Slunce a hvězdy naší galaxie:

pro analytické účely přichází v úvahu jen sluneční atmosféra, která zkoumána spektroskopicky poskytuje údaje o H,C,N,O. Dokazovaná přítomnost těžších prvků se vysvětluje pohlcením materiálu Komet. Hlavními prvky jsou H a He, které tvoří asi 99 % hmoty Slunce a byly zachovány díky silnému gravitačnímu poli. Domníváme se také, že povrchové vrstvy Slunce, tj. fotosféra a korona představují původní složení slunečního systému. Podrobnou kvalitativní analyzou slunečního spektra byla určena přítomnost celkem 66 prvků.

Odhad průměrného složení meteoritů podle Masona.

Prvek Množství prvků normalizované k Si = 1 x 106

O 3.4 x 106
Fe 8.5 x 105
Si 1.0 x 106
Mg 1.07 x 105
S 1.07 x 105
Ni 4.74 x 104
Al 6.8 x 104
Ca 5.8 x 104
Na 4.9 x 104
Cr 9.6 x 103
Mn 6.0 x 103
K 4.3 x 103
Ti 2.8 x 103

Molekuly vody

na Jupiteru mají D/H = 2.10-5 a např. pro mlhovinu Orion vychází analyzou apektrálních údajů pro HCN poměr hodnoty D/H až 6x10-3, tj. velmi vysoký.

d/ Meteority: neprošly takovou frakcionaci jako Země a představují proto netěkavé složky slunečního systému, ztratily však většinu těkavých prvků jako H,He,C,N,O. Některé chondrity jsou však obohaceny rtutí, mohou být také považovány za primitivní, nejméně chemicky diferencovanou hmotu slunečního systému. Jsou proto cenným zdrojem informací pro sestavení standardního množství prvků ve slunečním systému.
Průměrné složení meteoritů /viz tabulka 3b/ udává Mason /1966 a 1971/.

Tabulka 3a:

Zastoupení chemických prvků v zemské kůře a na měsíčních povrchu


Množství prvků Zemská kůra Měsíční povrch
v /%/


10 - 100 O, Si O, Si, Ca, Fe
1 - 10 Al,Fe,Ca,Na,Mg,K,H
10-4- 1 Ti,C,Cl,P,S,Mn S,Na,K,Cr,Mn
10-2- 10-1 F,Ba,N,Sr,Cr,Zr,V
Ni,Zn,B,Cu
10-3- 10-2 Rb,Li,Y,Be,Ce,Co,Th
Nd,Pb,Ga,Mo,Br
10-4-10-3 U,Yb,Dy,Gd,Sm,Er,La C,N,P,Cl,Sr,Y,Zr,Ba
Sn,Sc,W,Cs,Dd,As,Pr
Hf,Ar,Lu,Hg,Tm,Ho,
Tb,I,Ge
10-5- 10-4 Se,Sb,Nb,Ta,Eu,In, F,Sc,V,Co,Ni,Zn,Nb,La
Bi,Tl,Ag Ce,Pr,Nd,Sm,Gd,Dy,Er
Yb,Hf
10-6 - 10-5 Pd,Pt,Ru,Os,Po,Au Li,B,Be,Cu,Ga,Ge,Rb,
Rh,Ir,Te,He Eu,Tb,Ho,Tm,Lu,Ta,Pb,
Th
10-7 - 10-6 Ne,Re,Tc Se,Br,Mo,Cd,Sn,I,Cs,
W,Os,U
10-7 Kr,Xe,Ra,Pa As,Pd,Ag,In,Sb,Re,Ir,
Au,Hg,Bi

Měsíc:

je ještě více ochuzen o těkavé prvky než Zeně,
naopak obohacen o prvky s vysokou kondenzační
teplotou. Porovnání chemického složení zemské kůry a
expedici Apollo přivezených vzorků měsíčního povrchu je
uveden v tabulce 3a.
Planety: jednoznačných údajů z planet je zatím málo.
Např. poměr obsahu deuteria k protonu je ve vodě na Zemi
a meteoritech D/H = 1.5 - 1.6x10-4

Země:

pro chemické analýzy jsou vzorky hornin zemské kůry
nejdostupnější. Díky složitému geologickému vývoji Země
během 4.6 miliardy let, kdy zmizely těkavé prvky a ve
zbylém materiálu proběhla složitá frakcionace. Takže
výsledky správně provedených analýz takových vzorků
nejsou dobrými standardy pro analogie a dedukce
chemického složení kosmických materiálů. Ze
zjednodušeného modelu vyplývá, že více než 90 % hmoty
Země tvoří čtyři prvky - Fe, O, Si, Mg. Pozemské
materiály však poskytují užitečné výsledky o poměru
výskytu izotopů jednotlivých prvků. Prokazatelně stejné
poměry izotopů vykazují meteority a materiály z Měsíce.

Hodnoty standardního množství

prvků jsou hodnoty poměrové.
Ustálil se zvyk udávat množství prvků v meteoritech,
vzorcích měsíčních hornin relativně k Si = 106, tato hodnota
se bere jako normalizující standerd. Sluneční obsahy se
proti tomu tradičně pro vysoký obsah vodíku udávají v poměru
k H, jehož obsah je brán 1012 (často se vyjadřuje jako lg
H=12). Aby bylo možno obě řady vzájemně srovnávat a
sjednotit, bylo třeba určit normalizující faktor mezi
hodnotami slunečního a meteorického výskytu prvků. Cameron
/1973/ k tomuto účelu použil průměrných hodnot osmi prvků
/Mg, Al, Si, P, S, Ca, Fe a Ni/, jejich sluneční obsahy
Withbroe /1971/ normalizoval k obsahům v chondritech a
meteoritech. Normalizující faktor má hodnotu 0.03175, kterým
je třeba násobit sluneční množství prvků, abychom obdrželi
množství prvků v mateorické škále /Nmeteority = 0.03175 x
NSlunce/. Autoři Engvold a Hange získali obdobnými operacemi
normalizující faktor 0.0273. Při sestavování dat
standardního množství prvků v kosmu vycházíme z několika
zdrojů informací /1, 13, 14, 15/:

Standardní množství prvků v Kosmu

Proti dříve používanému označení "kosmické množství prvku"
se dává přednost termínu "standardní množství prvku". Myslí
se tím především množství prvků v slunečním systému. Do
nedávna se věřilo, že zastoupení chemických prvků je shodné
v celém kosmickém prostoru. Nyní je již známo, že existují
podstatné rozdíly v zastoupení prvků na hvězdách různých
typů. V naší Galaxii platí, že ve hvězdách shodného stáří s
naším Sluncem mohou probíhat obdobné chemické procesy.
Při sestavování přehledných tabulek nebo grafického
vyjádření standardního množství prvků vycházíme většinou z
obsahu prvků na Zemi, planetách, Měsíci, v meteoritech a z
výsledků spektrálních a radiačních analýz Slunce, hvězd a
mlhovin naší galaxie i komet.

+
W 28.2
____ = ______ = 7.05 MeV
A 4


Maximum hodnoty W/A je u prvků s hmotn. číslem A=50 až 60,
vůbec nejvyšší u železa 56Fe, kde činí 8.8 MeV. U těžších
prvků s A 220 opět klesá až pod 7.8 MeV. Znamená to, že
prvky skupiny železa jsou nejstabilnější a současně také pro
vznik těžšího jádra než A 56 z prvku lehčích je energie
spotřebována a ne vyzářena. Dosáhne-li centrální teplota
hvězdy 4.1010K a hustory 108 g.cm-3, vznikají prvky skupiny
železa.

Je vhodné si připomenout, že relativní zastoupení prvků v
nitru hvězdy závisí nejen na teplotě, ale především na
vazební energii W, kterou jsou vázány nukleony k jádru. Je
zřejmé, že jádra s nižší vazebnou energii budou méně
stabilní než jádra s energii vyšší. Další důležitou
skutečností je, že jaderní reakce jsou exotermické /tj.
energie se vyzáří/ jen tehdy, jestliže konečný produkt má
vyšší vazebnou energii, přepočtenou na jeden nukleon, než
původní prvek, který do reakce vstoupil. Vodík 1H má
vazebnou energii W=0, kdežto helium 4He má W=28.8 MeV a na
jeden nukleon.

Hypotézy o nukleogenezi na hvězdách jsou doloženy jak
pozemskými studiemi umělých nukleárních reakcí, tak
astrofyzikálními objevy. Předpokládáme, že distribuce prvků
v slunečním systému, který je relativně mladším systémem
naší Galaxie, je výsledkem kontinuální syntézy prvků na
hvězdách během několika miliard let před kondenzací
vlastního slunečního systému. Obecně bychom mohli říci, že v
přírodě dochází k syntéze prvků převážně v explozivním
prostředí.

Příčinou toho, že v přírodě nenacházíme ve vyšší koncentraci prvky se Z vyššími než 92 je stáří sluneční soustavy a jaderná nestabilita těžkých prvků. Prvky, které dnes nacházíme na Zemi vznikly nukleogenezí zhruba před 4.5 až 5 miliardami let i dříve. Ty z nich, které měly poločas rozpadu menší než 108 let se k dnešku prakticky úplně rozpadly. Důvodem, proč se izotop 235U
vyskytuje v přírodním uranu jen v malém množství je právě jeho krátký poločas rozpadu /7.108 let/. Nejtěžším nuklidem, který je v přírodě přítomen z doby počáteční nukleogeneze, i když ve stopových množstvím je 244Pu.

Dalším z procesů je tzv. /r/ proces, který zahrnuje též reakce /ní, gama/ avšak s časem záchytu neutronů mezi 0.01 až 10 sekund. Tímto procesem vznikají četné nuklidy v rozmezí A od 70 do 209, včetně Th a U. Ke vzniku prvků s tak velkými A dochází nutně až v pokročilém stadiu vývoje hvězdy. Toto stadium je ve vesmíru neobvyklé, proto jsou též těžší prvky poměrně vzácné.
g/ Dalšími procesy, které probíhají v nitru hvězd během jejich vývoje jsou /p/ proces a také /x/ proces. Základem procesu /p/ je radiační záchyt protonů /p, gama/ nebo jaderný fotoefekt s emisí neutronů /gama,
ní/. Tento proces vede ke vzniku neutrono deficitních jader. Tyto reakce probíhají v explozivním prostředí supernov. Proces /x/ zahrnuje jaderné přeměny podmíněné urychlením částic elektromagnetickými poli /bombardování jader C,Na, O kosmickými paprsky v mezihvězdném prostoru/. Dochází k syntéze deuteria, lithia, berylia a bóru.

Většina dalších prvků

se tvoří dvěma jadernými reakcemi založenými na záchytu neutronů v tzv. /s/ procesu. Tehdy probíhají reakce /ni, gama/ rychlostí jeden záchyt neutronu za 102 až 105 let. Vznikají takto většinou nuklidy s hodnotami A v rozmezí 23 až 46, které nevznikají procesem /alfa/, dále také velká část nuklidů s hodnotami A mezi 63 až 209. Proces /s/ je příčinou maxim na křivce výskytu prvků při hodnotách hmotnostních čísel v intervalu 63 až 209, včetně hodnotách A 90, 138 a 208.

Na vzniku prvků těžších než A=23 se podílejí následující procesy:

e/ Při teplotách kolem 4.109K se syntetizují /e/ procesem prvky prvé přechodné řady. Probíhají přitom jaderné reakce různého typu, např.: (gama, alfa), (gama,



Všechny vedou převážně k prvkům, patřícím do skupiny železa. /V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni/. Význačné maximum na křivce, výskytu prvků v Kosmu u 56Fe přičítáme /e/ procesu, který je dominantním v pokročilém stadiu vývoje hvězdy /1,5,13,14/.

Procesy, které vedou ke vzniku lehčích prvků, tj. až po síru 32S lze shrnou v následující přehled:

a/ 4He vzniká spalování vodíku
3He vzniká při nedokončené /pp/ reakci

b/ Li, Be, B vznikají většinou mimo hlavní jaderné procesy, lze vysvětlit i jejich relativní nízké zastoupení.

c/ 12C, 16O, 18O, 22Ne vznikají při spalování helia, kdežto izotopy 14N, 13C, 15N, 17O jsou produkty neukončeného CNO cyklu

d/ 20Ne, 24Mg, 26Al, 28Si, 30P, 32S vznikají spalováním uhlíku, popř. kyslíku.

Obecně lze říci, že během života hvězdy dochází ke vzniku prvků postupně, a to tak, že v čase spotřebování kritického množství prvku méně hmotného, nastoupí v plné intenzitě proces spalování prvku i vyšší hmotností, který je produktem procesu předešlého.

Procesy, které vedou ke vzniku lehčích prvků, tj. až po síru 32S lze shrnou v následující přehled:

a/ 4He vzniká spalování vodíku
3He vzniká při nedokončené /pp/ reakci

b/ Li, Be, B vznikají většinou mimo hlavní jaderné procesy, lze vysvětlit i jejich relativní nízké zastoupení.

c/ 12C, 16O, 18O, 22Ne vznikají při spalování helia, kdežto izotopy 14N, 13C, 15N, 17O jsou produkty neukončeného CNO cyklu

d/ 20Ne, 24Mg, 26Al, 28Si, 30P, 32S vznikají spalováním uhlíku, popř. kyslíku.

Obecně lze říci, že během života hvězdy dochází ke vzniku prvků postupně, a to tak, že v čase spotřebování kritického množství prvku méně hmotného, nastoupí v plné intenzitě proces spalování prvku i vyšší hmotností, který je produktem procesu předešlého.

d) Při teplotách okolo 2.108K je možná další varianta procesu alfa. Za těchto podmínek mají paprsky gama energii postačující k vyvolání přeměny

20Ne + gama --- 16O + alfa

přičemž uvolněné částice alfa mají energii postačující pro reakce typu 20Ne /alfa, ní/ 24Mg a 24Mg /alfa/ 28Si, při nichž adice alfa pokračuje dále k 40Ca, snad až k 48Ti.

Velký výskyt nuklidů, jejichž hmotnostní čísla jsou dělitelná čtyřmi v porovnání s výskytem jejich sousedů je nutno přičítat pozoruhodné účinnosti spotřeby helia i účinnosti procesů alfa. K tomuto typu přeměn patří též proces C-N, který končí katalytickou konverzi vodíku na helium a který probíhá až do spotřebování vodíku.

Při teplotách řádově 108K

v jádře hvězdy a při hustotách řádově 105 g.cm-3 je hlavním zdrojem energie spalování He, vytvořeného v předešlém procesu. Energetické zabervení tohoto procesu je menší než při přeměně vodíku na helium, Lze předpokládat průběh některých z následujících reakcí:

4He + 4He --- 8Be

8Be + 4He --- 12C

Vzniklý uhlík může zachytit další částici alfa a dochází k postupné syntéze 16O, 20Ne a snad i 24Mg. Vznik těžších jader je zdržován pomalou rychlostí záchytu částice alfa kyslíkem 16O.