איך נוצרו היסודות הכבדים ביקום?

ההרכב הכימי של כדור הארץ והאטמוספרה שלנו כולל יסודות רבים. האטמוספרה מורכבת בעיקר מחנקן (כ-80 אחוז מסך החומר באטמוספרה), לא מעט חמצן (כ-20 אחוז) ועוד כמויות מזעריות של גזים רבים אחרים. מעטפת כדור הארץ מורכבת מברזל, חמצן, סיליקון, מגנזיום, ועוד שלל מתכות פחות שכיחות.

באופן שעשוי להישמע מפתיע, החומרים האלה שמקיפים אותנו מכל עבר נדירים מאוד ביקום שלנו. למעשה, למיטב ידיעתנו הרוב המוחלט של החומר ביקום – כ-98 אחוז מסך האטומים – הוא מימן והליום. אבל למה זה המצב? מאין הגיעו החומרים הללו? ואיך זה קשור לפיצוץ שמימי אחד שנצפה ב-2017?

יקום נולד

כדי לרדת לשורש העניין עלינו לחזור להתחלה: המפץ הגדול, שהתרחש לפני כ-13.7 מיליארד שנה. מיד אחרי המפץ הגדול היקום היה צפוף, עתיר אנרגיה ולוהט. כשהוא התפשט התחוללו תהליכים ששינו את הרכב היקום באופן דרמטי ומהיר: במיליוניות השנייה הראשונות לקיומו של היקום, הטמפרטורה בו הייתה יותר מטריליון מעלות, ופרוטונים ונייטרונים לא יכלו להיווצר: הקווארקים, החלקיקים הזעירים שמרכיבים אותם, לא הצליחו להיקשר זה לזה מפני שהאנרגיה שלהם הייתה גבוהה מדי. רק כעבור כמה עשרות מיליוניות השנייה היקום התקרר מספיק ונוצרו בו פרוטונים ונייטרונים. בחלוף כשנייה היקום כבר היה קר מספיק על מנת שהחלקיקים הללו יתחברו יחד לאטומים, וממרק הפרוטונים ונייטרונים הזה נוצרו היסודות השונים.

תהליך הסינתזה הגרעינית הקדמונית התנהל כך: במצב של צפיפות גבוהה, הפרוטונים והנייטרונים נוטים להתחבר זה לזה וליצור יסודות, מאחר שבטמפרטורות גבוהות נייטרונים חופשיים אינם יציבים. אטום שבגרעינו יש פרוטון בודד יהיה אטום מימן, שני פרוטונים מרכיבים הליום, שלושה יוצרים גרעין של ליתיום, וכן הלאה. הנייטרונים יכולים להתחבר לכל אחד מהגרעינים הללו. למשל, גרעין שיש בו פרוטון אחד ונייטרון ייצור אטום של דאוטריום, שהוא איזוטופ של מימן; נייטרון אחד או שניים יכולים להתחבר לגרעיני הליום וליצור את האיזוטופים הליום-3 או הליום-4, בהתאמה.

בזמן שהתהליכים האלה התרחשו, חלקיקי אור אנרגטיים הקרויים גם פוטונים התנגשו מדי פעם בגרעינים הללו ופירקו אותם. התהליך הזה מזכיר קצת אור שמיינן אטום על ידי תלישת האלקטרון מהגרעין, אבל לפוטונים בשחר ימי היקום הייתה הרבה יותר אנרגיה. שני התהליכים הללו, של יצירת גרעיני אטומים ופירוקם התחרו זה בזה בשעה שהיקום המשיך להתפשט ולהתקרר.

פרט קריטי בתהליכי הבנייה של אטומים הוא שהם נוטים להתבצע בשלבים: כך למשל, על מנת ליצור הליום עלינו ליצור תחילה דאוטריום ורק לאחר מכן להוסיף לו פרוטון ונייטרון. התהליך הזה התאפשר רק כשהיקום התקרר דיו והאנרגיה של הפוטונים כבר לא הייתה גבוהה מספיק בשביל לפרק את גרעיני הדאוטריום. מסיבה זו לא יכלו להיווצר בשלב זה יסודות כבדים, כלומר, יסודות עם מספר אטומי גבוה מאוד, היות וקודם לכן היו צריכים להיווצר כמויות גדולות של יסודות קלים יותר ויותר.

הסינתזה הגרעינית הקדמונית ארכה כמאה שניות. עם סיומה היקום הורכב בעיקר ממימן (כ-75 אחוז מכלל היסודות ביקום), מעט הליום (כ-25 אחוז), ועוד מעט מאוד יסודות כבדים יותר כמו ליתיום ובריליום. תצפיות אסטרונומיות על היקום המוקדם מגלות כי התחזיות האלה היו מדויקות מאוד.

כורי היתוך של יסודות

אם כן, בחלוף כמאה שניות מהולדת היקום כמעט כל החומר האטומי בו הורכב מיסודות קלים – מימן והליום – והיקום כבר היה קר מדי לתהליכים של היתוך ספונטני שיכול ליצור יסודות כבדים יותר. אז מאין מגיעים כל שאר היסודות שאנחנו מכירים מהטבלה המחזורית ומהעולם הסובב אותנו?

רוב הפיזיקאים ישיבו שאנחנו לא בדיוק יודעים. ידוע שבשלבים הרבה יותר מאוחרים, כשהיקום כבר היה בן מאות מיליוני שנים, החלו להיווצר בו כוכבים. אנחנו גם יודעים שתהליכים שמתרחשים במהלך חייהם של כוכבים יכולים להוביל ליצירת יסודות כבדים יותר, שאסטרופיזיקאים נוהגים לקרוא להם “מתכות”. חקר התהליכים הללו נועד לא רק לפענח את תולדות היקום, אלא גם עוזר לנו להבין את מהלך חייהם של כוכבים 

רוב היסודות הכבדים יותר מהליום וקלים יותר מברזל נוצרים בתוך כוכבים, כמו בשמש שלנו. כוכבים הם כורים ענקיים של היתוך גרעיני: אצורה בהם כמות עצומה של חומר, שיוצרת כוח כבידה כביר ולחץ עז. להמחשה, המסה של השמש שלנו גדולה פי 300 אלף ממסת כדור הארץ, וכוח הכבידה על פני השטח שלה גדול פי שלושים.

גרעיני האטומים בלב הכוכב שרויים בלחץ עצום. כתוצאה מהלחץ הם עשויים להיתקל בגרעין אחר ולהתחבר איתו. התהליך הזה, הקרוי היתוך גרעיני, פולט כמות גדולה של אנרגיה ואור. לכן הכוכבים מאירים.

בתהליך ההיתוך הכוכב יכול לחבר אטומי מימן יחד לאטום הליום. כשיאזל המימן בכוכב, הוא יתחיל להתיך את אטומי ההליום לאטומים כבדים יותר וכן הלאה. בסופו של דבר, אם הכוכב לא יסיים את דרכו בדרכים אחרות, רוב האטומים שבליבת הכוכב יותכו לאטומי ברזל. כאן התהליך ייעצר, שכן לאטומי ברזל יש תכונה מצערת: אי אפשר לחלץ מהם אנרגיה באמצעות היתוך גרעיני. בשלב הזה ההיתוך יחדל והכוכב יתקרר וימות.

לכוכבים יש עוד דרכים רבות לסיים את חייהם. עם זאת, חלקם, כגון פיצוצי סופרנובה, עשויים להתחולל עוד לפני שבכוכב נוצר אפילו ברזל. למיטב ידיעתנו, גם התהליכים האלה יכולים לייצר יסודות כבדים, אך כנראה לא יכולים להסביר איך נוצרו כל היסודות הכבדים שאנו רואים סביבנו.

מלכודת כבדת משקל

אז מאין בעצם מגיעים היסודות הכבדים יותר מברזל? לפחות חלקם מגיעים מהיתוך של נייטרונים בגרעיני כוכבים. מכיוון שלנייטרונים אין מטען חשמלי, הם לא דוחים זה את זה, ולכן קל יותר להתיך אותם זה לזה מאשר להתיך יחד פרוטונים – שמטענם החשמלי חיובי. אטומים שנוצרים מהיתוך זה הם לא תמיד יציבים, וחלקם נוטים להתפרקות רדיואקטיבית, שבה נייטרון הופך לפרוטון ואלקטרון, והאטום משנה את זהותו. פרטי התהליך הזה מורכבים מעט, אך המנגנון דומה להיתוך גרעיני.

בפועל יש כאן שני תהליכים שונים זה מזה אך דומים, שנקראים לכידת נייטרון מהירה ולכידת נייטרון איטית. לפי הבנתנו כיום, חלק ניכר מהיסודות הכבדים נוצרו בתהליך של לכידת נייטרון איטית, שעשויה להתרחש במהלך גסיסתם של כוכבים גדולים. בתהליכי ההיתוך הגרעיני שמתרחשים בכוכב הגוסס עשויים להיפלט נייטרונים סוררים, שיכולים להילכד באחד היסודות הכבדים שנמצאים בליבת הכוכב.

לא בכדי הפסקה הקודמת שופעת הסתייגויות: מדובר בתהליכים נדירים ואיטיים למדי. התהליך קרוי לכידת נייטרון איטית משום שהיסוד יתפרק התפרקות רדיואקטיבית ויהפוך ליסוד הבא אחריו בטבלה המחזורית לפני שיספיק לקלוט נייטרון נוסף. התהליך הזה לא יכול להוביל ליצירה של יסודות כבדים יותר מעופרת – היסוד ה-82 בטבלה המחזורית. 

ומה לגבי יסודות כבדים עוד יותר, כמו אורניום, היסוד ה-92 בטבלה המחזורית? עליהם אנחנו יודעים עוד פחות, אבל התיאוריה המובילה גורסת שהם נוצרים בתהליך דומה אך קיצוני יותר, של לכידת נייטרון מהירה. התהליך דומה ללכידת הנייטרון האיטית, פרט לכך שכעת הגרעין קולט נייטרונים רבים לפני שמגיעה שעתו להתפרק התפרקות רדיואקטיבית. כך הוא יכול ליצור יסודות הרבה יותר כבדים.

נשמע די פשוט לכאורה; אך הבעיה היא שכדי שתהליך כזה יוכל להתקיים צריכים להיות לנו הרבה מאוד נייטרונים חופשיים – פי טריליארד ויותר לעומת התהליך האיטי – בצפיפות גבוהה ובטמפרטורות גבוהות מאוד. איפה אפשר למצוא תנאים קיצוניים כל כך?

התשובה: כוכבי נייטרונים

כוכבי נייטרונים עשויים לחלוטין מנייטרונים. אלו הם הגופים הצפופים ביותר ביקום שלנו פרט לחורים שחורים: המסה של כוכב נייטרונים ממוצע דומה למסת השמש שלנו, אבל הוא קטן ממנה פי מאה אלף וקוטרו הוא כעשרים קילומטר בלבד. כוכבים כאלה נוצרים כשכוכב גדול מסיים את חייו, והליבה שלו קורסת תחת לחץ הכבידה של עצמה. הלחץ העצום דוחס את האלקטרונים והפרוטונים אלה לאלה עד שהם מתחברים לנייטרונים ומתקרבים זה לזה ככל שחוקי הפיזיקה מאפשרים להם.

כוכבי נייטרונים לא מייצרים חום, והם מתקררים עם הזמן, אך מכיוון שנוצרו בתהליכים אלימים מאוד הם נוטים להיות לוהטים בתחילת דרכם וטמפרטורת פני השטח שלהם עשויה להגיע למאות אלפי מעלות צלזיוס. לשם ההשוואה, טמפרטורת פני השטח של השמש שלנו היא רק 5,000 מעלות צלזיוס.

מאחר שמדובר בסביבה חמה, צפופה ועשירה בנייטרונים, פיזיקאים מתייחסים לכוכבי נייטרונים כאל מועמדים מובילים לתפקיד הבמה שבה מתקיימים תהליכי לכידת נייטרון מהירה שיובילו ליצירת יסודות כבדים. אבל כדי לבחון את הנחת היסוד הזו דרושים הרבה כלים מדעיים מתוחכמים, נחישות וקרטוב של מזל.

באוגוסט 2017 קלטו הגלאים LIGO ו-VIRGO גלי כבידה המתאימים להתנגשות של שני כוכבי נייטרונים. הייתה זו תצפית ראשונה מסוגה, שעוררה עניין רב. התצפית נהייתה מסעירה אף יותר כשהתברר שבאותו זמן נקלטה גם התפרצות של קרינת גאמא בטלסקופ החלל פרמי. צירוף שני הסימנים האלו העיד שההתנגשות הובילה כנראה לפיצוץ שמימי גדול שנקרא קילונובה. אחרי 11 שעות של סריקות אינטנסיביות של השמיים איתרו טלסקופים את הקילונובה בגלקסיה NGC 4993, שנמצאת 140 מיליון שנות אור מכדור הארץ.

בשבועות הבאים התמקדו טלסקופים רבים בקילונובה, ותצפיותיהם אישרו שאכן מדובר בהתנגשות של כוכבי נייטרונים. מעקב נוסף אחרי שרידי ההתנגשות רבת העוצמה זיהה סימנים לסביבה עשירה בנייטרונים, לצד חתימה של מתכות כבדות.

בשנים שחלפו מאז ההתנגשות נעשו מחקרים שניתחו לעומק את תוצרי ההתנגשות, ובשנה שעברה אף פורסם מאמר שניתח את התוצרים שעה אחרי שעה. מהניתוחים עלה שההתנגשות יצרה מתכות כבדות במסה גדולה פי 16 אלף ממסת כדור הארץ, כולל יסודות שזו הפעם הראשונה שנצפתה יצירה שלהם בחלל – למשל, סטרונציום (יסוד מספר 38 בטבלה המחזורית), איטרביום (70), ולנתן (57). כמו כן, נצפתה יצירה של זהב (79) בכמויות גדולות ובמשקל הגדול פי 200 ממשקלו הכולל של כדור הארץ, ופלטינה. כתוצאה מהתצפית הזאת, אסטרונומים מעריכים כי מקורו של מרבית הזהב ביקום הוא בהתנגשויות דומות של כוכבי נייטרונים.

הנחות יסוד

איננו יודעים בוודאות מה מקורם של כל היסודות ביקום. אך בעזרת תצפיות במגוון רב של כלים, מודלים מדעיים מפותחים, נחישות ומזל, פענחו הפיזיקאים חלק ניכר מהסיפור: החל בהיווצרות המימן וההליום בראשית ימי היקום, עד ליצירתן של מתכות בליבות הכוכבים ובפיצוצים שמימיים.

עם זאת, עוד נותרו שאלות פתוחות רבות: האם התנגשויות של כוכבי נייטרונים הן המקור היחיד, או העיקרי, ליסודות הכבדים שנוצרים בתהליכי לכידת נייטרון מהירה? האם הם מתרחשים בתכיפות רבה מספיק כדי להסביר את כמות החומר הכבד שאנחנו רואים? האם הם התרחשו מוקדם מספיק בתולדות היקום כדי להסביר את התצפיות? השאלות האלה נוגעות עמוק יותר ויותר בתולדות היקום שלנו. אסטרופיזיקאים רבים מקווים שבאמצעות תצפיות נוספות, בין השאר באמצעות טלסקופ החלל ג’יימס וב, שמעניק מבט טוב יותר אל תולדות היקום מכפי שיכולנו בעבר, נוכל לענות על חלקן.