Jaderná energetika, vývoj Galaxie a mimozemské civilizace

Ať se nám to líbí nebo ne, radioaktivita a jaderné reakce patří k přírodním jevům, bez nichž by naše existence nebyla vůbec myslitelná. Nejenom že nám vyrábějí elektřinu v Temelíně a Dukovanech, bez ní bychom se už nějak obešli. Dodávají ale energii také hvězdám (v podobě fúze) a planetám (v podobě radiogenního ohřevu jejich niter). Kdybychom z nitra naší Země odstranili všechny radioaktivní prvky, změnila by se záhy v mrtvé těleso, na němž by nemohl existovat žádný život.

Je nabíledni, že přítomnost nebo absence radioaktivních prvků musí být stejně důležitá i v jiných hvězdných systémech – bude rozhodovat o podobě planet a jejich geologické činnosti, o podmínkách pro rozvoj života, a pokud tam někde existují jiné technologické civilizace, ovlivní tento faktor jejich rozvoj a možná i konečný osud. Navzdory tomu se tomuto parametru věnuje mezi astrobiology jen velmi málo pozornosti.

Spontánní radioaktivitu často přehlížíme. Mnoho lidí vůbec netuší, že existuje, natož že má nějaký význam, běžné je přesvědčení, že před zavedením jaderných pum a reaktorů žádná radioaktivita ani nebyla. Ale i ti poučenější ji mnohdy prostě považují za danou věc, která tu byla, je a bude, a není důvod se jí zabývat.

Na úvod jistě neuškodí malý výčet, v čem všem mají radioaktivní izotopy vlastně prsty. Vyskytují prakticky ve všech materiálech, s nimiž přicházíme do styku. Bez nich bychom tu zcela jistě nebyli – kdyby nitro Země neobsahovalo pomalu se rozpadající uran, thorium a radioaktivní draslík ⁴⁰K, které mu poskytují stabilní zdroj tepla, byla by naše planeta jen chladnou hroudou kamene bez geologické činnosti, která by nedokázala obnovovat atmosféru ani generovat magnetické pole. Život by na ní buď nikdy nevznkl, nebo by nuzně živořil.

Přirozené radioizotopy jsou zajímavé i pro biologii. Nejzjevnější je důsledek nepřímý – pohánějí geologickou aktivitu, která je neodmyslitelným rysem obyvatelné planety. Teplo z hlubin pohání sopky, a jejich prostřednictvím doplňuje do atmosféry nové a nové plyny. Desková tektonika recykluje staré horniny a nahrazuje je novými, plnými minerálních živin. Pro mnoho organismů je geologické teplo přímým zdrojem obživy, to jsou třeba obyvatelé hlubokomořských zřídel a hlubin zemské kůry.

Některé bakterie žijící v horninách mají k radioaktivitě ještě intimnější vztah – konzumují sloučeniny vzniklé radiolýzou. Když se rozpadne těžké jádro, například uranu, uvolněná energie rozbije okolní molekuly na kousky, např. vodu na vodík a kyslík. Mikrobi mohou spotřebovávat právě tyto produkty. U jednoho druhu hub bylo dokonce zaznamenáno, že dokáže přímo zachycovat energii ionizujícího záření a využít ji jako doplněk svého metabolismu (Dadachova a kol, 2007).

Jak se všeobecně ví, úroveň přirozené radioaktivity například ovlivňuje množství mutací v živé hmotě. Neplatí ovšem zjednodušená představa, že v radioaktivním prostředí rychleji probíhá evoluce, jak se snaží tvrdit někteří popularizátoři a sci-fi autoři! Evoluce sice s mutacemi pracuje, je to doslova „materiál“ pro její biologické experimenty, ale ani tady neplatí, že čím více materiálu, tím lepší výsledky. K průběhu evoluce bohatě stačí velmi nízké množství mutací, zvýšení jejich počtu sice může organismy poškodit nebo zahubit, ale nemusí vždy zvýšit jejich přizpůsobivost. Mutace rozhodně nejsou automatickou reakcí na ionizující záření nebo jiné mutageny – organismy se jim totiž aktivně brání a odstraňují je, takže se projeví jen ty mutace, které opravný aparát „přehlédne“. Organismy v praxi zřejmě vylaďují důkladnost svých opatření chráních je před mutacemi tak, aby množství „uniknuvších“ mutací ještě postačovalo k hladkému průběhu evoluce, ale neohrožovalo jejich životaschopnost. Různá přirozená míra radioaktivity různých planet proto neovlivní rychlost evoluce jejich domorodých obyvatel. Jiná věc mohou být nepůvodní a nepřizpůsobení tvorové, které už nezvykle nízká nebo vysoká míra radioaktivity ovlivnit může.

V neposlední řadě jsou radioizotopy extrémně zajímavé pro kosmické civilizace – lze je totiž využít jako palivo pro jaderné reaktory, nukleární kosmické lodě anebo materiál pro stavbu atomových bomb.

Jaderné nálože mohou nejen ničit, ale také sloužit. Představují totiž ďábelsky efektivní způsob pohonu kosmických lodí – je to jediný známý způsob, jakým bychom dokázali dopravit kosmickou loď do jiné hvězdné soustavy v relativně přijatelném čase (několik stovek let) i bez použití dosud neexistující technologie. Zdroj: Autor

Pokud se jednotlivé planetární soustavy liší v zastoupení spontánně radioaktivních prvků, mělo by to samozřejmě závažné důsledky. Méně radioaktivní planety by projevovaly méně intenzivní geologickou činnost a rychleji by vychladly, a naopak. Lišily by se podmínky pro živé organismy i rozvoj technických civilizací. Na světech s velkým množstvím radioizotopů by dokonce mohly existovat přirozeně vzniklé jaderné reaktory… A tím samozřejmě výčet zdaleka nekončí. Jak to tedy s radioizotopy vypadá v našem kosmu, ve všech čtyřech dimenzích – v čase i v prostoru?

Původ těžkých prvků

Těžké prvky vznikají při procesu nukleosyntézy. Vodík, hélium a malé množství lithia jsou naším dědictvím po Velkém třesku, vše ostatní se zrodilo až v nitrech hvězd. Jaderná fůze ve hvězdách slučuje lehké prvky na těžší. Konečnou zastávkou je železo (a prvky jemu blízké), které je energeticky nejvýhodnějším jádrem – jeho fúzí ani rozkladem nelze žádnou energii získat.

V přírodě ale pozorujeme i prvky výrazně těžší než železo. Odkud se potom vzaly? Jejich zdrojem nebyly „normálně“ fungující hvězdy, ale hvězdy zanikající. V jejich jádrech jsou generovány volné neutrony a protony, které se srážejí s atomovými jádry za vzniku prvků ještě těžších. Tento proces sice nevytváří žádnou další energii, ale zato činí náš Vesmír bohatším na mnohé důležité elementy.

Rozlišujeme přitom s-proces (pomalý záchyt neutronů), k němuž dochází patrně ve starých hvězdách náležejících k asymptotické větvi obrů, a r-proces (rychlý záchyt neutronů), k němuž dochází při gravitačním zhroucení masivních hvězd do podoby neutronových hvězd či černých děr, což je doprovázeno supernovou typu II. Právě r-proces vytváří ta úplně nejtěžší jádra, například kovy vzácných zemin (k nimž patří třeba europium) a radioaktivní štěpitelné prvky, jako je uran nebo thorium.

Případ Země

Soustředíme-li se na naši vlastní planetu a vydáme-li se po časové ose do minulosti, dočkáme se nejednoho překvapení. Minulost byla totiž nejen divoká, ale také… radioaktivní!

Víme, že radioizotopy se samy od sebe stálým tempem rozpadají. Každý z nich má svůj poločas rozpadu, podle nějž můžeme snadno dopočítat, jak se bude jeho množství s časem snižovat. Rychlost rozpadu přitom za normálních okolností nijak nezávisí na teplotě, tlaku ani jiných vnějších podmínkách. Pokud předpokládáme, že na Zemi po jejím zformování odnikud nepřibylo významnější množství materiálu, což je víceméně pravda, můžeme si představit, že naše planeta se zrodila s určitým daným množstvím radioizotopů, které díky přirozenému rozpadu postupně klesalo až k dnešní hodnotě. Logika nás dále dovádí k tomu, že mladá Země měla radioizotopů více, panovala na ní vyšší radioaktivita a díky tomu v jejím nitru vznikalo i více tepla, geologická činnost tedy byla silnější.

Vezměme si třeba nejvýznamnější radioizotop – štěpitelný uran ²³⁵U, který pohání naše jaderné elektrárny. Rozpadá se s poločasem 700 miliónů let. Stabilnější a pro jadernou energetiku prozatím přímo nevyužitelný izotop ²³⁸U se rozpadá s poločasem 4,468 miliardy let. Dnes představuje štěpitelný uran jen asi 0,7% veškerého uranu. Pro pohon reaktorů potřebujeme ovšem kvalitnější materiál, tzv. obohacený uran, kde je podíl tohoto izotopu uměle (a dost pracně) zvyšován (na 1 – 20%) a pro výrobu bomb je nutný ještě důkladněji obohacený uran.

Vzhledem k neúprosným zákonům radioaktivního rozpadu se však nemůžeme vyhnout závěru, že dříve bylo jednak uranu celkově více, jednak mnohem větší podíl připadal na štěpitelný izotop. Výpočet ukáže, že před dvěma miliardami let bylo na Zemi zhruba o 50% více uranu, a ²³⁵U z toho činil asi 4% (viz tabulka). To už je podle našich měřítek slušně obohacený uran, použitelný pro jaderné elektrárny, tehdy se ale vyskytoval volně v přírodě! A nejenže se vyskytoval – v africkém Oklo (Gabon) byla nalezena ložiska uranové rudy právě z tohoto období, kde se nahromadilo tolik uranu, že tam svého času probíhala přirozená jaderná reakce! V té době samozřejmě neexistovaly složitější organismy, které by si mohly stěžovat na „jadernou hrozbu“, mikrobi, kteří tehdy oživovali planetu, jsou proti radiaci dost odolní, takže ke stížnostem asi ani neměli důvod.

Před čtyřmi miliardami let to muselo být ještě zajímavější – lehce štěpitelného izotopu tehdy bylo v přírodním uranu dokonce 20%, což už odpovídá materiálu, z něhož lze postavit atomovou bombu. Je možné, že tehdy docházelo nejen ke vzniku přírodních reaktorů, ale i přirozeným nukleárním explozím – bohužel z té doby nemáme žádné geologické památky, které by mohly takové katastrofy dokládat. Podle jedné kontroverzní teorie mohl jeden takový obří nukleární výbuch rozervat celou planetu a zplodit Měsíc!

Předpokládá se, že těžké prvky ve Sluneční soustavě se datují zpět do doby před cca 6,5 miliardami let, kdy vybuchla supernova – v ní vzniklo dokonce 1,65x více uranu ²³⁵U než ²³⁸U. Ve skutečnosti však nešlo o jedinou supernovu, ale o více supernov v různých dobách, proto „naše“ těžké prvky nejsou jednotného původu (zdroj).

Tabulka ukazuje, jak se měnilo zastoupení dvou hlavních izotopů uranu během historie Země. Zaneseny jsou jednak změny v množství obou izotopů (jednotky jsou arbitrární, počáteční množství 238U stanoveno jako 100), jednak relativní podíl štěpitelného uranu (vpravo)

Co nám tato cesta do minulosti ukazuje? Přinejmenším to, že množství přirozeně se vyskytujících se radioizotopů může být v principu mnohonásobně vyšší, než na jaké jsme zvyklí z hornin, z nichž je dnes dobýváme. Kdybychom žili na planetě podobné Zemi před 2 miliardami let, měli bychom cestu k jaderné energetice mnohem jednodušší.

Existují i v současném vesmíru planety radioizotopově chudé a bohaté?

Naši hvězdní sousedé a těžké prvky

U hvězd obyčejně stanovujeme metalicitu, obsah těžších prvků oproti Slunci. Často je vyjadřována jako poměr železa ku vodíku, [Fe/H]. Protože víme, že na počátku byl jen vodík a hélium, a během doby, jak se hvězdy rodily a umíraly, vznikalo čím dál více prvků těžších, nemůže nás překvapit, že metalicita hvězd během života Galaxie postupně stoupala. Staré hvězdy v periferních oblastech (galaktické halo) se rodily v době, kdy bylo těžkých prvků málo, naopak dnes se rodící hvězdy jich mají více než Slunce.

Řekli jsme si ale, že různé skupiny těžších prvků vznikají různými způsoby. Proto je logické, že u různých hvězd se bude zastoupení různých prvků nebo skupin prvků výrazně lišit. Například hvězdy v galaktickém halo jsou sice na těžké prvky obecně chudé, ale existuje u nich překvapivá variabilita v tom, kolik obsahují prvků vzniklých záchytem neutronů. Zřejmě se na tom podílela náhoda – některé hvězdy vznikly z prachoplynných oblak poblíž kterých vybuchla supernova, zatímco jiné se zrodily ještě z relativně čistého vodíku a hélia (viz např. Sneden a kol., 2002, Travaglio a kol., 1999)

Hvězdy galaktického halo jsou ale pro nás nezajímavé, protože obsahují tak málo těžších prvků, že kolem nich zřejmě nemohou vznikat planety (nebo alespoň jsou vzácné a dosud nebyly pozorovány). Jak je to s rozmanitostí u hvězd v okolí Slunce, které hostí planety? Vodítkem nám může být práce Bond a kol., 2008, která se věnovala spektrálním rozborům hvězd s planetami a bez nich. V ní sice nebyl měřen uran ani thorium, ale zato bylo zkoumáno europium, které vzniká stejnou cestou a jeho množství by mělo být přímo úměrné množství uranu a thoria. Je proto vhodné jako jakýsi indikátor dalších prvků, které nelze tak snadno spektroskopicky stanovit.

Záleží ale také, k čemu se množství europia vztáhne. Pokud jej vztáhneme k množství vodíku, vyjde nám, že na velmi těžké prvky je nejbohatší hvězda HD 73526, obsahující 166% europia oproti Slunci. To je samozřejmě velmi hezké, ale pro planety to nemá bezprostřední význam. Planety zemského typu se totiž vytvářejí hlavně z křemičitanových hornin, měli bychom se proto spíše ptát, jaký je podíl europia, potažmo i uranu a thoria, vůči křemíku. Toto číslo by pak mělo přibližně udávat koncentraci těchto prvků v horninách terestrické planety.

Podle Bonda a jeho kolegů je u Slunce na každý milión atomů křemíku jen 0,1 atomu europia. Nejvíce ho má jedna z jím zkoumaných hvězd bez planet, kde je to 0,15, a nejméně naopak exoplanetární systém HD 160691, kde je jen 0,03 atomu europia na milión atomů křemíku. Pokud jsou v tomto systému kamenné planety, měly by být chudé na velmi těžké prvky. Navíc je tento systém starý (6,4 miliardy let!), a i ten uran 235U, co tam kdysi byl, se už z velké části rozpadl. Rozhodně to není dobré místo pro hledání uranových rud a stavbu jaderných reaktorů! (Vzhledem k tomu, že v systému existuje potenciál pro existenci obyvatelných měsíců, je to hozená rukavice pro sci-fi autory!)

Zdá se tedy, že i mezi hvězdami v okolí Slunce existuje variabilita v množství prvků pocházejících ze supernov, včetně prvků radioaktivních. Najdeme hvězdy cca o 50% bohatší, ale i 5x chudší než naše Slunce. Slunce je proto spíše nadprůměrné.

Prostor a čas

Množství europia, které detekujeme, zřejmě dobře odpovídá množství uranu a thoria ve stavebním materiálu příslušných hvězdných soustav, tj. v prachoplynných mračnech. Jenže zatímco europium zůstává, uran i thorium se průběžně rozpadají. Pokud od výbuchu supernovy, který prvky vytvořil, uplynula dost dlouhá doba, bude radioizotopů podstatně méně, než by se podle množství europia mohlo zdát.

Tím se samozřejmě problém dramaticky komplikuje. Vědci předpokládají, že nejvíce supernov vybuchovalo v době, kdy byla Galaxie mladá, od těch dob jich postupně ubývá. V případě stabilních prvků je to poměrně jednoduché – přibývají stále, dnes ovšem pomaleji než dříve, metalicita prachoplynných oblak, z nichž se hvězdy rodí, se proto stále zvyšuje. Radioizotopy ovšem nečekají, průběžně se rozkládají, a protože jsou supernovami doplňovány čím dál řidčeji, dá se očekávat, že jich dříve nebo později začne ubývat. Gonzalez (2001) například předpokládá, že planety, které se formují dnes, mají v průměru jen asi 60% radioizotopů, než měla novorozená Země. Gaidos a kol. (2005) ovšem dodávají, že tento výsledek je poněkud zkreslený – radioizotopy byly poměřovány ve vztahu k železu, které v Galaxii dosti rychle přibývá, což vytvořilo zdání rychlého poklesu množství radioizotopů. V praxi (vztaženo k silikátové hornině) zřejmě dnešní planetární novorozeňata nebudou o mnoho méně radioaktivní, než byla mladá Země. Nic to ale nemění na faktu, že jednou přijde doba, kdy radioizotopy skutečně začnou ubývat. Důsledky budou neblahé. Budoucí planety by z tohoto důvodu měly mít méně vnitřního tepla, byly by méně geologicky činné a jejich aktivita by měla vyhasnout dříve. Bez aktivní geologie není možná ani dlouhodobá existence atmosféry, magnetosféry ani biosféry. Jakmile planety nebudou moci zůstat geologicky aktivní (potažmo obyvatelné) alespoň tak dlouho, aby se na nich mohl zrodit život (popř. rozvinout vyspělý život), stane se Galaxie prakticky neplodnou (neuvažujeme-li geologickou činnost nezávislou na radioaktivitě, kterou může vyvolat třeba slapový ohřev).

Dnešní prachoplynná mračna ale nejsou nijak výrazně ochuzena o radioaktivní izotopy. I kdyby nově se rodící a mladé planety měly jen 60% radioizotopů, které měla mladá Země, jak předpokládají Gonzalez a kol., stále ještě budou obsahovat mnohonásobně víc radioizotopů, než má dnešní „stará“ Země, na které žijeme. Kdybychom někdy zavítali na takové nově vzniklé planety, stále ještě tam můžeme najít přirozené jaderné reaktory a podobné hříčky přírody.

Radioaktivita a mimozemšťané

Je možné, že různá míra výskytu radioizotopů v různých hvězdných soustavách může mít své důsledky i pro výskyt mimozemských civilizací. Může je ovlivnit mnoha různými způsoby, z nichž některé snad ani nedokážeme předvídat.

Důležitou neznámou v Drakeově rovnici a všech úvahách zabývajících se SETI je pravděpodobnost sebezničení civilizace. Pokud se technologicky vyspělé druhy často a ochotně samy likvidují, bude jich ve vesmíru jen málo, naopak pokud je jich většina rozumných, mohou existovat i značně dlouho. Jaderné zbraně představují asi nejpřímočařejší způsob, jakým by se civilizace mohla bez větší námahy vyhladit. Na planetě, kde je hojnost štěpitelného uranu, civilizace získá nukleární zbraně patrně velmi záhy, a může se jimi vyhubit ještě v poměrně primitivním technologickém stádiu. Naopak civilizace, která má cestu k jádru velmi obtížnou, může získat A-bomby až dosti pozdě, a mezitím dospět do stádia, kdy bude proti jaderné apokalypse imunní – ať už proto, že se rozšíří na více planet, nebo proto, že si osvojí dostatečně pevné morální zásady. Anebo se nakonec stejně zničí, ale předtím dostane alespoň příležitost navázat radiový kontakt s vesmírnými sousedy nebo po sobě zanechat nějaké artefakty.

Můžeme si ale představit i zcela opačnou závislost: civilizace, které nemají přístup ke štěpnému materiálu, technologicky ustrnou, vyčerpají svá fosilní paliva, zlikvidují prostředí na své planetě, a nakonec vyhynou či upadnou do barbarství. Naopak světy bohaté na štěpná paliva si vyvinou jadernou energetiku, s jejíž pomocí se vydají i do vesmíru a na cestu dalšího rozvoje.

Je proto evidentní, že zastoupení radioizotopů v planetách jiných hvězd může mít velký význam pro posuzování otázky existence nebo povahy mimozemských civilizací. Bohužel, prozatím této otázce byla věnována malá pozornost jak v astrobiologii, tak i ve sci-fi, a mnoho jejích aspektů je proto zcela neprobádaných.

Smrtící krása atomového hřibu… Na některých planetách bude získání materiálu pro jadernou zbraň extrémně snadné, k explozím může docházet dokonce i spontánně. Na jiných bude získání obohaceného uranu ještě mnohem komplikovanějším úkolem než na naší Zemi. Zdroj: Wikipedia

Radioaktivita a osídlení Galaxie

Bude jaderné štěpení významné i pro civilizaci vyspělejší, než je ta naše, nebo se stane zastaralým, podobně jako dnes dejme tomu energie páry nebo volského potahu?

To samozřejmě nevíme. Můžeme sice spekulovat, že utopicky vyspělé civilizace přejdou na fúzní reaktory nebo na extenzivní získávání solární energie pomocí Dysonových sfér, není to ale jisté. Také my v dnešní době spalujeme uhlí, třebaže máme mnohem pokročilejší i „čistší“ energetické zdroje, a to hlavně proto, že je to velmi levné a jednoduché. V zaostalejších oblastech bez infrastruktury se dokonce vracíme i k tažným zvířatům, která se sice výkonem nevyrovnají traktorům, ale zato nepotřebují naftu ani náhradní díly a jsou přizpůsobivější.

Předpokládejme nyní, že naše nebo jakákoli jiná civilizace se jaderného štěpení nevzdá ani po své expanzi do kosmu, a bude jej používat všude tam, kde bude moci. Pokud se taková vyspělá kultura rozhodne kolonizovat jiné hvězdné systémy, bude patrně preferovat ty, kde je štěpitelných prvků více.

Už jsme si řekli, že mladé soustavy mají radioaktivních prvků logicky více než staré, a některé jsou jimi i při stejném stáří bohatší než jiné. Sluneční soustava má sice v porovnání s jinými hvězdami spíše vysoký obsah prvků pocházejících z explozí supernov, je ale dosti stará a z hlediska radioizotopů již „vyšeptalá“ – právě zformované hvězdné systémy jsou mnohem bohatším zdrojem jaderného paliva. Možná je to i důvod, proč se mimozemšťané do kolonizace naší soustavy dvakrát nehrnou. Možná – a to by byla ironie – ji jako energeticky nezajímavou opustili již před miliardami let.

Mladé planetární soustavy mohou vypadat nevlídně. Létá tam množství asteroidů i komet, povrchy planet se zmítají v bouřlivých křečích vulkanismu, a navíc, jak jsme si pověděli, tam panuje mnohem vyšší úroveň radioaktivity než na Zemi. Pro vyspělou civilizaci jsou ale taková místa ideální a jejich osídlení dává smysl. Taková civilizace nebude závislá na planetách – kosmické habitaty se dají vybudovat i volně ve vesmíru. Obyvatelnost nebo neobyvatelnost planet pro ni nemusí být vůbec významná. Asteroidy, které nám zatím přinášejí leda globální katastrofy, pro ni budou cenným zdrojem surovin. A radioizotopy, kterých se (často iracionálně) bojíme, mohou pohánět nejen elektrárny, ale také kosmické lodě mířící k dalším hvězdným soustavám.

Vypadá to sice na pohled šíleně, ale před několika stoletími také musela vypadat šíleně představa, že nejcennějšími oblastmi naší planety jednou nebudou úrodné obilnice, ale písečné pustiny, v jejichž podzemí se nachází podivná černá kapalina – a přesto tomu tak dnes je.

Možná i my, pokud dokážeme překonat sami sebe a staneme se kosmickou mocností, ve vzdálené budoucnosti zamíříme k nějaké mladé hvězdě. Nikoli za obyvatelnými světy, ale za energetickým bohatstvím – co dnes můžeme vědět? Ideálním cílem by byla soustava Epsilon Eridani, stará jen několik set miliónů let, a vzdálená 10,5 světelného roku.

Závěr

Spontánně radioaktivní prvky, včetně těch, které se dají využít pro jaderné štěpení, jsou v kosmu rozloženy velmi nerovnoměrně. Některé planety nebo planetární soustavy jsou na ně bohatší, jiné chudší, a všechny planety bez výjimky mají nevíce radioizotopů po svém vzniku, a jejich množství se s časem zmenšuje.

Díky těmto rozdílům se mohou planety lišit v tom, jaké množství geologického tepla vzniká v jejich nitru, a tento parametr zásadním způsobem ovlivňuje trvání jejich obyvatelnosti. Množství štěpitelných izotopů může mít také silný dopad na osud mimozemské civilizace, která na planetě vznikne, a může být i faktorem při výběru cílů mezihvězdné kolonizace.

 Odkazy:

C. Sneden, J. J. Cowan, J. E. Lawler: Observations of Neutron-Capture Elements in the Early Galaxy. Nuclear Physics A, 2003, Volume 718, p. 29-36.

Travaglio, Claudia; Galli, Daniele; Gallino, Roberto; Busso, Maurizio; Ferrini, Federico; Straniero, Oscar: Galactic Chemical Evolution of Heavy Elements: From Barium to Europium. The Astrophysical Journal, 1999, Volume 521, Issue 2, pp. 691-702.

Gaidos, E.; Deschenes, B.; Dundon, L.; Fagan, K.; Menviel-Hessler, L.; Moskovitz, N.; Workman, M.: Beyond the Principle of Plentitude: A Review of Terrestrial Planet Habitability. Astrobiology, 2005, Volume 5, Issue 2, pp. 100-126.

Bond, J. C.; Lauretta, D. S.; Tinney, C. G.; Butler, R. P.; Marcy, G. W.; Jones, H. R. A.; Carter, B. D.; O’Toole, S. J.; Bailey, J.: Beyond the Iron Peak: r- and s-Process Elemental Abundances in Stars with Planets. The Astrophysical Journal, 2008, Volume 682, Issue 2, pp. 1234-1247.

Gonzalez, Guillermo; Brownlee, Donald; Ward, Peter: The Galactic Habitable Zone: Galactic Chemical Evolution. Icarus, Volume 152, Issue 1, pp. 185-200 (2001).

Cosmic Origins of Uranium