Si përplasjet e yjeve krijojnë elementët më të rëndë të universit

Pjesët e yjeve janë kudo rreth nesh, dhe në ne gjithashtu. Rreth gjysma e bollëkut të elementëve më të rëndë se hekuri e ka origjinën në disa nga shpërthimet më të dhunshme në kozmos. Ndërsa universi shpërthen dhe yjet dhe planetët e rinj formohen nga gazi dhe pluhuri i vjetër, këta elementë përfundimisht bëjnë rrugën e tyre drejt Tokës dhe botëve të tjera. Pas 3.7 miliardë vitesh evolucioni në planetin tonë, njerëzit dhe shumë specie të tjera kanë filluar të mbështeten tek ata në trupin dhe jetën tonë. Jodi, për shembull, është një komponent i hormoneve që na nevojiten për të kontrolluar zhvillimin e trurit tonë dhe për të rregulluar metabolizmin tonë. Mikroplanktoni i oqeanit i quajtur Acantharea përdor elementin stroncium për të krijuar skelete minerale të ndërlikuara. Galiumi është kritik për çipat në telefonat tanë inteligjentë dhe ekranet e laptopëve tanë. Dhe pasqyrat e JWST janë të praruara me ar, një element i dobishëm për natyrën e tij joreaktive dhe aftësinë për të reflektuar dritën infra të kuqe (për të mos përmendur popullaritetin e tij në bizhuteri).

Shkencëtarët kanë pasur prej kohësh një ide themelore se si krijohen këto elemente, por për shumë vite detajet ishin të mjegullta dhe debatoheshin ashpër. Kjo ndryshoi kohët e fundit kur astronomët vëzhguan, për herë të parë, sintezën e elementeve të rënda në veprim. Procesi, sugjerojnë provat, shkoi diçka si kjo.

Shekuj më parë, një yll më shumë se 10 herë më i madh se dielli ynë vdiq në një shpërthim spektakolar, duke lindur një nga objektet më të çuditshme në univers: një yll neutron. Ky yll i porsalindur ishte një mbetje e bërthamës yjore e ngjeshur në dendësi ekstreme ku materia mund të marrë forma që ne nuk i kuptojmë. Ylli neutron mund të ishte ftohur përgjithmonë në thellësi të hapësirës dhe ky do të kishte qenë fundi i historisë së tij. Por shumica e yjeve masivë jetojnë në sisteme binare me një binjak, dhe i njëjti fat që pësoi yllin tonë të parë përfundimisht erdhi për partnerin e tij, duke lënë dy yje neutrone që rrethojnë njëri-tjetrin. Në një kërcim që vazhdoi për mijëvjeçarë, yjet hynë në spirale, në fillim ngadalë dhe më pas me shpejtësi. Ndërsa afroheshin më shumë, forcat e baticës filluan t’i ndanin ato, duke hedhur materie të pasura me neutron në hapësirë me shpejtësi që i afroheshin një të tretës së shpejtësisë së dritës. Më në fund yjet u bashkuan, duke dërguar valëzime nëpër hapësirë-kohë dhe duke ndezur fishekzjarre kozmike në të gjithë spektrin elektromagnetik.

Në kohën e përplasjes, planeti ynë blu i zbehtë, në një pjesë të qetë të Rrugës së Qumështit rreth 130 milionë vite dritë larg, ishte shtëpia e dinosaurëve. Grumbullimet në hapësirë-kohë, të quajtura valë gravitacionale, filluan të bënin rrugën e tyre nëpër kozmos dhe në kohën që iu desh për të mbuluar distancën e madhe deri në Tokë, jeta në planet ndryshoi përtej njohjes. Llojet e reja evoluan dhe u zhdukën, qytetërimet u ngritën dhe ranë, dhe njerëzit kureshtarë filluan të shikonin lart në qiell, duke zhvilluar instrumente që mund të bënin gjëra të jashtëzakonshme, si p.sh. matja e shtrembërimeve të vogla në hapësirë-kohë. Përfundimisht valët gravitacionale (duke udhëtuar me shpejtësinë e dritës) dhe drita nga bashkimi arritën në Tokë së bashku. Astrofizikanët njohën një shkëlqim të veçantë që tregonte praninë e elementeve të rinj. Njerëzimi sapo kishte dëshmuar prodhimin e elementëve të rëndë.

Si ekspert i kataklizmave kozmike, jam i magjepsur si nga shkenca ashtu edhe nga romanca e kësaj historie – krijimi i diçkaje të re dhe të qëndrueshme, madje të çmuar, nga një mbetje e lashtë e një ylli dikur të ndritshëm. Dhe jam i emocionuar që më në fund arrijmë ta shohim duke ndodhur. Zbulimi u është përgjigjur disa pyetjeve të kahershme në astrofizikë, duke ngritur gjithashtu pyetje krejtësisht të reja. Por unë dhe shumë shkencëtarë jemi të mbushur me energji. Aftësia jonë e sapogjetur për të zbuluar valët gravitacionale, si dhe dritën nga i njëjti burim kozmik, premton të na ndihmojë të kuptojmë shpërthimet astrofizike dhe sintezën e elementeve në një mënyrë që më parë ishte e pamundur.

Kërkimi për të kuptuar formimin e elementeve të rënda është pjesë e një përpjekjeje më të madhe shkencore për t’iu përgjigjur një pyetjeje themelore: Nga erdhi gjithçka? Historia kozmike e elementeve të tabelës periodike shtrihet nga disa minuta pas shpërthimit të madh e deri më sot. Sinteza e elementeve të parë – hidrogjeni, heliumi dhe litiumi – ndodhi afërsisht tre minuta pas lindjes së universit. Nga këta përbërës, u formuan yjet e parë, të cilët shkëlqejnë dhe shkrijnë elementë të rinj në thelbin e tyre si gjatë jetës së tyre ashtu edhe gjatë vdekjeve të tyre shpërthyese. Brezi i ardhshëm i yjeve lindi nga mbeturinat e këtyre shpërthimeve, të pasuruar me elementët e formuar nga yjet e parë. Ky proces vazhdon edhe sot dhe përfshin të gjithë elementët nga heliumi në skajin e dritës, me dy protone për atom, deri te hekuri, i cili ka 26 protone në bërthamën e tij atomike. Elementet më të rënda, si tenesina me 117 protone, nuk janë krijuar fare nga natyra. Por fizikanët mund t’i detyrojnë ata të jenë brenda përshpejtuesve të grimcave, ku ato zakonisht zgjasin vetëm për të mijtët e sekondës përpara se të kalbet.

Disa dekada më parë shkencëtarët teorizuan se rreth gjysma e elementëve më të rëndë se hekuri prodhohen nëpërmjet një procesi të quajtur kapja e shpejtë e neutronit, ose procesi r. Pjesa tjetër mendohet të ketë origjinën përmes kapjes së ngadaltë të neutronit, ose procesit s – një sekuencë reaksionesh relativisht e mirëkuptuar që ndodh në yjet jetëgjatë dhe me masë të ulët.

Si procesi r ashtu edhe procesi s përfshijnë shtimin e një ose më shumë neutroneve në një bërthamë atomike. Megjithatë, shtimi i neutroneve nuk prodhon një element të ri, sepse elementët përcaktohen nga numri i protoneve në bërthamën e tyre. Ajo që ne marrim është një izotop më i rëndë i të njëjtit element – një bërthamë që përmban të njëjtin numër protonesh, por një numër të ndryshëm neutronesh. Ky izotop i rëndë është shpesh i paqëndrueshëm dhe radioaktiv. Përmes asaj që quhet zbërthimi beta-minus, një neutron do të shndërrohet në një proton, duke nxjerrë jashtë një elektron dhe një grimcë tjetër nënatomike të quajtur neutrino në proces. Në këtë mënyrë, numri i protoneve në bërthamën e një atomi rritet dhe lind një element i ri.

Dallimi kryesor midis procesit s dhe procesit r është shpejtësia. Në procesin s, atomet kapin neutronet ngadalë dhe ka mjaft kohë që neutroni i sapo shtuar të kalbet në një proton, duke krijuar elementin tjetër të qëndrueshëm në tabelën periodike – me vetëm një proton më shumë – përpara se një neutron tjetër të vijë në të kapen. Kjo ndodh gjatë mijëra viteve, sepse ka vetëm një numër të vogël neutronesh shtesë që shtrihen në yjet që presin procesin s, kështu që atomet janë në gjendje të kapin neutrone të reja vetëm herë pas here.

Në të kundërt, procesi r mund të prodhojë të gjithë gamën e elementëve të rëndë në një ndezje spektakolare të krijimit që mezi zgjat një sekondë. Në këtë skenar, neutronet janë të shumtë dhe përplasen në bërthama njëra pas tjetrës para se të kenë kohë për t’u prishur. Një bërthamë mund të fluturojë me shpejtësi në një izotop shumë të paqëndrueshëm, duke shkuar deri në atë që quhet linja e pikimit të neutronit – kufiri absolut i raportit neutron-proton të lejuar nga natyra brenda një bërthame. Bërthama jashtëzakonisht e rëndë më pas do të shndërrojë shumë nga neutronet e saj në protone nëpërmjet zbërthimit beta ose edhe do të shpërthejë në bërthama më të vogla, duke prodhuar përfundimisht një sërë elementësh të rëndë të qëndrueshëm. Shumë detaje rreth asaj se si ndodh kjo janë të paqarta. Pasi një bërthamë thith neutrone shtesë, për shembull, por para se të bëhet e qëndrueshme, lindin bërthama ekzotike që shkencëtarët nuk i kuptojnë. Këto bërthama ndërmjet tyre kanë veti që shtyjnë kufijtë e fizikës, dhe matja e tyre në laborator është e vështirë dhe ndonjëherë edhe e pamundur.

Gjatë viteve, shkencëtarët propozuan shumë vende në univers ku mund të ndodhte procesi r, por e vërteta mbeti një mister – ndër më të mëdhenjtë në astrofizikën bërthamore – për më shumë se gjashtë dekada. Për një kohë të gjatë ata mendonin se supernova e kolapsit të bërthamës – vdekjet shpërthyese të yjeve më shumë se tetë deri në 10 herë më e madhe se masa e diellit tonë – mund të presë procesin r. Por simulimet e supernovave tipike të kolapsit të bërthamës nuk mund të riprodhonin pasurinë e neutroneve dhe kushtet termodinamike të nevojshme, përveç, ndoshta, në rastin e shpërthimeve të rralla të nxitura nga fusha të forta magnetike. Në 1974 James M. Lattimer dhe David N. Schramm sugjeruan që dekompresimi i materies së yllit neutron mund të sigurojë përbërësit për procesin r.

Një yll neutron lind kur një ylli masiv i mbaron karburanti bërthamor dhe graviteti i tij bën që bërthama të shembet nga brenda. Forca dërrmuese e masës së yllit në bërthamë e ngjesh atë në densitet jashtëzakonisht të larta, duke bërë që elektronet dhe protonet të shkrihen së bashku për t’u bërë neutrone. Ndërsa pjesa tjetër e yllit dëbohet në supernova, ylli neutron mbetet i paprekur – një mbetje kompakte që përmban lëndën më të dendur të njohur në univers. Yjet neutrone më masivë se një kufi i caktuar shemben më tej në vrima të zeza, por ne nuk e dimë pikën e saktë të këtij tranzicioni dhe as nuk e dimë se sa “të lëmuar” janë. Struktura e brendshme e yjeve neutron është një pyetje e hapur. Ato mund të përmbajnë kryesisht neutrone dhe një pjesë të vogël të protoneve brenda një kore bërthamash më të rënda në sipërfaqet e tyre. Por brendësia e tyre mund të jetë edhe më e çuditshme se kaq. Thellë brenda yllit të neutronit, materia mund të marrë forma vërtet të çuditshme, duke filluar nga një supë kuarkesh dhe gluonësh – grimcat që përbëjnë lëndën normale – deri te një det “hiperonësh”, të cilët përbëhen nga të ashtuquajturat kuarkë të çuditshëm.

Lattimer dhe Schramm propozuan që lënda e pasur me neutron hidhet kur një yll neutron përplaset me një vrimë të zezë. Por në vitin 1982 shkencëtarët favorizuan një skenar që përfshinte përplasjen e dy yjeve neutron. Ndërsa disa studiues po punonin për të kuptuar se si këto përplasje mund të sintetizonin elementë të rinj, të tjerë po përpiqeshin të parashikonin se çfarë lloj drite do të prisnim të shihnim nga një bashkim i yjeve neutron. Disa njerëz sugjeruan një lidhje midis përplasjeve të yjeve neutron dhe shpërthimeve të rrezeve gama – shpërthime shumë energjike në hapësirë që lëshojnë një blic rrezesh gama. Dhe për shkak se bërthamat e procesit r do të ishin të paqëndrueshme dhe do t’i nënshtroheshin kalbjes radioaktive, ato duhet të jenë në gjendje të ngrohin materialin që i rrethon dhe të fuqizojnë një shpërthim elektromagnetik që do të mbante nënshkrimet e elementeve të prodhuar. Në vitin 2010, Brian Metzger dhe bashkëpunëtorët e tij prezantuan termin “kilonova” për t’iu referuar ndezjeve të tilla (të propozuara për herë të parë në 1998) pasi përcaktuan se ato do të ishin afërsisht 1000 herë më të ndritshme se një blic i zakonshëm drite i quajtur nova.

Pavarësisht këtij zhvillimi intensiv teorik, kishte pak konfirmim të drejtpërdrejtë deri vetëm pak vite më parë, kur një grup i jashtëzakonshëm vëzhgimesh pa direkt në zemër të një bashkimi ylli neutron.

Në vitin 2015, Observatori i valëve gravitacionale me interferometër lazer (LIGO) bëri diçka të jashtëzakonshme: bëri vëzhgimin e parë të valëve gravitacionale, të cilat u krijuan nga dy vrima të zeza që rrotulloheshin drejt njëra-tjetrës dhe bashkoheshin. Zbulimi u emërua GW150914. Në atë kohë isha student i diplomuar në Universitetin Shtetëror të Karolinës së Veriut. Mbaj mend që pashë njoftimin së bashku me të gjithë departamentin e fizikës në zonën e përbashkët të ndërtesës sonë, duke u ndjerë thellësisht i prekur. Unë u përpoqa të përthithja gjithçka që munda për këtë dritare të re drejt universit tonë. Mësova se bashkimet e yjeve neutron prodhojnë më pak energji sesa bashkimet e vrimave të zeza, kështu që ato janë më të vështira për t’u zbuluar. Por unë dhe shkencëtarë të tjerë kishim shpresë se së shpejti eksperimenti do t’i gjente edhe ata.

Kaluan nja dy vjet dhe LIGO dhe observatori i tij Virgo zbuluan më shumë përplasje binare të vrimave të zeza. Megjithatë, bashkimet e yjeve neutrone mbetën të pakapshme. Pastaj, në vjeshtën e vitit 2017, dëgjova thashethemet se LIGO-Virgo kishte parë një përplasje ylli neutron për herë të parë. Thashethemet lanë të kuptohet se përveç sinjalit të valës gravitacionale, astronomët kishin vëzhguar një shpërthim të shkurtër të rrezeve gama dhe diçka që dukej shumë si një kilonovë. Eksitimi midis fizikantëve ishte i fortë.

Shumë shpejt, po shikoja shkencëtarët nga LIGO dhe teleskopët e ndryshëm anembanë botës të shpallnin vëzhgimin e valëve gravitacionale, të quajtur GW170817, dhe sinjalet elektromagnetike të lidhura me to. Unë u mahnita nga sasia e njohurive të reja që këto vëzhgime kishin gjeneruar tashmë. Të nesërmen kishte pothuajse 70 punime të reja rreth GW170817 në arXiv.org, një faqe interneti ku studiuesit mund të publikojnë versione të hershme, të pashqyrtuara të punimeve të tyre. Ngjarja parashikoi premtimin e astronomisë me shumë mesazhe – aftësinë për të parë fenomene kozmike përmes “lajmëtarëve” të ndryshëm dhe për të kombinuar informacionin për të arritur një kuptim më të plotë të ngjarjes. Kjo ishte hera e parë që astronomët panë valë gravitacionale dhe dritë – duke përfshirë radion, optiken, rrezet x dhe rrezet gama – që vinin nga i njëjti burim qiellor.

Valët gravitacionale që shihen nga LIGO-Virgo lindën nga përplasja e një çifti yjesh neutron rreth 130 milionë vite dritë nga Toka. Kjo mund të duket larg, por në fakt është afër për një burim të valëve gravitacionale. Detajet e sinjalit, të tilla si mënyra se si frekuenca dhe forca e valëve ndryshuan me kalimin e kohës, i lejuan studiuesit të vlerësonin se çdo yll neutron peshonte rreth 1.17 deri në 1.6 herë më shumë se masa e diellit tonë dhe kishte një rreze prej afërsisht 11 deri në 12 kilometra.

Sapo mbërriti sinjali i valës gravitacionale, astronomët ndoqën teleskopët konvencionalë. Duke punuar së bashku, LIGO dhe Virgo ngushtuan gamën e vendndodhjes për GW170817 në një rajon shumë më të vogël të qiellit sesa në ngjarjet e mëparshme të valëve gravitacionale. Përafërsisht 1.7 sekonda pasi erdhën valët gravitacionale, teleskopët me rreze gama Fermi-GBM dhe INTEGRAL detektuan një shpërthim të dobët rrezesh gama që zgjatën vetëm disa sekonda që vinin nga i njëjti drejtim si GW170817. Ky zbulim lidhi përfundimisht bashkimin e yjeve neutron me shpërthime të shkurtra të rrezeve gama për herë të parë. Por kishte më shumë! Imazhet e marra me teleskopin një metër Henrietta Swopes në Observatorin Las Campanas në Kili treguan një burim të ri drite të vendosur në galaktikën e vjetër por të shndritshme NGC 4993. Duke e ndarë dritën në ngjyrat e saj përbërëse dhe duke ekzaminuar spektrin e saj, astronomët arritën në përfundimin se sinjali ishte në përputhje me idenë se aty po falsifikoheshin elementë të rëndë. Ne po shikonim një kilonovë të vërtetë.

Mënyra se si spektri i kilonovës ndryshoi me kalimin e kohës ishte interesante. Gjatësi valore më të shkurtra të dritës, të cilat janë më të kaltërta, arritën kulmin herët dhe më të gjata, gjatësitë e valëve të kuqe u bënë mbizotëruese më vonë. Këto maja mund të shpjegohen nga përbërja dhe shpejtësia e materialit të nxjerrë nga bashkimi. Një kilonovë blu mund të prodhohet nga nxjerrja me lëvizje të shpejtë e bërë kryesisht nga elementë të rëndë më të lehtë pa asnjë “lantanide” – elementët periodikë metalikë nga lantanumi në lutetium, të cilët janë shumë të errët ndaj dritës blu. Një kilonovë e kuqe, në të kundërt, kërkon nxjerrje me lëvizje të ngadaltë që përmban shumë elementë të rëndë, duke përfshirë lantanide.

Si i gjeneron bashkimi këta komponentë të veçantë? Kjo pyetje na vendos në një territor të pasigurt, në fushën e teorisë dhe simulimeve. Studiuesit janë ende duke u përpjekur të kuptojnë se si përplasja nxjerr materialin, nga çfarë materiali është bërë dhe si shpaloset kilonova që rezulton. Spektrat Kilonova janë shumë të vështira për t’u shkëputur. Për shkak se materiali po lëviz kaq shpejt, gjurmët e gishtërinjve të elementëve të ndryshëm njollosen dhe përzihen së bashku. Ne gjithashtu na mungojnë të dhënat e besueshme atomike për shumë nga elementët më të rëndë, kështu që është e vështirë të parashikohet se si duken nënshkrimet e tyre spektrale. I vetmi zbulim i besueshëm i një elementi individual në spektrin e kilonovës GW170817 deri më tani është ai i stronciumit. Megjithatë, kjo mjafton për të treguar se procesi r ka ndodhur.

Zbulimi i kësaj ngjarje të vetme ka konfirmuar dekada të parashikimeve teorike. Astrofizikanët më në fund kanë krijuar një lidhje midis bashkimit të yjeve neutron dhe shpërthimeve të shkurtra të rrezeve gama. Spektri i kilonovës mbart nënshkrime të elementeve të rënda, duke konfirmuar se bashkimet e yjeve neutron janë të paktën një vend ku prodhohen elementë të procesit r.

Por mbetet shumë për t’u kuptuar dhe zbuluar. Mekanizmi që prodhon shpërthime të shkurtra të rrezeve gama në bashkime është ende i paqartë. Vetitë e materies që nxirret në një bashkim ndryshohen gjithashtu në mënyra të rëndësishme nga neutrinot. Ndjekja e kujdesshme e këtyre grimcave dhe ndërveprimet e tyre në modelet teorike është e nevojshme, por sfiduese dhe shpesh kërkon një sasi jashtëzakonisht të madhe të fuqisë llogaritëse. Ne gjithashtu nuk e dimë se çfarë objekti u krijua kur yjet neutron u bashkuan. Mund të ketë qenë një yll tjetër neutron, një yll neutron në rrugën e tij për t’u bërë një vrimë e zezë, ose një vrimë e zezë. Së fundi, edhe pse ne tani e dimë se bashkimet e yjeve neutron mund të presin procesin r, ato nuk janë të vetmet vende ku ndodh.

Vëzhgimet e yjeve shumë të vjetër që përmbajnë elementë të procesit r sugjerojnë mundësi të tjera, të cilat përfshijnë supernova të rralla dhe përplasje të yjeve neutron me vrima të zeza. Ne nuk do të jemi në gjendje të zbulojmë origjinën e elementëve të rëndë me asnjë vëzhgim, sado i jashtëzakonshëm. GW170817 është vetëm fillimi.

Nuk mund të presim që të gjitha kilonovat të duken njësoj si ajo e lidhur me GW170817. Ne dyshojmë se ato vijnë në shumë forma, secila me tipare dalluese, dhe na pret shumë surpriza. Në fakt, astronomët në Universitetin Northwestern zbuluan kohët e fundit një kilonovë së bashku me një shpërthim të gjatë të rrezeve gama – një kombinim interesant që sugjeron se bashkimet mund të shkaktojnë shpërthime të rrezeve gama me kthesa më të gjata të dritës gjithashtu.

Për të kuptuar procesin r, ekspertët në disa disiplina do të duhet të punojnë së bashku: astronomët vëzhgues që studiojnë yjet e vjetër dhe të rinj, astronomët e valëve gravitacionale që matin shtrembërimet në hapësirë-kohë, teoricienët bërthamorë që ndërtojnë modele të strukturave bërthamore dhe të lëndës brenda yjeve neutron. fizikanët eksperimentalë bërthamorë që gjurmojnë vetitë e bërthamave të paqëndrueshme të pasura me neutron dhe astrofizikanët llogaritës që simulojnë ngjarje të tilla si bashkimet e yjeve neutronike duke zgjidhur ekuacione që kërkojnë muaj për t’u përpunuar në disa nga kompjuterët më të mëdhenj në botë.

Ndërsa observatorët ekzistues të valëve gravitacionale bëhen gjithnjë e më të ndjeshme, teleskopët e rinj do të vijnë në internet për të mbledhur dritën nga qielli kalimtar. Projekte të reja si Facility for Rare Izotop Beams, i cili u hap në maj 2022 në Universitetin Shtetëror të Miçiganit, do të matin vetitë bërthamore të bërthamave të rralla. Observatorë të propozuar me valë gravitacionale si teleskopi i Ajnshtajnit me bazë tokësore janë duke u planifikuar aktualisht në Evropë.

Dekada përparimi në shumë fusha na kanë sjellë në një pikë ku mund të hetojmë origjinën e elementëve të rëndë në mënyra që ishin të paarritshme vetëm disa vite më parë. Më në fund jemi gati të bashkojmë të gjitha pjesët. Çdo izotop i çdo elementi në tabelën periodike ka potencialin të na tregojë diçka për historinë bërthamore të universit.