Ilmiö Auringossa: Litium ja beryllium katoavat

KAK – Litium (Li) ja beryllium (Be) ovat mielenkiintoisia alkuaineita, sillä niitä on syntynyt maailmankaikkeuteen alkuräjähdyksen yhteydessä lyhyen aikaa. Alkuräjähdyksen jälkeen litium ja beryllium joutuivat avaruuden kaasupilviin, josta syntyivät tähdet. Molempia alkuaineita oli edelleen jäljellä siinä vaiheessa, kun Aurinko alkoi tiivistyä kaasu- ja pölypilvessä noin 4,7 miljardia vuotta sitten. Samassa pilvessä oli jo aikaisempien tähtisukupolvien tuottamia raskaampia alkuaineita, jotka myös päätyivät Aurinkokuntaamme.

Näistä raskaimmista alkuaineista muodostuivat ainakin osaksi planeetat, kääpiöplaneetat, kuut ja kaikki muut pienkappaleet. Litiumia ja berylliumia (+ raskaampia alkuaineita) on myös Auringossa, vaikkakin vety ja helium ovat siellä hallitsevassa asemassa. Litiumia (ja berylliumia) on myös maapallolla ja se on nykypäivänä aikaisempaa tärkeämpi luonnonvara elektroniikassa ja monessa muussa teollisuuden alalla. Meille tavallisille kuluttajille litium on tutuin ehkä litiumpolymeeriakuista mobiililaitteissamme.

 

Litium-7:ssä on kolme protonia ja neljä neutronia, beryllium-8:ssa on neljä protonia ja neljä neutronia ja beryllium -9:ssä on neljä protonia ja viisi neutronia. Kuva © Kari A. Kuure.

Litiumin tarina

Prototähdeksi tiivistyvän kaasupilven lämpötila alkoi kohota. Tämä aiheutti konvektiota ja koko tiivistymisalue oli suunnilleen samassa lämpötilassa. Lopulta tiivistyminen oli kehittynyt jo siihen vaiheeseen, että prototähden ytimen lämpötila alkoi kohota, sillä konvektio ei enää ehtinyt siirtää lämpöä muualle pilven sisällä. Lopulta ydinalueen lämpötila saavutti 2,5 miljoonan Kelvinin (K) rajan, joka käynnisti ensimmäisen kerran Auringon historiassa aineen muuttumisen toiseksi. Kyseisessä lämpötilassa litiumydin (⁷Li) kaappasi protonin tuottaen kaksi helium (⁴He) ydintä. Kaavana

[1]                       ⁷₃Li + ¹₁p → ⁴₂He + ⁴₂He

Litiumin määrä kaasupilvessä ja myöhemmin Auringossa on arvioitu meteoreista tehtyjen määritysten perusteella A(Li)=3,3 dex ^[1] 10⁻⁹ suhteessa vetyyn.

Auringon tiivistyminen pääsarjan tähdeksi kesti noin 50 miljoonan vuotta ja tässä vaiheessa litiumia tuhoutui 0,7 dex verran. Tiivistymisvaiheen lopussa Auringon rakenne muuttui lähes täysin konvektiivisesta kerrokselliseksi: fuusion mahdollistava ytimen lämpötila kohosi noin 15 miljoona Kelviniin, sen ulkopuolelle muodostui säteilyvyöhyke ja uloin kerros, joka säilyi konvektiivisena. Litium tuhoutui ytimessä ja säteilyvyöhykkeellä. Pääsarjan alussa sitä oli A(Li)=2,6 dex. Sen sijaan konvektiokerros oli liian viileä litiumin reaktioille, joten tässä kerroksessa jäljellä oleva litium ei ole tuhoutunut merkittävästi.

Tällä hetkellä, Auringon ollessa pääsarjan puolivälissä, litiumia on noin A(Li)=0,96 dex, so. sadasosa alkuperäisestä määrästä, noin 10⁻¹¹ suhteessa vetyyn. Tästä eteenpäin litiumin määrä vähenee edelleen suunnilleen samalla nopeudella. Pääsarjan päättyessä ja Auringon siirtyessä alijättiläiseksi, litiumia on noin 0,5 dex (noin 10^-14 suhteessa vetyyn). Alijättiläisessä litiumina tuhoutuu edelleen ja arvioidaan, että sitä on ennen punainen jättiläinen -vaihetta noin A(Li)=0,1 dex. Tämä on jo niin pieni määrä, että voimme hyvin ajatella, että tässä vaiheessa litium on kadonnut Auringosta kokonaan.

Litiumilla on useita isotooppeja mutta vain kaksi litium-6 ja litium-7 ovat stabiileja, muiden isotooppien puoliintumisajat ovat äärimmäisen lyhyitä, joten niillä ei ole merkitystä Auringossa tapahtuvissa reaktioissa. Vaikka litium-6 on stabiili, niin sen määrä Auringossa on vain 10^-13 suhteessa vetyyn, kun litium-7 määrä oli 10^-9. Toisin sanoen, litum-6:sta on ollut niin vähän, että sillä ei ole merkitystä edellä kerrottuun.

 

Berylliumin tarina

Berylliumin tarina poikkeaa hieman litiumin tarinasta. Lähtökohtaisesti sitä oli vähemmän, prototähtivaiheen alkaessa noin A(Be)=1,44 dex, mutta sen tuhoutuminen vaatii korkeamman lämpötilan. Auringon olosuhteissa berylliumin tuhoutuminen käynnistyy, kun lämpötila on kohonnut noin 3,5 miljoonaan Kelviniin. Kaavana

[2]                       ⁹₄Be + ¹₁p → ⁶₃Li + ⁴₂He

Auringon saavuttaessa pääsarjan, berylliumia oli noin A(Be)=1,35 dex. Ja aivan samoin kuin litiumin kohdalla, berylliumin määrä vähenee edelleen. Nykyisin sitä on noin A(Be)=1,21 dex ja pääsarjan päätymisen aikoihin tulevaisuudessa, berylliumia on vain noin A(Be)=1,1 dex.

Alijättiläisvaiheessa berylliumia on noin A(Be)=0,8 dex ja Auringon ollessa punainen jättiläinen A(Be)=0,2 dex. Auringon siirtyessä horisonttihaaraan käytännössä kaikki beryllium on kadonnut.

 

Muutama sivujuonne

Kuten arvata saattaa, tässä ei vielä ollut kaikki. Berylliumilla on toinenkin isotooppi edellä käsitellyn ⁹₄Be lisäksi. Tämä isotooppi on ⁷₄Be, jonka hajoaminen tapahtuu elektronikaappauksella. Kaavana tämä on

[3]                       ⁷₄Be + e⁻ → ⁷₃Li + νₑ

Reaktiossa syntyy litiumia ja elektroninneutriino ja vapautuu jonkin verran energiaa. Prosessi tuottaa litiumia, mutta sen määrä on hyvin vähäinen, joten tätä ei yleensä tarvitse ottaa erikseen huomioon.

Eikä tässäkään vielä kaikki! Bonuksena on berylliumin tuotto Auringossa. Beryllium-7 (⁷₄Be) syntyy protoniprotoniketjun ^[2] PPII-haarassa, joka on yksi kolmesta päähaarasta, joilla Aurinko ja muut tähdet fuusioivat vetyä heliumiksi. Tässä vaiheessa tapahtuu seuraava reaktiosarja:

[4]                       ³₄He + ⁴₄He → ⁷₄Be + γ

Reaktiossa siis vapautuu sähkömagneetista säteilyä. Syntynyt beryllium-7 on radioaktiivinen ja sen puoliintumisaika on vain 56,2 vuorokautta.

Myös pp-ketjun PPIII-haarassa on mukana berylliumin-7:n reaktio, joka tuottaa berllium-8 ja se tapahtuu seuraavasti:

[5]                       ⁷₄Be + p → ⁸₄B + γ

[6]                       ⁸₄B → ⁸₄Be + e⁺ + νₑ.

Tämä reaktiokaavan 6 mukainen reaktio on hyvin harvinainen sillä vain noin 1 promille reaktioista tapahtuu tällä tavalla. Vaikka se on harvinainen, niin se on erittäin tärkeä, sillä se tuottaa elektronin neutriinon, joita havaitaan maapallolla.

Tässäpä tämä tarina litiumista ja berylliumista. Toki myös boorin kertomus olisi ollut mukava lisä näihin ilmiöihin Auringossa, mutta jääköön se tällä kertaa käsittelemättä. Palataan siihen, jos jossakin vaiheessa ilmenee tarvetta sille.

 

 

Viitaukset

[1] Dex on lyhenne sanoista "decimal exponent" ja se ilmaisee alkuaineen runsautta logaritmisella asteikolla suhteessa vetyyn.

Määritelmä:

• A(X) = log₁₀(Nₓ / Nₕ) + 12
• Nₓ = alkuaineen X atomien lukumäärä tilavuusyksikköä kohti
• Nₕ = vedyn atomien lukumäärä samassa tilavuudessa
• +12 on vakio, joka skaalaa asteikon helpommin luettavaan muotoon.

Esimerkkejä:

• A(Li) = 3.3 dex → litiumia on 10^(3,3–12) = 2 × 10⁻⁹ vedyn määrästä.
• A(Be) = 1.3 dex → berylliumia on 10^(1,3–12) = 2 × 10⁻¹¹ vedyn määrästä.

Miksi dex-asteikkoa käytetään?

• Tähtien alkuaineiden runsaudet ovat usein erittäin pieniä suhteessa vetyyn (esim. 10⁻⁹ – 10⁻¹²).
• Dex-asteikko tekee näistä luvuista helpommin vertailtavia:
• 1 dexin muutos = 10-kertainen muutos runsaudessa.
• 0.3 dexin muutos ≈ 2-kertainen muutos (koska 10^0,3 ≈ 2).

Esimerkki Auringon litiumista:

• Auringon syntyessä: A(Li) ≈ 3.3 dex (2 × 10⁻⁹ suhteessa vetyyn).
• Nykyään: A(Li) ≈ 0.96 dex (9 × 10⁻¹¹ suhteessa vetyyn).
• Ero 2.34 dex tarkoittaa, että litiumin määrä on vähentynyt noin 1/220 osaan (10^2,34 ≈ 220).

Dex-asteikko on siis kätevä tapa ilmaista pieniä pitoisuuksia ilman liian pieniä desimaalilukuja.

 

[2] Auringon energiantuotanto tapahtuu pp-ketjun fuusioilla ja reaktioilla. Kyse ei kuitenkaan ole vain yhdestä ketjusta, vaan niitä on kaikkiaan neljä erilaista.  Niiden kaikkien ketjujen alkukohta on kahden vety-ytimen (protoni) fuusio deuteroniksi

[a]                        ¹₁H + ¹₁H → ²₁D + e⁺ + νₑ + 0,42 MeV

tuloksena on siis deuteroni (D), positroni (e⁺) ja elektroninneutriino (νₑ), lisäksi vapautuu energiaa. ketju jatkuu positroninen ja elektronin annihilaatiolla

[b]                       e⁺ + e^- → 2g + 1,02 MeV

ja deuteronin fuusiolla vedyn kanssa

[c]                        ²₁D + ¹₁H → ³₂He + g + 5,49 MeV

Alkuvaiheen ketju päättyy tähän mutta jatkuu neljällä eri tavalla, joista ppI-ketju on yleisin (n. 86%), ppII-ketjun osuus on n. 14 %, ppIII-ketjun osuus on 0,11 % ja ppIV-ketju on äärimmäisen harvinainen.

PpI-ketjussa kaksi helium-3 -atomia fuusioituu heliu-4 atomiksi ja kaksi vety-ydintä (protonia) vapautuu

[d]                       ³₂He + ³₂He → ⁴₂He + 2 ¹₁H + 12,86 MeV

fuusio tapahtuu 10 –14 Kelvinin lämpötilassa

PpII-ketjussa helium-3 ja helium-4 fuusioituvat, jolloin syntyy beryllium-7 ja fotoni

[e]                       ³₂He + ⁴₂He → ⁷₄Be + g

tämän jälkeen beryllium-7 sieppaa elektronin ja jakaantuu litum-7 atomiksi elektronin neutriinoksi

[f]                        ⁷₄Be + e^- → ⁷₃Li + νₑ + 0,861 MeV/0,383 MeV

[g]                       ⁷₃Li + ¹₁H → 2 ⁴₂He

Ketju vaatii 14 – 23 miljoonan Kelvinin lämpötilan. Energia poistuu neutriinoina, joista 90 % on energialtaan 0,861 MeV ja 10 % energialtaan 0,383 MeV.

PpIII-ketjussa ja se käynnistyy samoin kuin edellisessä ppII-ketjussa

[h]                       ³₂He + ⁴₂He → ⁷₄Be + g

mutta jatkuu eri tavalla.

[i]                         ⁷₄Be + ¹₁H → ⁸₅B + g

tässä siis syntyy boori-8 radioaktiivinen atomiydin. Ketju jatkuu vielä boorin jakaantumisella

[j]                        ⁸₅B → ⁸₄Be + e⁺ + νₑ + g

[k]                       ⁸₄Be → 2 ⁴₂He

PpIII-ketju vaatii yli 23 miljoona Kelvinin lämpötilan, joten ketjun toteutuminen on erittäin harvinaista Auringossa. PpIII-ketju on mahdollinen Auringossa, sillä noin 15 miljoonan Kelvinin lämpötila edustaa hiukkasten energian mediaania. Osa hiukkasista saa hetkellisesti suuremman energian (ovat kuumempia) ja tästä syystä mahdollistaa ketjun esiintymisen.

PpIV-ketju on teoreettinen ja sitä ei tiettävästi ole havaittu koskaan Auringon olosuhteissa.

[l]                         ³₂He + ¹₁H → ⁴₂He + e⁺ + νₑ + 18,8 MeV

Jäljellä on vielä yksi ketju, joka on protoni-elektroni-protoni (pep) -ketju, joka on hyvin harvinainen

[m]                      ¹₁H + e^- + ¹₁H → ²₁D + νₑ + 1,44 MeV.

 

 

Lähteitä ja tutkimuksia

1. Litiumin ja berylliumin alkuperäinen runsaus ja varhainen evoluutio

• Yang et al. (2025): Using Lithium and Beryllium to Study Structure and Evolution of Rotating Stars
• Keskeiset tiedot:
• Auringon syntyessä litiumin runsaus oli A(Li) = 3.3 dex ja berylliumin A(Be) = 1.44 dex (meteoriteista johdettu).
• Litiumin runsaus laski voimakkaasti esipääjärjestelmävaiheessa (prototähti → pääsarja).
• Nykyinen litiumin runsaus on A(Li) = 0.96 ± 0.05 dex ja berylliumin A(Be) = 1.32 ± 0.05 dex.

 

2. Berylliumin nykyinen runsaus ja väheneminen

• Amarsi et al. (2024): The solar beryllium abundance revisited with 3D non-LTE models
• Keskeiset tiedot:
• Berylliumin nykyinen runsaus on A(Be) = 1.21 ± 0.05 dex, mikä on noin 22 ± 11 % vähemmän kuin alkuperäinen runsaus.
• Berylliumin väheneminen on hitaampaa kuin litiumin, mutta se tuhoutuu konvektiovyöhykkeen alapuolella.

 

3. Litiumin väheneminen esipääsarjavaiheessa

• Thévenin et al. (2017): Evolution of lithium abundance in the Sun and solar twins
• Keskeiset tiedot:
• Litiumin runsaus laski noin 7-kertaiseksi esipääjärjestelmävaiheessa.
• Litiumin väheneminen on voimakkainta, kun konvektiovyöhyke on syvempi ja kuumempi.

 

4. Litiumin ja berylliumin tuhoutuminen punaisessa jättiläisvaiheessa

• Charbonnel & Lagarde (2010): Prescription for the extra mixing in low-mass giant stars (A&A 519, A59)
• Keskeiset tiedot:
• Punaisessa jättiläisvaiheessa konvektiovyöhyke syvenee, ja litium sekä beryllium tuhoutuvat lähes täysin.
• Horisonttihaarassa ja AGB-vaiheessa näitä alkuaineita ei enää ole jäljellä.

 

5. Valkoisen kääpiön koostumus

• Werner & Herwig (2006): The Chemical Evolution of Hot White Dwarfs
• Keskeiset tiedot:
• Valkoisessa kääpiössä jäljellä ovat pääasiassa helium, hiili ja happi, kevyet alkuaineet (kuten litium ja beryllium) ovat tuhoutuneet.

6. Litiumin ja berylliumin kaappausreaktiot

·         Yang et al. (2025): Using Lithium and Beryllium to Study Structure and Evolution of Rotating Stars

o   Sivu 3: "The elements ⁷Li and ⁹Be are easily destroyed by energetic proton at temperatures near 2.5 × 10⁶ K and 3.5 × 10⁶ K, respectively."

·         Amarsi et al. (2024): The solar beryllium abundance revisited with 3D non-LTE models

o   Johdanto: "9Be is destroyed at temperatures of around 3.5 × 10⁶ K."

 

·         Clayton, D. D. (1968): Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis (s. 300–305).

o    Kuvataan protoniprotoniketjun haarat ja beryllium-7:n rooli.

 

·         Adelberger et al. (2011): Solar fusion cross sections II: the pp chain and CNO cycles

o    Yksityiskohtainen kuvaus protoniprotoniketjusta ja beryllium-7:n synnystä.