Záhada prastarého radionuklidu

Co se dělo s hmotou naší Sluneční soustavy předtím, než vzniklo Slunce? Co všechno může prozradit izotop, který ve své původní podobě dnes vlastně ani neexistuje? Délka blogu 10 min.

Otázka, co bylo před tím, než existovalo naše Slunce, právem fascinuje vědce i laiky. Proč tu vlastně jsme? Co přispělo k našemu vzniku a k vytvoření celé planetární soustavy? 

Platné teorie mluví o výbuších dvou supernov, které daly do pohybu prapůvodní oblak plynu a prachu - a také ho nejspíš obohatily různými těžkými prvky. Jak ale prozkoumat fakta, která jsou dnes už historií? Vědci si vzali na pomoc… radionuklidy. 

Radionuklid

Nuklid (izotop) se nazývá radionuklidem, pokud je nestabilní. Znamená to, že má přebytek protonů nebo neutronů a časem se rozpadá jedním z několika (nám už dobře známých) mechanismů. Mohou se přitom uvolňovat jádra helia, nebo také jen samostatné elektrony, pozitrony, neutrina, protony nebo neutrony. Rozpad někdy doprovází gama záření (tj. fotony s určitou energií, spadající do vysoce energetické části elektromagnetického spektra). 

Jedním ze zajímavých radionuklidů je niob-92. Jedná se o atom niobu, který má v jádře dohromady 92 nukleonů (protonů a neutronů). 

Niob

Niob má pouze jeden jediný stabilní izotop - a to ten, jehož jádro obsahuje 93 nukleonů (protonů a neutronů). Nestabilních izotopů může ovšem existovat daleko vyšší množství. Vědci jich znají 60. 

Niob je ve vesmíru poměrně vzácný. Jeho výskyt odpovídá průměrně 2 µg/kg hmoty je to tedy 58. nejhojnější prvek. V zemské kůře je ho ale více: kolem 20 mg/kg (což je 33. příčka v hitparádě četnosti chemických prvků). Mimochodem - v zemské kůře je ho dokonce více než olova. 

Poločas rozpadu výše zmiňovaného Nb-92 je 37 milionů roků. Může se zdát, že je to dlouhá doba, ale v geologických úvahách  nebo ve srovnání s dobou existence Sluneční soustavy je to jen okamžik. 

Z radioaktivního izotopu zbude po deseti poločasech méně než promile (po dvaceti méně než miliontina) původního množství. 

Deset poločasů rozpadu odpovídá u Nb-92 době kratší než půl miliardy roků - je tedy logické, že do dnešního dne se prakticky nezachoval. Zmizel ze “scény” v době, kdy byla Sluneční soustava ještě velice mladá. O jeho existenci dnes už jen nepřímo svědčí skutečnost, že v zemské kůře nacházíme Zr-92, který je svým způsobem jeho potomkem, je totiž produktem jeho radioaktivního rozpadu. 

Jak se z niobu stane zirkonium? Probíhá tu proces, kterému se říká záchyt elektronu. Je to druh přeměny, při které se jádro stává stabilnějším tím, že zachytí elektron ze svého vnitřního elektronového obalu (tedy z jedné z nejbližších oběžných drah elektronů). Z jednoho z protonů se rázem stává neutron. Díky tomu se pro změnu změní chemická příslušnost atomu, ta se totiž určuje množstvím protonů. Z niobu se touto přeměnou stáva prvek zirkonium. 

Kam se tedy poděl Nb-92 je tedy jasné. Jak nám ale může pomoci objasnit, co se dělo před vznikem Slunce? 

Předpokládá se, že obrovský (a zatím nezahuštěný) oblak plynu a prachu, ze kterého se později měla vytvořit naše centrální hvězda i všechny planety, obohatily o těžké prvky supernovy, které vybuchly nedaleko něho. Zároveň mu také dodaly potřebný impuls, který ho “nakopl” a donutil rotovat a zahušťovat se. 

Existují teoretické práce, které se zabývají vlivem supernov, například tím, kolik prvků a jaké nuklidy vznikají při různých typech explozí. 

Pokud tedy víme, kolik exotických izotopů (radionuklidů) by mělo oblak plynu a prachu kontaminovat, mohli bychom prozkoumat hmotu, která nevytvořila žádnou z planet a je tedy “původní” a nezměněná. Z ní by se mohl vyčíst poměr izotopů a tím také možný vliv určitého typu supernovy. 

Vědci si vzali na pomoc například úlomky meteoritu, který je byl původně součástí asteroidu Vesta. Nejprve z něj extrahovali minerály zirkon (ZrSiO4) a rutil (TiO2). Ty jsou totiž pro stanovení původního množství Nb-92 nejvhodnější. 

Poté určili jejich stáří stanovením poměru olova a uranu, prvků, které jsou další součástí hmoty krystalů a používají se k určení stáří v delších časových škálách. Touto oklikou se podařilo zjistit, kolik původního Nb-92 se už rozpadlo na Zr-92 a tedy také původní množství niobového izotopu. 

Když teď věděli, kolik ho bylo přítomno na samém počátku vývoje naší soustavy, mohli také lépe odhadnout, kde tyto atomy vznikaly a odkud pochází ostatní materiál, který obohatil jak Slunce tak planety. 

Supernovy u zrodu Sluneční soustavy

Už delší dobu existují důkazy, že je vnitřní Sluneční soustava - a její kamenné planety Merkur, Venuše, Země a Mars - ovlivněna materiálem, který bývá běžně vyvrhován supernovami typu Ia. 

To jsou supernovy, které mají za jednoho z hlavních aktérů bílého trpaslíka, zbytek kdysi aktivní hvězdy, která neměla dost hmoty na to, aby se na konci hvězdného života stala běžnou supernovou nebo černou dírou. 

Vychládající jádro bývalé hvězdy (která už prošla svým vývojem a odhodila své povrchové slupky), může někdy “krást” hmotu z velice blízkého souputníka - hvězdného dvojčete, které ještě disponuje svými plynnými obaly, protože zatím nedošlo až na konec svého hvězdného života. 

Tím se ovšem zvyšuje množství hmoty bílého trpaslíka, což destabilizuje rovnováhu sil, které v bílém trpaslíku působí. Když jeho hmotnost překročí určitou mez, končí to zapálením termonukleární reakce, při které se mimo jiné  tvoří velké množství niklu, železa a křemíku.  Není to tedy náhoda, že se naše kamenné planety skládají z železoniklových jader, obklopených kamenným pláštěm. 

Vnější sluneční soustava byla oproti tomu obohacena různými těžkými prvky z jiného druhu supernovy. Musela to být výše zmiňovaná “běžná” supernova, vznikající tehdy, když je původní hvězda příliš hmotná na to, aby pokojně zesnula a vytvořila bílého trpaslíka. Takové velice masivní hvězdy se na konci svého života hroutí poté, co dosáhly ve svém nitru poslední možné termonukleární reakce a vytvořily si jádro ze železa. Žádná další reakce už nemůže následovat, všechny těžší prvky ke své syntéze energii spotřebovávají, místo co by ji při syntéze v nitru hvězdy uvolňovaly. Gravitace pak způsobí zhroucení hvězdy a následnou prudkou explozi. Při ní se do okolí rozmetá nejen hmota hvězdy, mění se dokonce i podstata její hmoty. Exploze rozdrtí dokonce i řadu jejích atomů - a jejich zbytky mohou vytvářet nové, těžší prvky. Vzniká přitom velké množství exotických nuklidů - například (už známý) niob-92, který jednoho dne vydá svědectví o tom, co se dělo s prapůvodní hmotou, ze které se jednoho dne vytvoří nová hvězda a její planetární soustava. 

Zdroje:https://www.pnas.org/content/118/8/e2017750118, https://www.pnas.org/content/113/4/907?ijkey=3b932574a7ed6a1e5154df12d0a93e35f3565150&keytype2=tf_ipsecsha