Alkuaineiden synty

Ks. myös alkuaineet.

Vety ja helium ovat maailmankaikkeuden yleisimmät alkuaineet. Yhteensä niitä on 98-99 % kaikesta aineesta. Kaikkia muita aineita on vain parisen prosenttia; määrä riippuu hieman tarkasteltavasta alueesta.

Vety ja osa heliumista on syntynyt maailmankaikkeuden alkuräjähdyksessä, kaikki muut alkuaineet ovat muodostuneet tähtien ydinreaktioissa. Supernovaräjähdyksissä syntyneet alkuaineet sinkoutuvat tähtienväliseen avaruuteen, mistä ne joutuvat seuraavien tähtisukupolvien rakennusaineeksi.

Kaikkein vanhimmissa tähdissä heliumia raskaampien alkuaineiden osuus on vain noin 0.02 %, kun taas kaikkein nuorimmissa tähdissä ja tähtienvälisessä aineessa niitä on noin 2 %; tähtienvälinen aine "rikastuu" jatkuvasti.

Normaalit tähdet (kuten Aurinko) saavat energiansa ydinreaktiosta missä neljä vetyatomin ydintä yhtyy muodostaen heliumia. Tämä pääsarjavaihe kestää esimerkiksi Auringolle noin 10 miljardia vuotta. Aurinkoa raskaammille tähdille pääsarjavaihe on lyhyempi, Aurinkoa kevyemmille pitempi.

Kun vety loppuu tähden keskustassa, tähden sisusta kutistuu ja sen lämpötila nousee. Samalla ulko-osat laajenevat ja jäähtyvät; tähdestä tulee punainen jättiläinen. Lopulta lämpötila keskustassa on kyllin korkea, jotta heliumin ydinreaktiot alkavat: kolme heliumatomin ydintä yhtyy muodostaen hiiltä.

Aurinkoa raskaammat tähdet voivat jatkaa kehitystä tästä pitemmälle. Yhä uusissa reaktioissa yhä korkeammissa lämpötiloissa rakentuvat alkuaineet aina rautaan saakka. Jokaisessa reaktiossa vapautuu energiaa, joka pitää tähden käynnissä. Rautaa raskaampiin alkuaineissin ei tällä tavalla kuitenkaan päästä, sillä raudan kohdalla atomiytimen sidosenergia yhtä protonia tai neutronia kohti laskettuna saavuttaa maksiminsa. Tästä eteenpäin atomien yhdistäminen vaatii energiaa. (Kaikkein raskaimpien alkuaineiden radioaktiivisessa hajoamisessa vapautuu energiaa; tähän perustuvat mm. ydinvoimalat.)

Osa rautaa raskaammista alkuaineista syntyy tähden normaalin kehityksen aikana neutronisieppauksen avulla. Neutronin osuessa atomin ytimeen sen massaluku kasvaa, mutta ei varausluku; syntyy alkuaineen uusi isotooppi. Kun neutroneja on kertynyt tarpeeksi, uusi isotooppi ei ole enää pysyvä vaan hajoaa beta-hajoamisella toiseksi alkuaineeksi. Beta-hajoamisessa yksi neutroneista muuttuu protoniksi ja samalla ytimestä sinkoutuu elektroni (jota joskus myös beta-hiukkaseksi kutsutaan).

Näin syntyvät kaikkein pysyvimmät alkuaineet aina lyijyyn saakka. Reaktiota kutsutaan s-prosessiksi.

Kun energialähde tähden keskustassa loppuu, tähti alkaa luhistua. Samalla lämpötila voimakkaasti nousee. Lopulta aine alkaa hajota takaisin yksinkertaisimpiin osasiinsa. Tämä vaatii energiaa, joka kiihdyttää luhistumista, joka nostaa lämpötilaa, joka ...

Ulko-osissa on vielä reaktiokelpoista ainetta. Lämpötilan noustessa ydinreaktiot kiihtyvät ja nostavat edelleen lämpötilaa. Lopputuloksena on valtava räjähdys, supernova.

Supernovan keskellä on pelkistä neutroneista muodostunut neutronitähti. Lähellä syntyvää neutronitähteä rakentuu osa rautaa raskaammista alkuaineista nopean neutronisieppauksen avulla (r-prosessi). Neutroneja on niin paljon, että epästabiili isotooppi ei välttämättä ehdi hajota ennen uutta neutronisieppausta; näin syntyvät kaikkein neutronirikkaimmat isotoopit ja raskaimmat alkuaineet uraaniin saakka.

Supernovaräjähdyksessä syntyneet alkuaineet sinkoutuvat tähtien väliseen avaruuteen. Lähes kaikki ympärillämme näkyvä aine on joskus ollut jonkin tähden sisällä.

Vuonna 1952 saatiin ensimmäinen suora todiste alkuaineiden synnystä tähtien sisällä. Tuolloin nimittäin läydettiin erään jättiläistähden spektristä merkkejä teknetium-alkuaneesta. Teknetiumin kaikki isotoopit ovat radioaktiivisia ja pitkäikäisimmänkin puoliintumisaika on vain noin 1.5 miljoonaa vuotta. Havaittu teknetium on siis syntynyt tähdessä.

Joitakin harvinaisia alkuaineita lukuunottamatta supernovamalli selittää alkuaineiden synnyn runsaussuhteita myöten. Poikkeuksia ovat litium, berylium ja boori. Ne syntyvät tähtienvälisessä avaruudessa, missä raskaampien atomien ytimet pilkkoutuvat kosmisten säteiden vaikutuksesta.