Az elemek keletkezése III.

A II. részben megbeszéltük, milyen magfizikai folyamatok mennek végbe az "átlagos" csillagokban, vagyis a H-R diagramm főágában tartózkodókban és a vörös óriásokban. Láttuk, hogy ezekben kialakul az elemek egy része a kezdeti hidrogénből, éppen azok az elemek, amelyek nagy gyakoriságban fordulnak elő. E befejező részben a többi elem kialakulását tárgyaljuk.

Újra hangsúlyozni szeretnénk, hogy az utolsó fejlődési szakaszokon csak nagyon kevés csillag megy végig. A többség, a Nap-tömegnél nem sokkal nagyobbak, a vörös-óriás szakasz után, a hélium égésének befejeződésekor hűlni kezdenek. Csak néhány csillag fejlődik tovább, és nem is tudjuk pontosan, hogyan. Minden esetre, van néhány, amelyik eljut abba az állapotba, hogy kialakulnak benne a vas-csúcs elemei. Ezután, mivel nincs energia-termelés a csillag közepén, folytatódik a gravitációs kontrakció, és elkezdi melegíteni a csillagot. Mi történik a további melegítéskor? 4 milliárd fokon vasból áll a mag. Nagyobb hőmérsékleten azonban eltolódik az egyensúly a hélium javára! Hiába a vas a legstabilabb mag, a túl erős kölcsönhatás miatt 10 milliárd fokon már jóval valószínűbb a hélium-állapot. Még nagyobb hőmérsékleten már szabad neutronokká és protonokká bomlana minden!

A vas héliummá alakulásához azonban sok energia kell, hiszen a vasban jut egy részecskére a legkevesebb kötési energia. Ezért ez a gravitációs kontrakció már nem melegíti tovább a csillag középső részét.

A kontrakciós energia közvetlenül a magok kötési energiájává alakul. Mivel nem indulnak meg energia-termelő magreakciók, a csillag mechanikai egyensúlya felborul. A külsőbb rétegek anyaga szinte szabadon esik befelé. A külsőbb rétegek anyagában is szabadul fel kontrakciós energia, ezért ez a része a csillagnak felmelegszik. Az összekeveredett anyag "begyullad".

A hélium égéstermékei reakcióba lépnek a közéjük került hidrogénnel:

E reakciók hőt termelnek, a hőmérséklet továbbemelkedésekor pedig neutron-termelő reakciók indulnak meg:

Még egy neutron-forrás van: a vas héliummá alakulásakor vas-atomonként 4 neutron felszabadul:

A két neutronforrás együttesen 10³³ n/cm²sec flukszust hoz létre perceken át. (A nagy reaktorokban 10¹⁴ - 10¹⁵ n/cm²sec a flukszus!)

A neutron-áram megindulásának pillanatában még sok vas van, nem alakul át mind azonnal héliummá. A vas-atommagok befogják a neutronokat, és - sorozatos befogások útján - mintegy 100 másodperc alatt kialakul az összes nehéz atommag, egészen a kaliforniumig. Ezt a felépülési folyamatot közelebbről is megvizsgáljuk, mert értékes felvilágosításokat nyújt a gyakoriságok kialakulásáról.

A neutron-befogásnak nem csak a szupernovarobbanáskor van szerepe, hanem előbb is. Ha egy csillag magjában vagy valamelyik külsőbb zónában hélium ég, és az égéstermékek közé hidrogén keveredik, sok neutron keletkezik, a már említett, Ne²⁰ + p, vagy a

reakcióval. Az ily módon szabaddá vált neutronokat a jelenlevő magok befogják. Ha ez a folyamat vörös óriásban megy végbe, a neutronok befogásával minden 50-nél kisebb atomsúlyú mag kialakulhat, azok is, amelyek a hélium égése során nem jöhetnek létre. Ilyen lassú, nem robbanásszerű neutron-termelés megindulhat olyan csillagokban is, amelyekben a vas-csúcs már kialakult, de még nem indult meg a szupernova-robbanás. Ilyenkor, a vas-csúcsban levő magokból kiindulva, kialakulnak a nehéz magok. A nehéz magok fölépülhetnek vörös óriásokban az egyensúlyi állapot bekövetkezte előtt is, ha már kezdettől fogva jelen voltak bennük a vas-csúcs elemei. Lassú neutron-befogással azonban csak akkor alakulhatnak ki az elemek, ha elég sok hélium van jelen. Van ugyanis egy "mérgező" anyag, a N¹⁴, ami leállíthatja a folyamatot, és ezt a mérget héliummal lehet "közömbösíteni".

Az N¹⁴-nek az a magfizikai érdekessége, hogy ez az egyetlen elektron-befogással szemben stabil mag, aminek exoterm az (n, p) reakciója, az

Látjuk, hogy a kettő csak az (m_n - m_p - m_e)c² tagban különbözik egymástól, ez pedig kis érték. Ezért általában, ha Q⁽¹⁾ pozitív, Q⁽²⁾ is az. Itt azonban Q⁽¹⁾ oly kevéssé pozitív, hogy Q⁽²⁾ negatív, az elektron-befogás nem jöhet létre. Mi ennek a következménye? A többi mag, ami a neutronokat (n, p) reakcióval fogyasztaná, elektron-befogással átalakul. A N¹⁴ viszont megmarad, és mivel pozitív Q-értéke miatt nagy a hatáskeresztmetszete, "eleszi" a neutronokat. Ha azonban elég sok hélium van a gázban, az N¹⁴ (α, γ) F¹⁸ reakció konkurálni tud az N¹⁴ (n, p) C¹⁴ reakcióval, és elfogyasztja a N¹⁴-et, mielőtt az elenné az összes neutront.

Nézzük meg, hogyan épülnek fel a nehéz magok a lassú és a gyors neutron-befogással. Vizsgáljuk először a lassú folyamatot. Példaként induljunk el az ón 120-as izotópjától, a lassú folyamat egyik közbenső termékétől (1. ábra). Az Sn¹²⁰ befog egy neutront, Sn¹²¹ keletkezik. Ez neutron-felesleges, béta-aktív mag, ami Sb¹²¹-gyé bomlik. Egy idő múlva ez is befog egy neutront, béta-aktív Sb¹²² lesz belőle, ami elbomlik stabil tellur-122-vé. Újabb neutron-befogás után Te¹²³, majd mivel ez stabil, Te¹²⁴ Te¹²⁵, Te¹²⁶ alakul ki. Végül megint béta-bomló mag, Te¹²⁷ jön létre. Így épülnek fel sorban a nyilakkal összekötött magok. De csak ezek!

A lassú neutron-befogás a stabil magokon át épít. Ahol közben rádioaktív mag keletkezik, az előbb elbomlik, azután folytatódik az épülés. Akkor lassú tehát a folyamat, ha a neutron-befogások közt eltelik a béta-bomláshoz szükséges idő.

A lassú folyamat egy egész sor magot nem tud kialakítani. Ilyen a rajzon pl. az Sn¹²², Te¹²⁰, Te¹²⁸, Xe¹²⁴, stb. Ezek egy része, a neutron-feleslegesek, gyorsan végbemenő neutron-befogásokkal alakulnak ki. (Ilyen az említettek közül az Sn¹²², a Te¹²⁸, általában a jobbra levők, az egyes elemek legnehezebb izotópjai.) Ezek kialakulásához az kell, hogy az egyes neutron-befogások között ne legyen idő béta-bomlásra, vagy legalábbis sokkal ritkábban szakítsa meg béta-bomlás az épülést. Az ilyen folyamat "útja" az A-Z diagrammban sokkal laposabb, mint a lassú folyamaté. Csupa instabil magon át folyik a felépülés, amelyek a neutronáram megszüntekor több béta-bomlással stabil magokká alakulnak. Azokká, amelyeket (1. rajzon) alulról fölfelé - a béta-bomlások irányába - haladva először érünk el. Vagyis éppen a neutronfelesleges stabil izotópokká.

A neutron-hiányosak semmilyen neutron-befogási folyamatban sem jöhetnek létre. Ugyanis neutron-fölösleges mag sohasem alakulhat rádioaktív bomlással neutron-hiányossá.

Az izobárok - azonos atomsúlyú, de különböző rendszámú magok - kötési energiája, ha a rendszám függvényében felrajzoljuk, egy vagy két parabolán helyezkedik el (2. rajzon). A neutron-hiányos magok a minimumtól jobbra, a neutron-feleslegesek balra vannak. Béta- (elektron- vagy pozitron-) bomlással csak a minimumig juthatunk el, mert körben energiának kell felszabadulnia. Ezért neutron-felesleges mag sohasem alakulhat magától neutron-hiányossá. Az utóbbiak létrejöttét másképpen kell majd megmagyaráznunk.

Milyen a gyakorisága a neutron-befogással keletkező izotópoknak? Nézzük először a lassú befogást. Stacionárius esetben a felépülési lánc egyes tagjainak gyakorisága fordítva arányos neutron-befogási hatáskeresztmetszetükkel. Hiszen a nagy hatáskeresztmetszetű mag gyorsan átalakul, a kis hatáskeresztmetszetűnek sokáig kell várnia, amíg elfoghat egy neutront.

Mekkora a nehéz magok neutron-befogási hatáskeresztmetszete? Azoké nagyon kicsi, amelyekben zárt neutron-héj van. Vagyis amelyekben N egyenlő valamelyik - a nehéz magok tartományába eső - mágikus számmal, 50-nel, 82-vel vagy 126-tal.

Tudjuk az atommagok héjmodelljéből,^* hogy ha egy magban a protonok vagy neutronok száma 2, 8, 20, 28, 50, 82 vagy 126, akkor annak nagy a kötési energiája. A fenti számokat nevezzük mágikus számoknak. A mágikus neutron-számú magok nem szívesen vesznek fel újabb neutront, mert ez energetikailag kedvezőtlen számukra. Ezért kicsi a neutron-befogási hatáskeresztmetszetük. Ez a magyarázata annak, hogy gyakoriak azok a magok, amelyekben N = 50, 82, vagy 126-tal. Ezek a csúcsok vannak a gyakorisági görbén, az (I. 1.) rajzon s betűvel megjelölve, ami a lassú (slow) neutron befogásra utal. A csúcsok kb. A = 80, 130, illetve 196-hoz esnek.

Kicsi a neutron befogási hatáskeresztmetszete - nagyobb a stabilitása - a páros neutron-számú izotópoknak is a páratlanokhoz képest. Ez a gyakoriságban is meglátszik, mint az első részben már említettük.

Az r betűs csúcsok a gyors (rapid) neutron befogásból származnak. Helyük A = 90, 138, illetve 208. Itt nem mágikus neutronszámú magok helyezkednek el, hanem olyanok, amelyek mágikus "szülőkből" több (8-12) béta-bomlással keletkeztek. Miért éppen ezekből van sok?

Az egymást gyorsan követő neutron befogásokat csak ritkán szakítja meg egy-egy béta-bomlás. A béta-bomlás felezési ideje viszont növekszik a neutronfölösleg növekedtével. Egyszer csah eléri a neutronbefogások közti időt. Ekkor következik egy bomlás, utána újabb befogások. Amikor azonban a befogások során mágikus neutronszámú maghoz érünk, több bomlás következik (1. rajz alsó része). Tegyük fel ugyanis, hogy elértük, mondjuk, a 82-es neutronszámot. A mag befog egy újabb neutront, de, a lezárt neutron-héj miatt, energetikailag kedvezőbb számára, ha nem a neutronok, hanem a protonok száma, nő eggyel. Ezért gyors béta-bomlás megy végbe. Újra csak 82 neutron van. Újabb neutronbefogás következik, az egész megismétlődik. Meddig ismétlődik? Addig, amíg már nagy lesz, a magban a proton-felesleg és emiatt energetikailag kedvezőbbé válik a 83, neutron befogása. Ekkor megállnak a béta-bomlások és egy sor neutron-befogás következik egymás után. Ezért a láncban sok olyan tag van, amelyikben 82 (vagy 50, 126) neutron van. A neutronáram megszüntekor éppen meglevő ilyen neutronszámú magok az r betűs csúcsokba tartozó izotópokká bomlanak.

Melyik elemig jutunk el neutron-befogással?
A lassú felépülés a stabil magokon át halad, ki-kilépve béta-bomló magokra (3. rajz.). Ilyen módon elérünk a Po²¹⁰-es maghoz. Ez alfa-bomló, felezési ideje 138 nap. Ha egy újabb neutron befogása előtt elbomlik, Pb²⁰⁶ lesz belőle. Ha nem, befog egy neutront, Po²¹¹ jön létre, ami már 25 másodpere alatt Pb²⁰⁹-é lesz alfa-bomlással. De ha a 25 másodperc letelte előtt befogna esetleg egy neutront és Po²¹²-vé alakulna, akkor meg 3 tízezred másodperc alatt Pb²⁰⁸ lesz belőle. Sehogy sem tudunk tovább menni, az alfa-bomlás megállít. Az utolsó elem, ami ilyen módon kialakulhat, az ólom. Legnagyobb gyakoriságban a izotóp fordul elő, ami, mint látjuk, kétszeresen mágikus, 82 protonból, 126 neutronból álló, igen nagy stabilitású mag.

A gyors neutronbefogás jóval a stabilitási vonal alatt halad, béta-bomló izotópokon keresztül. Alfa-bomlás nem állítja meg, mert ezek a magok, proton-hiányuk miatt, alfa-részt nem tudnak kibocsátani. A béta-bomlások felezési ideje pedig ebben a tartományban, a 126-os neutronszám felett, nem csökken le annyira, hogy leállíthatná a felépülést. Azonban a nehéz magok spontán széthasadnak két közepes nagyságú magra. Az urán tájékán 10¹³ - 10¹⁷ év a spontán hasadás felezési ideje. Ez azonban rohamosan csökken. Amikor elérjük a 100 körüli rendszámokat, már olyan kicsi, hogy a magok kettéhasadnak, mielőtt újabb neutront foghatnának be. A hasadási termékek persze újra épülni kezdenek, és így körforgás alakul ki. A legnehezebb elem, ami létre tud jönni, a 98-as rendszámú kalifornium 254-es izotópja. Keletkezik még jelentős mennyiségű Cf²⁵² is. A Cf²⁵⁴ felezési ideje 55 nap, a Cf²⁵²-é 800 nap.

Mi bizonyítja, hogy ezek a folyamatok valóban végbemennek egyes csillagokban?

A hidrogén-égés és a hélium-égés szakaszában jól számíthatók a folyamatok. A későbbiek azonban egyre bizonytalanabbak. Ezért igen értékes minden adat, ami egy-egy feltételezett folyamat tényleges jelenlétét bizonyítja. Ilyen adatokat főleg a csillagok összetételének spektroszkópiai vizsgálatával szerezhetünk. A lassú neutron-befogás lefolyását bizonyítja, hogy bizonyos típusú óriáscsillagokban (pl. az S színképtípusúakban, vagy a "szén-csillagokban") igen erősen kiemelkednek a gyakorisági görbében a mágikus N-csúcsok, de hiányoznak az r-folyamatnak megfelelők. A legerősebb bizonyíték azonban a technécium jelenléte egyes vörös óriásokban. A technécium minden izotópja radióaktív, a leghosszabb élettartamú 2·10⁵ év felezési idejű. Ez az izotóp, a Te⁹⁹, a lassú neutron-befogási lánc egyik tagja. Azoknak a csillagoknak az életkora, amiknek spektrumában a technécium vonalait megtalálták, 10 000-szer nagyobb a Te felezési idejénél. Tehát mostani technécium-tartalmuk nem származhat eredeti anyagukból. Azt kell mondanunk, hogy az ilyen csillagokban most folyik a nehéz elemek felépülése.

Még érdekesebb bizonyíték van arra, hogy a gyors neutronbefogás is végbemegy egyes esetekben. 1937-ben lángolt fel az I. C. 4182 számú szupernova. Látszólagos fényessége a maximumban mintegy 8 magnitudó volt, ezért fényének csökkenését éveken át meg lehetett figyelni. Azt találták, hogy - kezdeti erős csökkenés után - egyenletesen csökkent a fényerőssége, olyan ütemben, ami 55 napos felezési idejű exponenciális intenzitás-csökkenésnek felel meg. Az egyezés a Cf²⁵⁴ felezési idejével igen feltűnő. Hogy itt valóban a Cf²⁵⁴ jelenlétéről van szó és az egyezés nem véletlen, azt az bizonyítja, hogy a Bikini-szigeteknél végzett hidrogénbomba-robbantások alkalmával is létrejött Cf²⁵⁴ az igen nagy neutron-flukszus hatására. Azt mondhatjuk tehát, hogy ennek a szupernovának a kisugárzott energiáját a gyors neutron-befogással keletkezett Cf²⁵⁴ bomlása fedezi.

Az I. C. 4182-ről készült fényképfelvételek néhány évvel ezelőtti felülvizsgálásakor rájöttek, hogy a fénygörbe kis fényességű szakaszát korrigálni kell, mert az első feldolgozáskor nem vettek figyelembe minden szükséges korrekciót. Az új fénygörbe ellaposodik, nem csökken olyan gyorsan, mint a régebbi. Első pillanatban úgy látszik, mintha ez zavarná azt a hipotézist, hogy a kalifornium bomlása szolgáltatja az energiát. De ez nem így van. Inkább alátámasztja. Ugyanis láttuk, hogy Cf²⁵²-nek is kell keletkeznie, elég jelentős mennyiségben. Mivel pedig ennek a felezési ideje mintegy 800 nap, a Cf²⁵⁴-é pedig csak 55, 500-1000 nap után már jelentősen megnő az előbbinek a sugárzása az utóbbiéhoz viszonyítva. Ez pedig éppen azt jelenti, hogy a fényesség lassabban kell csökkenjen.

Nem beszéltünk még arról, hogy hogyan keletkezik a D, Li, Be és a B, és arról sem, hogy hogyan keletkeznek a neutronhiányos magok. Az előzőkről láttuk, hogy ha jelen is voltak valamelyik csillagban, fejlődésének legelején elégtek. Az utóbbiakról pedig megmutattuk, hogy a neutronbefogással történő építkezés során nem jöhetnek létre.

Létrejöhetnek viszont akkor, ha - például gyors neutronbefogással keletkezett - nehezebb magok forró hidrogén közé kerülnek. Itt ekkor (p, γ) reakciók létrehozhatják őket. Ez bekövetkezhet szupernovák robbanása közben, amikor a már kialakult nehezebb magokat a robbanás belekeveri a csillag külső részén levő hidrogénbe. Mive1 az anyagnak csak kis része jut ide, érthető ezek kis gyakorisága. Az (I. 1.) rajzon a p betűs ágban vannak ezek a magok.

A még hiányzó könnyű elemek a csillagok felületén alakulhatnak ki. Főleg olyan csillagokban, amelyeknek erős mágneses tere van. Ha egy csillag felületén valahol változik a mágneses tér erőssége, akkor, ugyanolyan módon, mint a laboratóriumi gyorsítókban, C, N, O és más atomok gyorsulhatnak fel több száz MeV energiára. A felgyorsult magok egymásnak ütközve a legkülönbözőbb reakciókat hozzák létre. Ezekben a reakciókban az összes könnyű elem ki tud alakulni. Mivel azonban a megfelelő mágneses térrel rendelkező csillagok száma kicsi, és azokon is viszonylag kevés számú mag alakulhat ki ilyen módon, ezen elemek gyakorisága nagyon kicsi.

Tekintsük át most röviden a különböző magok kialakulásának módjait.
1. hidrogén: ez volt kezdetben.
2. hélium: a hidrogén "égésterméke", a főágbeli csillagokban alakul ki.
3. D, Li, Be, B: egyes mágneses csillagok felületén keletkeznek más könnyű elemekből.
4. C, O, Ne, Na, Mg: a hélium égéstermékei, vörös óriásokban alakulnak ki.
5. nehezebb "alfa-magok": a hélium égéstermékeinek egymásközti reakcióiból, forróbb vörös óriásokban.
6. vas-csúcs: egyensúly beálltakor, igen nagy hőmérsékleten, a szupernova-robbanást megelőző szakaszban.
7. egyéb, vasnál könnyebb elemek: lassú neutron-befogással, vörös óriásokban.
8. a nehéz magok egyik része: lassú neutron-befogással.
9. a nehéz magok másik része: gyors neutron-befogással, szupernova-robbanáskor.
10. neutronhiányos elemek: hidrogén beépülésével, szupernovák külső részén.

Láthatjuk, hogy minden mag kialakulását meg tudjuk magyarázni. Nem csak létezésüket, hanem arányukat is! A 2. és 4. csoportba tartozó magok minden csillagban létrejönnek, mert - talán az egészen kicsiket kivéve -, a vörös óriás állapotig minden csillag eljut. Ezért ezekből az elemekből nagyon sok van. A 7. csoportbeliek nincsenek sokan, mert egy nem túl hatékony folyamat hozza létre őket a 4. csoportba tartozó elemekből. A 3. és 10. csoport egészen különleges körülmények között alakulhat csak ki, ezért igen-igen kevés van belőlük. Az 5. csoportba tartozók csak azokban a csillagokban jönnek létre, amelyek a vörös óriás állapot után elindulnak a szupernovává válás útján. Ezért ezekből nincs sok. A 6. csoport a vas-csúcs. E fölött erősen lecsökken a gyakoriság, mert a nagyobb atomsúlyúak, a 8. és 9. csoport tagjai, az ide tartozó magokból jönnek létre, de nem minden csillagban bekövetkező folyamattal.

Az egyes csoportok gyakoriságának elméleti aránya tehát megegyezik a tapasztalatival. Azt viszont már láttuk, hogy a csoportokon belül az elmélet a helyes arányokat szolgáltatja.

Mi tette lehetővé, hogy csillagokban lezajló reakciókkal minden elem kialakulását megmagyarázzuk?

A döntő lépés az volt, hogy a magfizikai kutatások bebizonyították a 3 folyamat lehetőségét, E nélkül a hidrogén-égés után nem indulhatna meg a további fejlődés. A másik nagyon fontos magfizikai eredmény a csillagok neutronforrásainak a felfedezése volt, ami a lassú és gyors neutron-befogással való felépülés lehetőségének a felismerésére vezetett.

A csillagászat részéről az volt nagyon lényeges, hogy kimutatták: különböző típusú csillagok között nagy különbségek vannak összetételükben (nehéz elem-könnyű elem arány, H-C arány, stb.). Ez tette lehetővé a csillagok fejlődési sorának összeállítását.

Nem lehet azonban azt mondani, hogy teljesen problémamentes, lezárt elméletről van szó. Azt már említettük az I. részben, hogy a csillagok fejlődési sorba állítása elég bizonytalan. Problématikus a csillagok belsejének összetétele is. Nem tudjuk ugyanis, hogy milyen mérvű keveredés van a csillagokban, megfigyelni viszont csah a felületüket tudjuk.

Sok problémát okoz az elméleti számításokban szereplő magfizikai paraméterek bizonytalansága. Pontosabban kellene ismernünk a szereplő reakciók hatáskeresztmetszetének energia-függését kis energiákon. Fontos lenne a számításokhoz szükséges magspektroszkópiai adatok pontosabb meghatározása is. Mérni kellene a Napról a Földre jutó neutrino-sugárzást.

A csillagászok számára feladott problémák elsősorban spektroszkópiai jellegűek. Láttuk, hogy meggondolásainkban mindig meghatározott izotópok szerepeltek, nem pedig elemek. Ezért nagyon fontos volna a spektrumokból az egyes izotópok arányát meghatározni. Ez azonban a mai technika mellett szinte lehetetlen.

Csak egy példát mondunk arra, hogy az izotópgyakoriságok mennyivel többet mondanak a keletkezési mechanizmusról, mint az elemek gyakorisága. A nehéz elemek izotópjainak egyik része csak a gyors, másik része pedig csak a lassú neutron-befogással alakulhatott ki. Ha meg tudnánk határozni egyes csillagokban az ilyen izotópok arányát, el lehetne dönteni, hogy ott a két folyamat relatív intenzitása mekkora volt. E téren sokat segíthetnek a mesterséges holdak. A légkörön kívül felvett spektrumokból többet lehet majd kiolvasni, mint a Föld felszínén készítettekből.

Probléma van tehát bőségesen. De érdemes ezekkel a problémákkal foglalkozni. Nem csak azért, mert megoldásuk révén a természetnek talán legizgalmasabb műhelyébe pillanthatunk be, bár ez magában is elég volna. Azonban azért is érdemes foglalkozni velük, mert más területek problémáinak a megválaszolását is elősegítik. Azt már láttuk, hogy a földi élet korára korlátot kapunk. De mást is említhetünk. Pl. az uránizotópok számított és mért arányának összehasonlításával meg lehetett állapítani, hogy a Földön található urán idősebb a Naprendszernél. Ennek a ténynek messzemenő következményei vannak a Naprendszer keletkezését illetően.

A világ jelenségei mind összefüggnek egymással. Mégis, a világ leírását magfizikára, csillagászatra, és még egy sor más tudományágra osztjuk. Fő törekvésünk, hogy egyre több összefüggést találjunk a különböző jelenség-csoportok és tudományágak között. Úgy hisszük, hogy a mikrovilág és a csillagok világa közti összefüggés feltárása, annak megismerése, hogy miként vezérlik magfizikai törvények a csillagok fejlődését, és másrészt mint működnek közre a csillagok, az általuk teremtett rendkívüli feltételekkel, a magok létrehozásában, lényeges lépéssel visz közelebb minket az egységes fizikai világkép kialakításában.

A cikk I. része
A cikk II. része
Pócs Lajos
Központi Fizikai Kutató Intézet