).
S-proces probíhá v nitru některých starších hvězd během jejich pozdních fází vývoje. Jádro postupně zachycuje neutrony, které se poté rozpadají na protony, čímž vznikají nové prvky. Tento proces je pomalý a dokáže vytvořit prvky přibližně do hmotnosti olova a vizmutu. Nedokáže však vysvětlit vznik nejhmotnějších prvků, jako je zlato, platina nebo radioaktivní prvky, které vyžadují rychlé a opakované „bombardování“ jader neutrony.
Právě rychlý záchyt neutronů, neboli r-proces (z anglického rapid neutron capture process), je považován za hlavní mechanismus tvorby nejhmotnějších prvků. Při r-procesu jsou atomová jádra během extrémně krátké doby (zlomky sekundy) vystavena obrovskému přívalu neutronů. Jádra rychle pohlcují jeden neutron za druhým, čímž se stávají velmi nestabilními. Tyto neutrony se pak rychle rozpadají na protony a elektrony, čímž se atomové číslo (počet protonů) jádra zvyšuje, a tím vzniká nový, těžší prvek. Aby mohl r-proces proběhnout, jsou nutné splnit dvě klíčové podmínky: extrémně vysoká hustota neutronů a extrémně vysoká teplota. Dlouho nebylo jasné, které kosmické události jsou dostatečně energetické a bohaté na neutrony, aby mohly být hlavními „továrnami“ na zlato a další těžké prvky.
Kandidáti na kosmickou kovárnu: Supernovy a srážky neutronových hvězd
Mezi hlavní kandidáty na místa, kde probíhá r-proces, patřily supernovy – mohutné exploze na konci života hmotných hvězd. Při kolapsu jádra hvězdy a následném odrazu rázové vlny může dojít k vymrštění obrovského množství materiálu do vesmíru a vytvoření na neutrony bohatého prostředí nezbytného pro r-proces. Supernovy byly dlouho považovány za hlavní zdroj těžkých prvků.
Nicméně, teoretické modely a pozorování ukázaly, že ne všechny supernovy produkují dostatek neutronů pro vysvětlení pozorovaného množství nejhmotnějších prvků. Alternativním a stále pravděpodobnějším kandidátem se staly srážky kompaktních objektů – zejména srážky dvou neutronových hvězd nebo srážky neutronové hvězdy a černé díry.
Neutronové hvězdy jsou jedny z nejextrémnějších objektů ve vesmíru. Jsou to pozůstatky po výbuchu supernovy méně hmotných hvězd. Mají hmotnost srovnatelnou s hmotností Slunce, ale vměstnanou do koule o průměru pouhých asi 20-30 kilometrů – jsou tedy neuvěřitelně husté. Látka v neutronové hvězdě je stlačena tak silně, že se elektrony vtlačují do protonů, čímž vznikají neutrony. Proto jsou tyto hvězdy tvořeny převážně neutrony. Gravitační síla na povrchu neutronové hvězdy je nepředstavitelně silná.
Když se dvě neutronové hvězdy, které obíhají kolem společného těžiště (binární systém), k sobě spirálovitě přibližují (v důsledku vyzařování gravitačních vln), nakonec se srazí. Tato srážka je nepředstavitelně energetická událost. Při srážce a splynutí neutronových hvězd dojde k vymrštění obrovského množství na neutrony bohaté látky do okolního vesmíru. Právě v tomto expandujícím, horkém a na neutrony přesyceném materiálu panují ideální podmínky pro r-proces.
Kilonova: Zářící otisk srážky neutronových hvězd
Teoretické modely předpovídaly, že srážka neutronových hvězd by měla vést k produkci těžkých prvků a následnému vyzáření silného elektromagnetického záblesku, způsobeného radioaktivním rozpadem nově vzniklých těžkých jader. Tento záblesk, který je tisíckrát jasnější než běžná nova, ale méně jasný než supernova, byl nazván „kilonova“. Očekávalo se, že kilonova bude vyzařovat především v infračervené a viditelné části spektra v průběhu několika dní až týdnů po srážce. Spektrální analýza světla z kilonovy by pak mohla odhalit přítomnost těžkých prvků.
Dlouho však chybělo přímé pozorování kilonovy, které by potvrdilo teorii a hlavně spojilo srážku neutronových hvězd s r-procesem. Zlom nastal v srpnu 2017.
Historický moment: GW170817
- srpna 2017 zachytily detektory gravitačních vln LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) ve Spojených státech a Virgo v Itálii signál gravitačních vln označovaný jako GW170817. Gravitační vlny jsou vlnění časoprostoru předpovězené Einsteinovou obecnou teorií relativity, které vznikají při pohybu hmoty a energie. Silné gravitační vlny se očekávají od srážek extrémně hmotných objektů, jako jsou černé díry a neutronové hvězdy. Signál GW170817 odpovídal srážce dvou neutronových hvězd.
Bylo to poprvé, co byly gravitační vlny detekovány od srážky neutronových hvězd. Co však bylo ještě průlomovější, krátce po detekci gravitačních vln následovala detekce elektromagnetického záření ze stejného místa na obloze. Různé teleskopy po celém světě a ve vesmíru pozorovaly krátký gamma záblesk (označovaný jako GRB 170817A), následovaný optickým a infračerveným zářením, které časem sláblo – přesně tak, jak se očekávalo od kilonovy.
Spektrální analýza světla z kilonovy GW170817/GRB 170817A poskytla přímé důkazy o přítomnosti těžkých prvků vzniklých r-procesem. Pozorované spektrum odpovídalo modelům předpovídajícím přítomnost lanthanoidů a aktinoidů, skupin těžkých prvků, které vznikají právě při r-procesu. Tato událost potvrdila, že srážky neutronových hvězd jsou skutečně významnými místy, kde vznikají těžké prvky.
Další "zlaté doly": Hledání a objevování dalších kilonov
Pozorování GW170817 bylo revoluční, ale šlo o jedinou událost. Aby astronomové potvrdili, že srážky neutronových hvězd jsou hlavním zdrojem těžkých prvků ve vesmíru, potřebovali najít další příklady kilonov. Hledání je však náročné. Kilonovy jsou relativně slabé a rychle slábnoucí záblesky a vyskytují se v nepředvídatelných časech a na náhodných místech na obloze. Navíc detektory gravitačních vln mají omezenou citlivost a dokážou detekovat srážky jen do určité vzdálenosti.
Nicméně, s vylepšováním teleskopů a rozvojem rychlých detekčních a sledovacích systémů se astronomům daří postupně odhalovat další kandidáty na kilonovy spojené s gamma záblesky. Krátké gamma záblesky (ty, které trvají méně než dvě sekundy) jsou již dlouho spojovány se srážkami kompaktních objektů. Teorie předpovídá, že právě po těchto záblescích by měla následovat kilonova.
Nový výzkum, na který odkazuje zmíněný článek, se zaměřuje na analýzu pozorování několika dalších krátkých gamma záblesků, u kterých se podařilo v následných dnech a týdnech pozorovat i optické a infračervené záření. Analýzou vlastností tohoto záření – jeho jasnosti, vývoje v čase a spektra – vědci porovnávají svá pozorování s modely kilonov. Pokud se pozorované vlastnosti shodují s předpověďmi pro kilonovu, je to silný nepřímý důkaz, že gamma záblesk byl způsoben srážkou neutronových hvězd a že při této srážce došlo k produkci těžkých prvků.
Identifikace více takových událostí, kde krátký gamma záblesk následuje optický/infračervený dosvit s vlastnostmi kilonovy, posiluje závěr, že srážky neutronových hvězd jsou běžným a významným zdrojem těžkých prvků. Každý další takový záblesk, každá další detekovaná kilonova, je jako nález další žíly ve vesmírném „zlatém dole“.
Jak se hledají kilonovy? Lovci kosmických záblesků
Proces hledání a studia kilonov je ukázkou moderní „multi-messenger“ astronomie, která kombinuje pozorování různých typů signálů z vesmíru. Zahrnuje spolupráci mnoha teleskopů a observatoří po celém světě a ve vesmíru.
Prvním krokem je často detekce krátkého gamma záblesku. To zajišťují satelity specializované na detekci vysokoenergetického záření, jako je například Swift nebo Fermi. Jakmile satelit detekuje gamma záblesk, rychle určí jeho přibližnou polohu na obloze a rozešle upozornění astronomům po celém světě.
Následuje závod s časem. Kilonova, pokud vznikla, začne vyzařovat optické a infračervené světlo s určitým zpožděním po gamma záblesku a její jasnost rychle slábne. Astronomové proto co nejrychleji namíří na hlášenou pozici pozemní a kosmické optické a infračervené teleskopy. Snaží se záblesk nalézt, sledovat, jak se jeho jasnost v čase mění (světelná křivka), a hlavně pořídit jeho spektrum – rozložit světlo na jednotlivé vlnové délky.
Analýza světelné křivky kilonovy poskytuje informace o množství vyvrženého materiálu a jeho rychlosti. Spektrální analýza je ještě cennější, protože „otisk“ prvků v materiálu zanechává charakteristické absorpční nebo emisní čáry v pozorovaném spektru. Tyto čáry fungují jako „otisky prstů“ prvků a umožňují astronomům identifikovat, jaké prvky byly při události vytvořeny. Pro kilonovy spojené s r-procesem se očekávají spektrální rysy odpovídající těžkým prvkům, zejména již zmíněným lanthanoidům a aktinoidům, které silně pohlcují světlo a ovlivňují tak vzhled kilonovy především v červených a infračervených vlnových délkách.
Kombinace informací z gamma záblesku (jeho trvání a tvrdost), gravitačních vln (v případě událostí jako GW170817, které poskytují unikátní informace o mase a typu srážejících se objektů) a následného optického/infračerveného dosvitu (kilonovy) umožňuje astronomům získat ucelený obraz o tom, co se při kosmické srážce odehrálo a jaké byly její následky.
Fyzika r-procesu v detailech
Abychom plně pochopili význam objevu těchto kosmických „továren na zlato“, je užitečné podívat se blíže na samotný r-proces. Jak již bylo řečeno, vyžaduje extrémně vysokou hustotu neutronů. Kde se taková hustota vezme při srážce neutronových hvězd?
Když se dvě neutronové hvězdy srazí, dojde k prudkému uvolnění obrovského množství energie. Část hmoty hvězd je vymrštěna do okolí rychlostí blížící se rychlosti světla. Tento vyvržený materiál pochází především z vnějších vrstev neutronových hvězd, které jsou obzvláště bohaté na neutrony. Modely ukazují, že během milisekund po srážce se do vesmíru rozptýlí oblak neutrony přesycené plazmy o teplotě miliard stupňů Celsia.
V tomto horkém oblaku se nacházejí „zárodečná“ atomová jádra (např. železa nebo niklu, která vznikla dříve ve hvězdách). Tato jádra jsou okamžitě bombardována obrovským množstvím volných neutronů. Jádro rychle pohlcuje jeden neutron za druhým, aniž by stihl proběhnout beta rozpad (přeměna neutronu na proton). Vznikají tak extrémně nestabilní, „neutronově bohatá“ jádra. Představte si jádro železa s 26 protony a 30 neutrony (izotop železa-56). Při r-procesu může v rychlém sledu pohltit desítky dalších neutronů, čímž vznikne jádro s 26 protony a třeba 80 nebo 100 neutrony. Tato super-neutronová jádra jsou silně nestabilní.
Jakmile se skončí fáze rychlého záchytu neutronů (protože materiál expanduje a chladne, hustota neutronů klesá), začnou tato nestabilní jádra procházet sérií beta rozpadů. Při každém beta rozpadu se jeden neutron v jádře přemění na proton (s emisí elektronu a antineutrina). Tím se zvýší počet protonů v jádře o jednotku, zatímco celkový počet nukleonů (protonů + neutronů) zůstane téměř stejný. Tímto způsobem se jádro s původními 26 protony a 100 neutrony (železo-126) může postupně přeměnit na prvky s 27 protony (kobalt), 28 protony (nikl), 29 protony (měď) a tak dále, až k prvkům s mnohem vyšším atomovým číslem, jako je zlato (79 protonů), platina (78 protonů) nebo uran (92 protonů).
Těžká jádra vzniklá r-procesem jsou často sama radioaktivní a dále se rozpadají. Energie uvolněná při těchto rozpadových procesech ohřívá okolní expandující materiál a způsobuje jeho záření – právě to je záření kilonovy, které pozorujeme teleskopy. Jasnost a barva kilonovy se mění s časem, jak se rozpadají různé izotopy nově vzniklých prvků s různými poločasy rozpadu. Studium světelné křivky kilonovy nám tak poskytuje další vodítka o tom, jaké prvky a v jakém množství byly při srážce vytvořeny.
Kilonova jako důkaz r-procesu
Proč je světlo kilonovy tak důležitým důkazem proběhnutí r-procesu? Protože těžké prvky vzniklé r-procesem, zejména lanthanoidy a aktinoidy, mají velmi složitou strukturu elektronových obalů. Tyto složité obaly silně interagují s fotony (světelnými částicemi) a pohlcují je v širokém rozsahu vlnových délek. Tato silná absorpce způsobuje, že světlo kilonovy je „červenější“ (posunuto k delším vlnovým délkám) a v optickém spektru se objevuje mnoho absorpčních čar, které jsou těžko identifikovatelné pro jednotlivé prvky, ale jejichž souhrnný efekt odpovídá přítomnosti těchto těžkých prvků. Modely kilonov, které zahrnují produkci těchto těžkých prvků, přesně předpovídají pozorovanou jasnost, barevný vývoj a spektrální vlastnosti událostí jako GW170817. Každý další gamma záblesk následovaný dosvitem s těmito charakteristikami je dalším kamínkem do mozaiky potvrzující srážky neutronových hvězd jako hlavní zdroj r-procesových prvků.
Příspěvek k chemické evoluci galaxií
Pochopení původu těžkých prvků je klíčové pro pochopení chemické evoluce galaxií. Galaxie začínaly jako oblaky převážně vodíku a helia. Postupem času se v prvních hvězdách začaly tvořit těžší prvky. Tyto prvky se pak uvolňovaly do mezihvězdného prostoru při explozích supernov nebo jiných kataklyzmatických událostech. Z tohoto „obohaceného“ materiálu se tvořily další generace hvězd a planet. Slunce a naše planeta Země se zformovaly asi před 4,6 miliardami let z materiálu, který byl již obohacen o těžké prvky vytvořené předchozími generacemi hvězd. Množství těžkých prvků (astrofyzikové jim říkají "kovy") v hvězdách a galaxiích se s časem zvyšuje.
Studium kilonov a množství těžkých prvků, které při nich vznikají, umožňuje astronomům přesněji modelovat, jak se chemické složení galaxií v průběhu kosmického času měnilo. Kolik srážek neutronových hvězd proběhlo v Mléčné dráze od jejího vzniku? Jaký podíl na celkové hojnosti zlata v naší galaxii mají srážky neutronových hvězd oproti jiným možným zdrojům (např. vzácným typům supernov)? Tyto otázky lze nyní zodpovědět s mnohem větší přesností díky přímým pozorováním „továren“ na těžké prvky.
Co dál? Budoucnost výzkumu kosmických záblesků
Objev kilonovy GW170817 a následné identifikace dalších kandidátů na kilonovy spojené s gamma záblesky otevírají novou éru ve studiu vzniku těžkých prvků a astronomie vůbec. S uvedením do provozu citlivějších detektorů gravitačních vln (např. budoucí observatoře jako Cosmic Explorer nebo Einstein Telescope) a nových optických a infračervených teleskopů s širokým zorným polem a rychlou odezvou se očekává detekce mnohem většího počtu srážek neutronových hvězd a kilonov.
Větší statistika umožní astronomům zpřesnit modely r-procesu a kilonov. Bude možné studovat variabilitu těchto událostí – zda všechny srážky neutronových hvězd produkují stejné množství a stejné spektrum těžkých prvků, nebo zda existují rozdíly v závislosti na hmotnostech srážejících se hvězd, jejich rotaci nebo jiných parametrech.
Dále bude důležité pátrat po tom, zda srážky neutronových hvězd jsou jediným významným zdrojem nejhmotnějších prvků, nebo zda existují i jiné, dosud méně prozkoumané kosmické události, které k jejich celkové hojnosti přispívají. Například některé vzácné typy supernov (např. tzv. magneto-rotační supernovy) jsou stále kandidáty na místa r-procesu.
Studium těchto kosmických záblesků nám tak nejen odhaluje původ zlata a dalších cenných prvků, ale také posouvá hranice našeho poznání o extrémních stavech hmoty, gravitaci a samotné evoluci vesmíru od Velkého třesku až po současnost. Každý detekovaný záblesk je jako vzkaz z nejextrémnějších koutů vesmíru, který nám nese informace o procesech, jež formovaly chemické složení kosmu a umožnily vznik planet a života, tak jak ho známe.
Zlato z hlubin vesmíru
Představa, že prsten ze zlata na vašem prstu nebo jód v kuchyňské soli vznikl při nepředstavitelně divoké srážce dvou neutronových hvězd miliardy světelných let daleko, je jednoduše ohromující. Je to připomínka našeho hlubokého spojení s vesmírem a kosmickými procesy, které probíhaly dávno před vznikem naší sluneční soustavy.
Astronomové sice „nespotovali zlatý důl“ v tradičním slova smyslu – nejedná se o místo, kam bychom si mohli zaletět natěžit. Ale objevili a začínají mapovat místa ve vesmíru, kde se zlato a další těžké prvky rodí. Každý zaznamenaný kosmický záblesk, který nese známky kilonovy, je jako detekce jedné z těchto kosmických továren. Čím více jich nalezneme a prostudujeme, tím lépe porozumíme, jak se vesmír obohatil o prvky, které jsou nezbytné pro existenci života.
Výzkum kosmických záblesků, gravitačních vln a kilonov je oblastí na špičce moderní astrofyziky. Je to multidisciplinární obor, který spojuje teorii (modely srážek a r-procesu), pozorování (teleskopy, satelity, detektory gravitačních vln) a výpočetní vědu (analýza dat a simulace). Díky neustálému pokroku v těchto oblastech se postupně odkrýváme tajemství původu těch nejzáhadnějších prvků periodické tabulky. A příběh o tom, jak se vesmír stal „zlatým dolem“, teprve začíná.
