Blog / Finnish

Keskikokoisten tähtien kohtaloon uutta tietoa beetahajoamiskokeesta Jyväskylässä

by Anu Kankainen · March 9, 2020

Tähtien elinkaari riippuu niiden koosta. Auringon kokoiset pienehköt tähdet päätyvät lopulta valkoisiksi kääpiöiksi. Massiiviset tähdet (M ≳ 10M_Aurinko) räjähtävät näyttävänä supernovana jättäen jälkeensä neutronitähden tai raskaimmissa tapauksissa mustan aukon. Väliin jäävien keskikokoisten tähtien (M ≈ 7 − 11M_Aurinko) kohtalo on kuitenkin pitkään ollut epäselvä. Tämä on yllättävää, sillä keskikokoiset tähdet ovat hyvin yleisiä. Niitä syntyy ja kuolee yhtä paljon kuin kaikkia niitä massiivisempia tähtiä yhteensä. Jyväskylän yliopiston kiihdytinlaboratoriossa äskettäin tehdyllä fluori-20 isotoopin beetahajoamista tutkivalla kokeella saatiin olennaista tietoa keskikokoisten tähtien evoluution mallintamiselle [1,2].

Keskikokoisten tähtien loppuvaiheessa niiden sisin osa koostuu happi-neon tai happi-neon-magnesium seoksesta. Sisuksen korkeassa lämpötilassa (T = 10⁸ K–10¹⁰ K) ja tiheydessä (ρ = 10⁸–10¹⁰ g cm^-3) atomit ovat täysin ionisoituneita. Ytimillä ei ole enää elektroniverhoa vaan elektronit muodostavat relativistisen Fermikaasun. Koska Paulin kieltosäännön mukaan kahdella tai useammalla elektronilla ei voi olla sama kvanttitila yhtä aikaa, tuottaa tämä niin sanottu degeneroitunut elektronikaasu paineen, joka vastustaa painovoimaa ja tähden luhistumista. Tämän paineen ja keskikokoisten tähtien kehityksen kannalta on olennaista, kuinka nopeasti sisuksessa runsaimmin esiintyvät ytimet, neon-20 ja magnesium-24 sieppaavat elektroneja. Elektronisieppaus on heikon vuorovaikutuksen prosessi, jossa atomin ydin sieppaa elektronin, ytimessä oleva protoni muuttuu neutroniksi ja samalla emittoituu elektronin neutriino. Se on siis käänteinen reaktio β^– -hajoamiselle, jossa ytimen neutroni muuttuu protoniksi ja samalla emittoituu elektroni sekä elektronin antineutriino.

Elektronisieppaukset vaikuttavat monella tapaa tähden kehitykseen. Ne vähentävät elektronien lukumäärää ja niistä johtuvaa painetta tehden supernovaräjähdyksen todennäköisemmäksi. Tällaiseksi elekronisieppaussupernovaksi on ehdotettu muun muassa vuoden 1054 supernovaa, jonka jäänne on Rapusumu. Elektronisieppaukset muuttavat myös ainetta neutronipitoisemmaksi vaikuttaen suoraan sen koostumukseen. Ehkä kaikkein tärkein vaikutus elektronisieppauksilla on kuitenkin tähden lämpötilaan. Elektronisieppaukset voivat viilentää tähteä esimerkiksi niin sanotulla Urca-prosessilla, jolla on merkittävä rooli esimerkiksi neutronitähdissä. Elektronisieppaukset voivat myös tuottaa lämpöä. Näin tapahtuu juuri neon-20 isotoopin tapauksessa keskikokoisten tähtien sisuksessa. Elektronisieppauksen myötä neon-20 isotoopista tulee fluori-20 isotooppi, joka edelleen sieppaa elektronin. Tämä johtaa happi-20 isotoopin viritystilalle, jonka energia purkautuu gammasäteilynä ja tähden sisus lämpenee. Kun lämpötila kasvaa riittävän isoksi, happi alkaa fuusioitumaan, minkä seurauksena lämpömäärä lisääntyy hallitsemattomasti. Tähti räjähtää joko kokonaan tai osittain jättäen jälkeensä kääpiötähden.

Tähden kohtalon kannalta on olennaista, ehtivätkö elektronisieppaukset kuumentaa tähden sisusta ja johtaa räjähdykseen ennen kuin tiheys ylittää kriittisen pisteen. Jos kriittinen tiheys ylitetään ennen kuumenemisesta johtuvaa räjähdystä, tähden kohtalona on supernova ja neutronitähti. Tässä vaa’ankielen asemassa on neon-20 isotoopin perustilalta fuori-20 isotoopin perustilalle tapahtuva elektronisieppaus. Se on erittäin harvinainen niin sanottu kaksinkertaisesti kielletty siirtymä, mutta se tapahtuu jo alemmissa lämpötiloissa kuin sallitut siirtymät viritystiloille. Perustilalta perustilalle tapahtuva siirtymä voi tuottaa juuri sen tarvittavan lisäenergian, joka riittää syöksemään tähden kohti hallitsematonta lämmöstä johtuvaa räjähdystä.

Jyväskylän yliopiston kiihdytinlaboratoriossa tehdyn kokeen avulla voitiin ensimmäistä kertaa kokeellisesti määrittää neon-20 perustilalta fluori-20 perustilalle tapahtuvan elektronisieppauksen nopeus. Tämä oli viimeinen puuttuva palanen, joka tarvittiin keskikokoisten tähtien sisuksessa tapahtuvien elektronisieppausten määrittämiseen. Mittauksessa tutkittiin käänteistä siirtymää eli fluori-20 isotoopin perustilan β^– -hajoamista neon-20 isotoopin perustilalle. Radioaktiiviset fluori-20 isotoopit tuotettiin K130-syklotronin kiihdyttämällä 9 MeV:n deuteronisuihkulla, joka osui bariumfluoridi-kohtioon IGISOL (Ion Guide Isotope Separator On-Line) -laitteistolla. Tuotettu fluori-20 ionisuihku ohjattiin mittauspisteeseen, jossa se pysäytettiin ohueen hiilikalvoon.

β ^– -hajoamisessa vapautuva energia jakautuu emittoituvan elektronin ja sen antineutriinon kesken. Tuloksena on jatkuva elektronispektri, jonka päätepisteen energia vastaa hajoamisessa vapautuvaa kokonaisenergiaa. Haasteena fluori-20 isotoopin perustilalta perustilalle tapahtuvan beetahajoamisen tutkimisessa on se, että noin 99,99% hajoamisista tapahtuu neon-20 isotoopin ensimmäiselle viritystilalle, joka välittömästi purkautuu 1.6 MeV gammasäteenä. Koska tämä siirtymä dominoi beetaspektriä sen päätepiste-energiaan (5.4 MeV) asti, täytyy perustilalta perustilalle tapahtuvan siirtymän voimakkuuden määrittämiseksi tutkia sitä osaa spektristä, joka sijoittuu sen yläpuolelle (5.4-7.0 MeV). Tämä tehtiin käyttäen uudelleen kunnostettua magneettista elektronispektrometriä, jota oli 1980-luvun lopulla käytetty ahkerasti elektronispektrien mittaamiseen Jyväskylässä. Spektrometrin magneettikenttää säätämällä valittiin ja ohjattiin vain kaikkein energeettisimmät elektronit kauempana olevalle muoviselle tuikeilmaisimelle, jolla fluori-20:n beetaspektrin loppuosa mitattiin.

Mittaus osoitti, että fluori-20:n perustilalta neon-20:n perustilalle tapahtuva siirtymä on odotettua voimakkaampi. Sen voimakkuutta kuvaava log ft-arvo, 10.89(11), on yksi suurimmista mitatuista arvoista tällaiselle erittäin harvinaiselle beetasiirtymälle 2⁺ ja 0⁺ tilojen välillä. Voimakas siirtymä lisää elektronisieppausten todennäköisyyttä useilla kertaluvuilla. Tällä on ratkaiseva vaikutus keskikokoisen tähden kehitykselle. Koska elektronisieppaukset tapahtuvat helpommin, lisää se lämmöntuottoa ja todennäköisyyttä sille, että tähti räjähtää joko kokonaan tai osittain jättäen jälkeensä happea, neonia ja rautaa sisältävän kääpiötähden ja himmeän tyypin Ia supernovan. Romahtaminen neutronitähdeksi ei siis vaikuta enää niin todennäköiseltä vaihtoehdolta.

Tuloksella on merkitystä myös räjähdyksessä tuotettujen alkuaineiden määrille. Räjähdyksessä ympäristöön levinnyt materiaali sisältää paljon muun muassa titaani-50, kromi-54 ja rauta-60 isotooppeja. Lähellä tapahtunut keskikokoisen tähden räjähdys voisi siten selittää esimerkiksi havaitut poikkeavat titaani- ja kromi-isotooppien suhteet joissain meteoriiteissa, tai rauta-60 isotoopin alkuperän syvien merien pohjasedimenteissä. Räjähdysmekanismin tarkempi ymmärtäminen vaatii vielä yksityiskohtaisempia mallinnuksia tähdessä tapahtuvasta konvektiosta eli lämmönvirtauksesta. Se on kuitenkin astrofyysikoiden tehtävä, ydinfyysikot ovat nyt hoitaneet oman osuutensa tässä asiassa!