עלילת המשנה החשובה ביותר בסיפור חייהם של הכוכבים היא יצירת היסודות. כוכבי סדרה ראשית, כמו השמש, יוצרים הליום ממימן. בשלבים מאוחרים יותר, כוכבים יוצרים גם פחמן, בתהליך שלושת האלפא. אבל בטבלה המחזורית יש עוד הרבה יסודות כבדים מפחמן. האם הם נוצרים בכוכבים, או שהיו קיימים כבר בלידת היקום? איך אפשר להסביר את קיומם של היסודות הכימיים השונים, ואת ההבדלים העצומים בשכיחות שלהם ביקום? התשובה היא היכולת של כוכבים במסות שונות, ובשלבים שונים של התפתחותם, ליצור יסודות שנמצאים הלאה והלאה בטבלה המחזורית.
את שאלת מקור היסודות חקרו בשנות ה-50 של המאה ה-20 ארבעה אסטרופיזיקאים צעירים במכון הטכנולוגי של קליפורניה (קלטק). שלושה מהם הגיעו מאנגליה: בני הזוג ג'פרי ומרגרט ברבידג', ופרד הויל, שנודע בדעותיו העצמאיות והמקוריות. הרביעי היה ויליאם פאולר, מומחה חביב לפיזיקה גרעינית (ממוצא סקוטי). במאמר ענק שפרסמו ב-1957, הם הצליחו להסביר את רוב ההיבטים של שכיחות היסודות ביקום. הם כתבו: "בעיית יצירת היסודות קשורה בקשר הדוק לבעיית התפתחות הכוכבים". לכל חברי הצוות היו קריירות מזהירות: כל אחד מבני הזוג ברבידג' עמד בראש מצפה כוכבים גדול, הויל קיבל תואר אבירות, ופאולר זכה בפרס נובל. המאמר שלהם סיפר איך הכוכבים יצרו את החומרים של העולם היומיומי – הסידן שבעצמות שלנו, החנקן והחמצן שבאוויר שאנחנו נושמים, המתכות שבמכוניות שלנו והצורן שבמחשבים שלנו.
כדי להתיך יסודות כבדים צריך טמפרטורות קיצוניות. נזכיר שהליבה של כוכב ענק מתכווצת. כשהליבה מתכווצת ומתחממת, יכולות להתחיל בה תגובות של יסודות כבדים עוד יותר. היסודות שנוצרים תלויים במסת הכוכב. נדמיין קבוצה של ענקים אדומים מסיביים במסות שונות: 4, 6, 8, 10 מסות שמש וכן הלאה. בכוכבים של כ-4 או 6 מסות שמש, הליבות העשירות בהליום יהיו חמות מספיק כדי להצית את גרעיני ההליום ולהתיך אותם לפחמן, בתהליך שלושת האלפא (גרעיני הליום נקראים גם חלקיקי אלפא) שתואר קודם. בכוכבים של כ-8 מסות שמש ויותר, הליבות יהיו חמות מספיק כדי להצית גם את הפחמן ולהתיך אותו ליסודות כבדים יותר, כמו חמצן, ניאון ומגנזיום.
בכוכבים מסיביים, התגובות שבהן גרעיני הליום מתמזגים עם גרעינים כבדים יותר כוללות (γ – פוטון):
12C + 4He → 16O + γ
16O + 4He → 20Ne + γ
התגובות האלה מתרחשות בטמפרטורות של מאות מיליוני קלווין. גם גרעינים כבדים יכולים להתמזג זה עם זה, אבל אז הדחייה החשמלית בין הפרוטונים שבגרעינים חזקה יותר, והתגובות דורשות טמפרטורה גבוהה עוד יותר: כ-600 מיליון קלווין להיתוך פחמן, ויותר ממיליארד קלווין להיתוך חמצן.
היתוך פחמן (התוצר העיקרי הוא ניאון; בתגובות אחרות נוצרים נתרן ומגנזיום):
12C + 12C → 20Ne + 4He
היתוך חמצן (התוצר העיקרי הוא צורן; בתגובות אחרות נוצרים זרחן וגופרית):
16O + 16O → 28Si + 4He
השלב האחרון ביצירת היסודות הכבדים, שמתרחש רק בכוכבים שהטמפרטורה בליבתם מגיעה לכמה מיליארדי קלווין, נקרא היתוך צורן. התוצאה הכוללת שלו היא הפיכת צורן וגופרית לברזל, אבל הוא מתרחש בדרך שונה מאוד משלבי השריפה הקודמים. הצורן שנוצר בשריפת החמצן "נמס" בטמפרטורות הקיצוניות שבליבה לגרעיני הליום, לנייטרונים ולפרוטונים. החלקיקים האלה מסתדרים מחדש, במאות תגובות שונות, ליסודות כמו 56Fe – גרעין של ברזל.
אם הכוכב מסיבי מספיק, תהליך בניית הליבה יוצר ליבה של קליפות, שבהן יסודות כבדים יותר ויותר, סביב ליבה פנימית של ברזל. אנחנו רגילים לחשוב על ברזל כעל מתכת מוצקה, אבל מצבו של הברזל במרכזו של כוכב מסיבי מפותח שונה לגמרי. הברזל הכוכבי צפוף בעצם יותר מהברזל שבכדור הארץ, אבל האלקטרונים נקרעו מכל האטומים, והגרעינים אינם מסודרים בסריג. הלחץ האדיר שומר על הברזל כגז חם מאוד. מבנה הקליפות בכוכבים כאלה יכול להיות מסובך כל כך, שתגובות היתוך שונות מתרחשות בבת אחת בגבולות של קליפות שונות.
כשמגיעים לברזל, תהליך ההיתוך נתקל במחסום שאי אפשר לעבור. לגרעין הברזל יש המבנה היציב ביותר מכל היסודות. פירוש הדבר שהיתוך של גרעיני ברזל ליסודות כבדים יותר צורך אנרגיה, ולא מפיק אותה. זה מסביר את הירידה התלולה בשכיחות היסודות הכבדים מברזל. לכן גרעיני הברזל בכוכבים אינם ניצתים ואינם מתמזגים כשהליבה מתכווצת ומתחממת. לב הכוכב דומה לקבר מברזל, שכולא את החומר ואינו משחרר אנרגיה שתעמוד מול הקריסה הנמשכת.
אבל מה עם היסודות הכבדים מברזל? אם אפילו הכוכבים המסיביים ביותר יכולים להתיך יסודות רק עד ברזל, מאין באו כל שאר היסודות – כמו הזהב והפלטינה שבתכשיטים, והאורניום שמשמש בכורים גרעיניים? מלבד ההיתוך הגרעיני, שהוא מקור האנרגיה העיקרי של הכוכבים, מתרחשים תהליכי לוואי – בקליפות הבוערות של כוכבי ענק ובפיצוצי סופרנובה – שיוצרים את היסודות הכבדים מברזל. אף שהיסודות האלה נדירים, עצם קיומם מחייב הסבר, וזה נותן לאסטרונומים עוד מבחן למודלים של הכוכבים.
תצפיות ומודלים ממוחשבים חשפו שתי דרכים שבהן נוצרים יסודות כבדים מברזל. בתהליך r (מ-rapid, מהיר), גרעיני ברזל וגרעינים בעלי מספר אטומי דומה לוכדים נייטרונים במהירות. לנייטרונים אין מטען חשמלי, ולכן בטמפרטורה ובלחץ מתאימים הם יכולים להיכנס בקלות לגרעין אטום. תהליך r מתרחש במהירות מסחררת בגל ההדף שנוצר במותו של כוכב מסיבי – בסופרנובה. תהליך s (מ-slow, איטי) הוא לכידה איטית יותר של נייטרונים, שמתרחשת בכוכבים מפותחים. תהליך r נמשך שניות, ואילו תהליך s נמשך אלפי שנים. לכידה איטית של נייטרונים מתרחשת אחרי שכוכב במסה של כ-0.8 עד 8 מסות שמש עוזב את הסדרה הראשית, בשלב שנקרא ענף הענקים האסימפטוטי. עד לפני כמה שנים חשבו שכל אחד מהתהליכים יוצר מחצית מהיסודות הכבדים מברזל.
אבל ההבנה שלנו את יצירת היסודות הכבדים התערערה בעקבות התצפית בהתנגשות של כוכבי נייטרונים במצפה גלי הכבידה LIGO. תצפיות והדמיות מחשב הראו שהתנגשות של כוכבי נייטרונים יכולה להיות מקור עשיר של יסודות כבדים, עד זהב ופלטינה. בינתיים הצטברו רמזים לכך שסופרנובות אינן "מפעלים" יעילים כל כך ליסודות כבדים כפי שחשבו. LIGO גילה עד אז התנגשויות של חורים שחורים, אבל באוגוסט 2017 הוא קלט אירוע שונה: היו לו כל הסימנים של התנגשות כוכבי נייטרונים, ובעקבותיו הגיע פרץ של קרני גמא, ואחריו זוהר מתמשך, שטלסקופים בכדור הארץ צפו בו. האסטרונומים ראו ענן של חומר רדיואקטיבי, שבהתחלה היה בגודל של עיר קטנה, אבל מכיוון שנע בכמה עשיריות ממהירות האור, הוא גדל ביום אחד לגודל של מערכת השמש. לפי ההערכות, ההתנגשות יצרה זהב ופלטינה טהורים במסה של כמה כדורי ארץ – אולי עד כעשרה! התחום עדיין משתנה, אבל כיום נראה שהתנגשויות של כוכבי נייטרונים יוצרות את רוב היסודות הכבדים ביותר ביקום.
הכוכבים דומים למפעלים, שעיסוקם העיקרי הוא יצירת יסודות כבדים מיסודות קלים. נזכיר שכוכבי סדרה ראשית משחררים כאנרגיה טהורה פחות מאחוז אחד ממסת המימן כשהם יוצרים הליום. כך גם בתגובות הגרעיניות בשלבים המאוחרים של חיי הכוכב. החום והאור שאנחנו רואים מכוכב הם רק תוצרי לוואי קטנים של תהליך ההיתוך – כמו שהחום והאור שיוצאים ממפעל אינם משקפים את מטרתו העיקרית: לבנות דברים גדולים מרכיבים קטנים. הכוכבים הם ה"מפעלים" של החומר שאנחנו רואים סביבנו. כדי להחזיר את היסודות החדשים לחלל הבין-כוכבי, הכוכבים צריכים לפלוט אותם באובדן מסה – ברוחות כוכביות, בערפיליות פלנטריות ובסופרנובות. הליבות הצפופות שנשארות מהכוכבים כולאות חומר שלעולם לא ייכלל בגז שממנו נוצר הדור הבא של הכוכבים. ננסים לבנים שומרים לעצמם את ההליום, הפחמן והחמצן שלהם, וכוכבי נייטרונים מונעים מהחומר שבליבות הברזל לחזור אי פעם לחלל הבין-כוכבי. חורים שחורים מסתוריים עוד יותר: היסודות הכבדים שלהם כלואים מאחורי אופק אירועים, שמונע מכל מידע על החומר הזה להגיע אלינו.
→ הסעיף הקודם: 13.16 מחזורים בחייהם ומותם של כוכבים | הסעיף הבא: 13.18 ענקים אדומים ←