W niektórych prymitywnych meteorytach znajdują się mikroskopijne ziarna węglika krzemu starsze od Układu Słonecznego. Powstały w otoczkach gwiazd, które u schyłku życia odrzucały materię w przestrzeń. Później ten pył znalazł się w obłoku, z którego uformowały się Słońce i planety. Ziarna zachowały skład izotopowy swoich macierzystych gwiazd. Można je więc potraktować jak próbki materii przysłane z odległej przeszłości. W wielu z nich występuje względny nadmiar molibdenu-94 w porównaniu z innymi izotopami molibdenu.

Skład ziaren wskazuje, że pochodzą one z niezbyt masywnych gwiazd typu AGB. W ich wnętrzach cięższe pierwiastki powstają między innymi w procesie powolnego wychwytu neutronów, zwanym procesem s. Przez około 20 lat modele nie potrafiły jednak odtworzyć obserwowanych proporcji izotopów. Powstało więc pytanie, czy przyczyną nie jest błędnie oszacowana szybkość jednej z reakcji.

Jądro niobu-93 pochłania neutron i staje się niobem-94. Ten może następnie rozpaść się promieniotwórczo, tworząc molibden-94. Może jednak pochłonąć kolejny neutron i zmienić się w niob-95. Wtedy droga omija molibden-94. O tym, ile tego izotopu ostatecznie powstanie, decyduje konkurencja między rozpadem niobu-94 a wychwytem kolejnego neutronu.

Dotychczas nie zmierzono bezpośrednio, jak łatwo niob-94 pochłania neutrony o energiach występujących we wnętrzu gwiazdy. Trzeba było polegać na obliczeniach. Nasuwało się więc proste wyjaśnienie: być może niob-94 wychwytuje neutrony znacznie wolniej, niż zakładano. Więcej jego jąder zdążyłoby się wówczas rozpaść, wytwarzając brakujący molibden-94.

Międzynarodowa współpraca n_TOF sprawdziła tę możliwość w CERN. W badaniach brali udział fizycy z Uniwersytetu Łódzkiego, a wyniki opublikowano w czasopiśmie „Physical Review Letters” (doi: 10.1103/538w-rhqb). W doświadczeniu wykorzystano radioaktywną próbkę niobu-94 oraz impulsy neutronów o różnych energiach. Pierwszy bezpośredni pomiar tej reakcji pokazał, że wcześniejsze przewidywania były zasadniczo trafne. Wychwyt neutronów nie okazał się znacznie wolniejszy, nie mógł więc sam wyjaśnić rozbieżności.

Wyjaśnienie przyniosło dopiero połączenie wyniku pomiaru z nowoczesnymi modelami gwiazd AGB, które jednocześnie opisują ich ewolucję, mieszanie materii i reakcje jądrowe. Obliczone w ten sposób proporcje izotopów zgodziły się z obserwowanymi w ziarnach. Do ich wyjaśnienia wystarcza więc proces s: nie trzeba zakładać ani dodatkowego źródła molibdenu-94, ani dużego błędu w przewidywanej szybkości wychwytu neutronów.

Jedna ważna niewiadoma pozostała. Szybkość rozpadu niobu-94 w gorącej gwiezdnej plazmie nadal znamy jedynie z przewidywań teoretycznych. Na Ziemi połowa jąder tego izotopu rozpada się dopiero po około 20 tys. lat, natomiast w temperaturze panującej w gwieździe czas ten może skrócić się do mniej niż roku. Eksperymentalne sprawdzenie tej wartości pozwoliłoby dokładniej określić, jaka część jąder niobu-94 rozpada się do molibdenu-94, a jaka wychwytuje kolejny neutron i go omija.

Trzeba jednak odróżnić skład pojedynczych ziaren od składu całego Układu Słonecznego. Proces s odpowiada tylko za niewielką część znajdującego się w nim molibdenu-94. Większość tego izotopu przypisuje się procesowi p, czyli reakcjom zachodzącym w materii rozgrzanej do miliardów stopni, często podczas eksplozji gwiazd. W takich warunkach wysokoenergetyczne promieniowanie przekształca istniejące ciężkie jądra, między innymi odrywając od nich neutrony. Nowe doświadczenie wyjaśnia więc ślad zachowany w ziarnach z gwiazd AGB, a nie pochodzenie całych zasobów molibdenu-94 w Układzie Słonecznym. (PAP)

kmp/ agt/