La Kemia Evoluado de la Galaksio

Helio J. Rocha-Pinto

La teorio de la kemia evoluado de galaksioj estas tre nova kompare kun kelkaj brancxoj de la Astrofiziko. Gxi estis kreata de diversaj esploristoj dum la 60-jardeko. Tie cxi, vi povos trovi kelkajn konceptojn de tiu teorio kaj lerni iomete pri nia Galaksio.
 

1. La praeksplodo aux bigbango

Ne cxiuj atomoj estis sukcese kreita dum la Bigbango.  Nur hidrogeno, deuxterio, heliumo-3 kaj heliumo-4 (kaj tre malmulte da litio, berilio kaj boro) povis esti kreita elde la fornego de la juna Universo. Tio okazis pli malpli je la fino de la unua sekundo.  La denseco de la Universo malkreskigxis pro tio, ne permesante pluan kombinigxon de la partikuloj, cxar la distanco inter ili ekkreskis.

Se la komenca denseco de la Universo estus pli granda, la formado de la atomoj povus dauxri pli longe, kaj certe nia Universo estus tre "peza", tial ke la atomoj de hidrogeno kaj heliumo povus kombinigxi kun aliaj protonoj, formante pli pezajn atomojn. Se la denseco estus malpli granda, ni havus la malon: la Universo eble ne havus atomojn, sed nur partikulojn, cxar la distanco inter la partikuloj estus tre granda por permesi iun ajn kombinigxo. Do, nia Universo komencis kun la jxusta denseco por permesi la formadon de la atomoj kaj la postan aperon de la vivo cxe nia planedo, kaj eble cxe multon da aliaj planedoj.

Tamen, se nur hidrogeno kaj heliumo estis kreita de la praeksplodo, el kie devenas la aliaj atomoj kiel oksigeno, carbono, ktp?
 

2. Nukleosintezo

La steloj eljxetas cxirkaûen cxiusekunde grandan amason da energio. La fonto de tiu energio estis nekonata je la komenco de la jarcento. La unuaj taksadoj de la agxo de nia planedo montris ke la Tero devus esti pli maljuna ol miloj da jaroj.  Arkeologiaj esploroj kreskigis tiun agxon al milionoj da jaroj, kaj la geologiistoj estis konkludanta ke la agxon devus esti kelkaj miliardoj da jaroj. Multaj sciencistoj klopodis formuli sennombrajn hipotezojn por ekspliki tion, kio permesigis al la Suno kaj al aliaj steloj brili dum tre longa tempo.  Nevarie, cxiuj tiuj teorioj ne sukcesis doni bonan ekzplikon por la problemo.

Tiu estis solvita je la 30-jardeko de la usona fizikisto Hans Bethe kiu proponis ke la energifonto de la steloj estas nukleoreakcioj okazantaj en la centro de la stelo, kiun la astrofizikistoj nomas kerno. La energio devenas de fuzio de du hidrogenaj atomoj je heliuma atomo. Tiel okazante, la abundo de heliumo ene de la stelkerno kreskus lauxtempe. Tiu energifonto estas tre efika, permesante la stelojn vivi dum miljardoj da jaroj.

Rigardu nu la malsupran skemon. Gxi montras kiel funkcias la cxeno protono-protono, kiu estas la plej grava cxeno de nukleoreakcioj en sunsimilaj steloj. Nur la plej ofta cxeno estas montrata, kiu estas nomata "pp1". Du aliaj brancxoj de tiu cxeno ankaux ekzistas, sed la precipaj rezultoj estas la samaj: pere de ili, kvar hidrogenaj atomoj kombinigxas unu atomon de heliumo-4. Inter aliaj kromproduktoj de tiu reakciaro estas la gamaradioj, kiuj korespondas al la energio kiun la stelo gajnas. Kurioze, la reakciaro montrata en tiu desegnajxo okazis ankaux dum la pranukleosintezo, en la jxus formita Universo. Tial heliumo estis produktata de la bigbango.

La brilega ideo de la geedzoj Burbidge, Fowler kaj Hoyle estis ke nukleoreakcioj en la stelkerno povus produkti cxiujn aliajn kemielementojn. Ili trovis 8 procezojn kiuj faradas tiujn atomojn: la hidrogenbruligo (de kiu la cxeno protono-protono estas unu el aliaj reakcicxenoj), la heliumbruligo, la alfa-procezo, la e-procezo, la s-procezo, la r-procezo, la p-procezo kaj la x-procezo. En la tabelo malsupra, ni montras la plej oftajn produktojn de tiuj nukleoprocezoj, kaj la astrofizikajn lokojn kie ili okazas.
 
 

3. La stela deveno de la kemia diverseco

• La karbono partoprenas de preskaux cxiuj organikajxoj
• La oksigeno formas la aeron kiu ni enspiras kaj la akvon kiu ni trinkas, precipe
• La kalcio estas en niaj ostoj
• La fero estas gravegan komponajxon de nia sango
• La kalio, la fosforo, la magnezio, inter aliaj, komponas niajn mangxajon
• Kupro oni uzas por konduki elektron

Sed la elementoj estas gxenerale farataj interne de la astroj. Kiel ili estas en la Tero, kaj en aliaj planedoj?
 

4. Kelkaj vortoj pri stelevoluo

La unuaj nukleoreakcioj ja okazas en la stelkerno, sed post kelke da tempo ili ankaux okazas pli malproksime de gxi. La kauxzo estas simpla. Iom post iom, la reakcioj sxangxas la kemian konsiston de la kerno, gxin igante pli peza kaj malpli brulajxhava. La pezo de l' kerno igas gxin pli densa, kaj gxin varmigas. Tio ankaux varmigas la apudajn tavolojn, incitante la komencon de nukleoreakcioj tie, kie estas ankoraux multo da brulajxo. La kerno mem restas inerta, cxar ju pli atompeza estas materio, des pli da varmo oni bezonas por komencigi aliajn brulcxenojn. Tiu restos senbrula gxis kiam la densigo pligrandigos la temperaturon por la komenco de fuzio de sekvaj elementoj.

Nu, ni ekvidu internan strukturon de iomete evoluita stelo. Gxi sxajnas al cepo. En la kerno akumuligxas inerte jxus fresxfaritaj elementoj kies fuzitemperaturo estas pli grandaj ol la stelcentra temperaturo. Super la kerno, trairante la stelsurfacon, ni trovas alternajn tavolojn, brulantajn kaj senbrulajn, kie malpezaj atomoj ankoraux estas konsumataj de tiaj reakciretoj antauxe okazintaj en la kerno.

Tiuj struktursxangxoj okazas post dauxro de milionoj aux miliardoj da jaroj, depende la stelmason. Tiu ankaux determinas kiel la stelo mortigxos. Steloj havantaj mason malpli grandan ol la suna maso (subsunmasaj steloj) gxenerale nur sukcesas bruligi hidrogenon kerne. Kompakta heliuma kerno krekigxas, sed la hidrogenbruligo dauxras tre longe, pli ol la agxo de Universo mem. Tial, oni konsideras ilin steloj kiuj vivas por cxiam (porcxiamvivantaj steloj). Tamen, steloj havantaj mason pli grandan ol la suno (masegaj steloj) atingas kernajn temperaturojn suficxe grandaj por bruligi heliumo aux ecx pli pezaj atomoj. La plej masegaj el tiuj steloj konsumigxas tiel rapide ke oni ilin konsideras steloj kiuj mortas tuj post sia naskigxo (tujmortantaj steloj). Estas tiuj steloj kiuj plej ricxigas la Galaksio per novaj kemielementoj.

5. La ricxigado de l' interstelspaco

La atoma gaso estas konsistigata precipe de hidrogenaj atomoj. Tio estas la plej ordinara formo de la gaso, en la Galaksio. La ionigita gaso konsistas precipe el ionigitaj atomoj de H. Tiu gasa komponanto gxenerale ricevas la nomon de H II-regiono, kaj gxi estas rilata al la cxirkauxnajbara spaco de masegaj steloj, pro tial ke estas la grandenergiaj fotonoj emititaj de tiaj, kiuj ionigas la gason. Siavice, la molekula gaso konsistas precipe el molekuloj de hidrogeno (H2). Pli densa ol la aliaj gasaj formoj, la molekula gaso prezentigxas agreginta je gigantaj gasamasoj nomataj molekulaj nuboj.

Steloj formigxas sencxese elde la galaksia materio je la formo de molekula gaso. Tio okazas pro tial ke en molekulaj nuboj, la temperaturo de la gaso estas suficxe nealta por permesi la aperon de malgrandaj kondensigxoj kiuj naskos la protostelojn. La kemiaj abundoj de jxusnaskigxinta stelo estas tiuj de la molekula nubo el kiu gxi formigxis. Kaj ankaux la planedoj kiuj formigxus cirkaux tiu stelo, posedus la kemiajn abundojn de la patrinnubo. Pro tio, ni havas cxiujn kemielementojn kiuj permesas la aperon de la vivo cxe nia planedo.

Nu, memoru kelkajn aferojn kiujn ni pritraktis supre:

• Post la praeksplodo, nur H kaj He estis en Universo.
• La aliaj kemielementoj estas produktitaj ene de l' steloj.
• Steloj eventuale mortas kaj eksplodas, depende de sia maso.

Supozante ke la miksado de la stela eljxetajxo estas procezo relative efika, oni povas antauxdiri precize kiu estas la abundo de cxiu kemielemento en Universo, laux tempo. Tiu estas la precipa celo de la teorio de kemia evoluado de l' Galaksio.