Kui puulõhkujalt küsida, kust ta kirves on pärit, siis vastab ta: “Poest muidugi!” Lähemal küsitlusel möönab ta, et kirve metall pärineb rauamaagist, mis toodi kaevandusest. Õige jah, aga kuidas siis rauamaak maa alla sattus? Nüüd peab kukalt kratsima ja lõpuks tunnistama, et “eks teda siis sinna pandi kui maailm loodi”. Vastus on suures laastus tõsi, kuid sedavõrd üldine, et ei aita palju. Teiste sõnadega on tunnistatud, et “ma ei tea”.
Probleem väärib lähemat vaatlust, sest ta on ulatuslikum kui vaid kirve saamislugu.
Kust näiteks tulid meie kuldsed sõrmused, hõbedased kahvlid, vasksed traadid, rääkimata eluks nii vajalikust hapnikust, süsinikust ja muudest ainetest?
Alustame gümnaasiumis õpitud keemiliste elementide tabeliga milles oli 92 liiget. See algas vesinikuga (aatomnumber #1) ja lõppes uraaniga (#92). Nende vahel on kõik meile tuntud metallid. Toatemperatuuri juures on enamus elemente tahked ained, paljud on gaasilised, paar on isegi vedelad – broom (#35) ja elavhõbe (#80). Elemendid polooniumist (#84) ülespoole kuni uraanini on looduslikult radioaktiivsed ja lagunevad ajaga stabiilseteks, madalama aatomnumbriga elementideks. Lugeja vahest märkab, et tarvitan elementide koguarvu (92) kohta sõna “oli”. Seda seepärast, et tänaseks on aatomteaduse abil loodud hulk uusi, kunstlikke elemente, mida looduses ei leidu. Tuntuim neist uutest on plutoonium (#94), kuid aatomnumbri poolest on jõutud juba 110 ligidale. See on aga eri peatükk, mida ma siin ei vaatle. Läheme tagasi looduslike elementide tekkimisloo juurde. Teatavasti sai universum alguse umbes 13.7 miljardit aastat tagasi toimunud nn. Suurest Paugust. Viimane polnud tavaline plahvatus juba olemasolevas ruumis, vaid kosmoloogiline mõiste, mille järgi nii aine kui ruum ise said plahvatuslikult alguse üliväikesest, ülitihedast, ülikuumast punktist. Siit peale paisus maailmaruum pidevalt ja paisub ka praegu edasi. Raske on seda piltlikult ette kujutada, kuid nii ta oli ja on.
Suure Paugu detailid jätan ma kõrvale. On oluline tähele panna, et u. 300,000 aastat hiljem, kui universumi temperatuur oli langenud 3000 kraadi ligidale ja said tekkida stabiilsed aatomituumad, koosnes universum u. 75% vesinikust ja 25% heeliumist. Gaas polnud aga ühtlase tihedusega. Kohtadesse, kus gaasi tihedus oli suurem, kogunes gravitatsiooni mõjul uut gaasi juurde, mille tõttu veelgi suurenes sealse massi külgetõmbejõud ja tihenes gaasimass.
Nii tõmbusid kokku sadade miljonite aastate jooksul hiiglaslikud gaasipilved, mille tsentrumis valitses mitte ainult kõrge surve, vaid (viimase tõttu) ka kõrge temperatuur. Kui temperatuur jõudis u. 10 miljoni kraadini, käivitus vesinikupilves termonukleaarreaktsioon – sama, mis toimub Päikese südames ja vesinikpommi plahvatusel. Vaatleme seisundit lähemalt. Vesiniku aatom koosneb ühest positiivse elektrilaenguga prootonist ja selle ümber tiirlevast (negatiivsest) elektronist. Kuna sama märgiga laengud teineteist eemale tõukavad, siis on tavalistes tingimustes võimatu kahte prootonit kokku lükata ja sel viisil uut elementi ehitada. Vastandlik tõukejõud on liiga tugev. Aga kõrge temperatuuri juures on prootonite kineetiline energia sedavõrd suur, et ületatakse takistus ning aatomituuma piirides avalduv eriline jõud, nn. tugev mõju, seob kaks prootonit üheks aatomituumaks. Mis on kahe prootoniga element? Heelium! Sellega on üks element muudetud teiseks – samm, mida keemilisel teel iial ei saaks teha.
Kuna ühinemise juures vabaneb hiiglaslik hulk energiat, siis siit peale kulgeb nukleaarreaktsioon omal jõul ning vesinik muutub pidevalt heeliumiks. Väliselt näeme, et on hiilgama löönud uus täht! Meie Päike on säranud nii ligi viis miljardit aastat; siiski on ainult pool tema esialgsest vesinikutagavarast ära tarvitatud. Tähtedel on pikk eluiga.
Kord aga lõpeb tähe tuumas vesinik ja kustub reaktsioon. Täht tõmbub kokku, surve ja temperatuur südamikus tõusevad. Kui jõutakse 100 miljoni kraadini, algab heeliumireaktsioon, kus kaks heeliumituuma (neli prootonit!) ühinevad. Tagajärjeks on element berüllium. Analoogsete reaktsioonide ja veelgi suurema kuumuse kaudu ehitatakse üles süsinik ja hapnik. Siin jääb meie Päikese puhul areng seisma, sest Päikese mass on liiga väike, et saavutada järgmiseks astmeks vajalikku temperatuuri (vähemalt 600 miljonit kraadi!).
Suure massiga tähtedes aga kulgevad tuumareaktsioonid edasi, kuni on sünteesitud kõik elemendid kuni rauani (#26). Raua aatomituum on kõige stabiilsem ja areng siit sellisel kujul edasi ei lähe. Kui rauda on küllalt kogunenud, vaibub tähes tuumareaktsioon. See kujuneb tähele ülimalt saatuslikuks! Täht hakkab sissepoole kokku varisema ja mõne sekundi vältel toimub kolossaalne plahvatus, mis tähe purustab – teaduslikus keeles tuumakollaps supernoova. Tähe materjal paiskub tolmu ja gaasina maailmaruumi laiali. Mitu päeva võib plahvatava tähe heledus ületada teiste tähtede heleduste summa! See on üks suuremaid katastroofe universumis. Sarnast supernoovat nähti meie Linnutee galaktikas aastatel 1054 ja 1572. Nad olid nähtavad isegi päeval. Teistes galaktikates esineb neid samuti.
Mis saab edasi? Lugejal on õigus, kui ta arvab, et supernoova jäätmed tarvitatakse uute tähtede ja nende planeetide ehitusmaterjaliks. Just nii see on, sest eelmainitud tsükkel kordub aegade jooksul. Sealjuures rikastab iga tähegeneratsiooni surm kosmilist toormaterjali uute elementidega. Sellest jääkmaterjalist on tehtud ka meie Päikesesüsteem ja nüüd tohiks olla selge, kust pärineb rauamaak, alumiinium, hapnik, süsinik jne. Aga – puuduvad veel kuld, hõbe, tina, raadium, uraan jne. Kuidas need saadi? Neidki tootis supernoova plahvatus, kuid keerulisema nukleaar-sünteesi kaudu.
Kokkuvõttes siis: kui vesinikku ja heeliumit välja jätta, peame iga muu aatomi olemasolu eest tänama iidseid supernoova plahvatusi. Kas pole huvitav?
Raul Pettai
Kasutatud kirjandus:
Heino Eelsalu, “Astro-noomialeksikon”, Eesti Entsüklopeediakirjastus, 1996.
Richard Morris, “The Universe, The Eleventh Dimension and Everything”, 1999.
Heikki Oja, “Põhjanael; Retk tähtede maailma”, kirjastus Valgus, 2001.
John Emsley, “Nature’s Building Blocks, An A-Z Guide to the Elements”, Oxford University Press, 2001.
Chaisson and McMillan, “Astronomy Today”, Prentice Hall, 2002.
James S. Dunlop, “The Cosmic History of Star Formation”, ajakiri “Science”, juuli 2011.
