Οι μετρήσεις πυρηνικών μαζών λύνουν το μυστήριο των εκρήξεων ακτίνων Χ σε άστρα νετρονίων

Καλλιτεχνική απεικόνιση της προσαύξησης άστρου νετρονίων σε ένα διπλό σύστημα. Ασταθή ισότοπα – πλούσια σε πρωτόνια – παράγουν εκλάμψεις ακτίνων Χ από το άστρο διαμέσου της διεργασίας rp. Αυτά τα ασταθή ισότοπα διαδοχικά διασπώνται σε πιο σταθερά ισότοπα και αποτελούν την πηγή ορισμένων σπάνιων ισοτόπων στη Γη.

Στα διπλά συστήματα άστρων που αποτελούνται από ένα άστρο νετρονίων και έναν συνοδό που συνίσταται από υδρογόνο και ήλιο, είναι δυνατόν να μεταφερθεί ύλη στην επιφάνεια του αστέρα νετρονίων. Εκεί το υδρογόνο και το ήλιο η συμπιέζονται και θερμαίνονται σε εξαιρετικά υψηλές θερμοκρασίες ξεκινώντας διαδοχικές θερμοπυρηνικές αντιδράσεις που εκπέμπουν ακτινοβολία. Οι εκρήξεις ακτινοβολίας οφείλονται στην ενέργεια που απελευθερώνεται από την διαδικασία των τριών άλφα (τρεις πυρήνες ηλίου σχηματίζουν έναν πυρήνα άνθρακα) και άλλων πυρηνικών αντιδράσεων που ανήκουν στον επονομαζόμενο θερμό κύκλο άνθρακα-αζώτου-οξυγόνου [1]. Οι εκρήξεις είναι γνωστές ως τύπου-Ι εκλάμψεις ακτίνων Χ διότι απελευθερώνουν τεράστια ροή ακτίνων Χ. Το φαινόμενο αυτό ανιχνεύεται ως μια απότομη αύξηση λαμπρότητας η οποία στην συνέχεια μειώνεται με αργό ρυθμό.
Η μεγαλύτερη παραγωγή της ενέργειας των εκλάμψεων οφείλεται σε μια σειρά πυρηνικών αντιδράσεων που προκύπτουν με την διαδικασία που ονομάζεται ταχεία σύλληψη πρωτονίου ή (διαδικασία rp): πρωτόνια ενώνονται διαδοχικά και γρήγορα με πυρήνες, συνθέτοντας ισότοπα σε μια ζικ-ζακ διαδρομή (στον πίνακα των πυρήνων) με απορρόφηση πρωτονίων και αντίστροφες διασπάσεις βήτα - κοντά στο όριο της πυρηνικής ύπαρξης πέραν του οποίου οι πυρήνες διασπώνται διότι δεν μπορούν να συγκρατήσουν άλλο πρωτόνιο. Στο τέλος μια τέτοιας διεργασίας οι εναπομείναντες πυρήνες στη διαδρομή διασπώνται και μεταπίπτουν σε πυρήνες προς την γραμμή σταθερότητας.
Η διαδικασία rp ενισχύει με τον τρόπο αυτό την αφθονία των συγκεκριμένων στοιχείων στις στάχτες της επιφάνειας ενός αστέρα νετρονίων και επιπλέον καθορίζει τα χαρακτηριστικά των εκλάμψεων των ακτίνων Χ. Δεδομένου ότι η λαμπρότητα μπορεί να συνδεθεί με την μάζα του άστρου νετρονίων, η κατανόηση των πυρηνικών αντιδράσεων που συμβάλλουν στις εκρήξεις ακτίνων Χ είναι ζωτικής σημασίας [2, 3]. Υπάρχει και ένας επιπλέον λόγος για την μελέτη της διαδικασίας rp: Αν η ύλη που συντίθεται κατά τη διάρκεια των εκρήξεων των ακτίνων Χ διαφεύγει από το βαρυτικό πεδίο του αστέρα νετρονίων προς την μεσοαστρική ύλη, θα μπορούσε να αποτελεί την πηγή συγκεκριμένων χημικών στοιχείων στο γαλαξία, των οποίων η προέλευση είναι δύσκολο να εξηγηθεί με άλλο τρόπο. Τα παραδείγματα περιλαμβάνουν μια σειρά ισοτόπων σταθερών πυρήνων - πλούσιων σε πρωτόνια - όπως το μολυβδένο-92 ή το ρουθήνιο-96.
Οι προσπάθειες προσομοίωσης των διαδρομών πυρηνοσύνθεσης της διαδικασίας rp και της κατανόησης της παραγωγής αυτών των ισοτόπων βασίζεται κυρίως σε δεδομένα πυρηνικής φυσικής, όπως μάζες, χρόνοι ημίσειας ζωής και ρυθμοί σύλληψης των διαφόρων ασταθών πυρήνων. Οι μάζες ή πιο συγκεκριμένα οι ενέργειες διαχωρισμού πρωτονίων (η ενέργεια που απαιτείται για να αφαιρεθεί ένα πρωτόνιο από τον πυρήνα) παίζουν ένα ιδιαίτερα αποφασιστικό ρόλο. Προς το παρόν, η αβεβαιότητα στον πειραματικό προσδιορισμό των μαζών διαφόρων ασταθών πυρήνων είναι σημαντική (σε αντίθεση με τις θεωρητικές προβλέψεις των μαζών των σταθερών πυρήνων που είναι πολύ καλές).
Ένας από τους βασικούς στόχους της παγίδας ιόντων SHIPTRAP, που στεγάζεται στο GSI κέντρο έρευνας βαρέων ιόντων Helmholtz στο Darmstadt, της Γερμανίας, είναι να βελτιώσει τις μετρήσεις των μαζών των ασταθών πυρήνων που συμμετέχουν στη διαδικασία rp. Σε δημοσίευση στο Physical Review Letters [ 4 ] μιας διεθνούς ομάδας επιστημόνων που εργάζονται στο SHIPTRAP παρουσιάζονται οι μετρήσεις μάζας – μερικές από τις οποίες γίνονται για πρώτη φορά – ισοτόπων πλούσιων σε πρωτόνια στην περιοχή με μαζικό αριθμό Α = 84.

 Η (πιθανή) διαδικασία rp στην περιοχή του πυρηνικού χάρτη όπου η ομάδα SHIPTRAP πραγματοποίησε τις μετρήσεις της. Η ισορροπία μεταξύ των πυρηνικών αντιδράσεων (p,γ) και των αντιστρόφων τους (γ,p) [(p,γ) = η σύλληψη πρωτονίου συνοδευόμενη από εκπομπή ακτινοβολίας γάμμα, (γ,p) = η φωτοδιάσπαση, όπου η ενέργεια απορροφάται (φωτόνιο γ) και εκπέμπεται ένα πρωτόνιο] – που δημιουργούν και καταστρέφουν το τεχνήτιο-87 αντίστοιχα, είναι ιδιαίτερα ευαίσθητη στις τιμές των μαζών των πυρήνων που συμμετέχουν. Οι νέες μετρήσεις από το SHIPTRAP μαζών - ιδιαίτερα του τεχνήτιου-87 και μολυβδενίου-86, δείχνουν ότι η φωτοδιάσπαση κυριαρχεί εμποδίζοντας την ροή των πυρηνικών αντιδράσεων προς τα πάνω και ενισχύει την διάσπαση βήτα προς τους πυρήνες με Α=86.

Η περιοχή αυτή βρίσκεται κοντά στο μολυβδένιο-84 – το λεγόμενο σημείο αναμονής πυρήνα, διότι είναι ένας πυρήνας του οποίου η σύλληψη των πρωτονίων ανταγωνίζεται με την αντίστροφη αντίδραση της φωτοδιάσπασης, και η ροή προς τα πάνω στον πυρηνικό χάρτη ουσιαστικά σταματάει, προς όφελος της βραδύτερης διαδικασίας της διάσπασης βήτα.
Καλύτερες μετρήσεις μάζας στην περιοχή αυτή θα μπορούσαν να βοηθήσουν στην πρόβλεψη του ποσού ενέργειας που παράγεται σε ορισμένες διαδρομές της διαδικασίας rp, και στη συνέχεια πόσο ψηλά μπορεί να φτάσει η θερμοκρασία σε μια έκλαμψη ακτίνων Χ. Έτσι θα μπορούσε να πραγματοποιηθεί για παράδειγμα ο κύκλος που ονομάζεται κύκλος ZrNb – ένας κύκλος που καταλήγει σε έναν διεγερμένο πυρήνα μετά από μια σειρά αντιδράσεων σύλληψης πρωτονίων και αντίστοιχες διασπάσεις που καταλήγουν στο σημείο εκκίνησης με τελικό αποτέλεσμα την παρεμπόδιση της πυρηνοσύνθεσης μεγαλύτερων μαζών.
Η καρδιά των πειραμάτων στο SHIPTRAP είναι μια παγίδα ιόντων Penning - φασματογράφος μάζας – μια συσκευή που προσδιορίζει τις μάζες βραχύβιων ιόντων με μεγάλη ακρίβεια. Οι παγίδες Penning είναι σήμερα το βασικό εργαλείο για ακριβείς μετρήσεις μάζας και χρησιμοποιούνται εκεί όπου παράγονται σπάνιες δέσμες ισοτόπων.
Σ' αυτές τις παγίδες ιόντων (για τις οποίες το 1989 δόθηκε το βραβείο Νόμπελ στους Hans Dehmelt και Wolfgang Paul) προσδιορίζεται η συχνότητα του κυκλότρου f με την οποία τα φορτισμένα σωματίδια περιστρέφονται σε συνδυασμό με το μαγνητικό και το ηλεκτρικό πεδίο, και η μάζα των σωματιδίων υπολογίζεται από την εξίσωση f = m/q*B. Οι παγίδες Penning έχουν βελτιωθεί και χρησιμοποιούνται για πολύ βραχύβια ισότοπα (από το λίθιο-11, με χρόνο ημιζωής 8 ms [5] έως τα Υπέρ Βαρέα Στοιχεία – Super Heavy Elements [6] - τα οποία παράγονται σε ελάχιστες ποσότητες λίγων ιόντων ανά λεπτό ή και λιγότερο). Η ομάδα SHITRAP μέτρησε τις μάζες δέκα πυρήνων (που περιείχαν λιγότερα νετρόνια από πρωτόνια) που παράχθηκαν σε μια αντίδραση σύντηξης-εξάτμισης στο φίλτρο ταχυτήτων GSI SHIP (μια ειδική πηγή για τέτοιους πυρήνες).
Το φίλτρο διαχωρίζει τα προϊόντα αντίδρασης κατά την πτήση και τα υπόλοιπα προϊόντα της δέσμης σταματούν σε έναν θάλαμο αερίου. Από εκεί, τα ιόντα εξάγονται και οδηγούνται στο σύστημα της παγίδας ιόντων όπου οι μάζες τους προσδιορίζονται με ένα σχετικό σφάλμα δm/m = δέκα στην μείον επτά έως δέκα στην μείον οκτώ, ή με απόλυτο σφάλμα 5 έως 15 KeV (μία ατομική μάζα είναι περίπου 1 GeV). Η ομάδα βρήκε επίσης μικρότερες ενέργειες διαχωρισμού-άλφα (η ενέργεια που απαιτείται για τον απόσπαση σωματίου άλφα από τον πυρήνα) σε σύγκριση με παλαιότερους υπολογισμούς και πειράματα. Και με αυτές τις ακριβείς τιμές μαζών, επαναπροσδιόρισαν μια διαδικασία rp παρόμοια με αυτή που αναμένεται στο αστρικό σενάριο των εκλάμψεων των ακτίνων Χ. Συμπεριλαμβάνοντας τις νέες μάζες στους υπολογισμούς η παραγωγή ενέργειας άλλαξε κατά έναν παράγοντα 20, ο μεγαλύτερος που βρέθηκε ποτέ σε υπολογισμό της διαδικασίας rp.
H κατανόηση της πυρηνοσύνθεσης και των μεγάλης ενέργειας εκρήξεων ακτίνων Χ απαιτεί μαι διεπιστημονική προσέγγιση μεταξύ αστρονομικών παρατηρήσεων, αστροφυσικών μοντέλων και υπολογισμών και της πυρηνικής φυσικής. Η δημοσίευση αυτή δείχνει το πως οι – φαινομενικά άσχετες - μετρήσεις πυρηνικών μαζών μας διαφωτίζουν σχετικά με το αστροφυσικό φαινόμενο των εκρήξεων των ακτίνων Χ σε άστρα νετρονίων.
Αναφορές
1. M. Wiescher, Physics 2, 69 (2009).
2. Michael Wiescher and Hendrik Schatz, Prog. Theor. Phys. Suppl. 140, 11 (2000).
3. H. Schatz and K. E. Rehm, Nucl. Phys. A777,601 (2006).
4. E. Haettner et al., Phys. Rev. Lett. 106, 122501 (2011).
5. M. Smith et al., Phys. Rev. Lett. 101, 202501 (2008).
6. M. Block et al., Nature 463, 785 (2010).
Περισσότερες λεπτομέρειες στη διεύθυνση physics.aps.org