3 książki za 34.99 oszczędź od 50%

Kosmiczne rozterki

Tekst
0
Recenzje
Przeczytaj fragment
Oznacz jako przeczytane
Jak czytać książkę po zakupie
Kosmiczne rozterki
Czcionka:Mniejsze АаWiększe Aa


Tytuł oryginału

Death by Black Hole and Other Cosmic Quandaries (Sections 4–7)

Copyright © 2007 by Neil deGrasse Tyson

All rights reserved.

First published in USA 2007, reissued 2014

W. W. Norton & Company, Inc., 500 Fifth Avenue, New York, NY 10110

www.wwnorton.com

W. W. Norton & Company Ltd., 15 Carlisle Street, London W1D 3BS

Przekład

Jacek Bieroń

Redakcja i opracowanie naukowe

Tomasz Brzozowski

Redakcja i korekta

Maria Brzozowska, Marcin Piątek,

Anna Hadała-Żołnik, Julia Diduch

Projekt okładki

Pete Garceau

Skład

Tomasz Brzozowski

Konwersja do wersji elektronicznej

Aleksandra Pieńkosz

Zdjęcie na okładce

Copyright © Brad Goldpaint / Getty Images

Sylwetka na okładce

Copyright © iStock.com

Copyright © for this edition Insignis Media, Kraków 2019

Wszelkie prawa zastrzeżone.

ISBN 978-83-66360-78-5


Insignis Media

ul. Lubicz 17D/21–22, 31-503 Kraków

tel. +48 (12) 636 01 90

biuro@insignis.pl, www.insignis.pl

facebook.com/Wydawnictwo.Insignis

twitter.com/insignis_media (@insignis_media)

instagram.com/insignis_media (@insignis_media)

Podejrzewam, że wszechświat jest nie tylko dziwniejszy, niż sobie wyobrażamy, ale dziwniejszy, niż potrafimy sobie wyobrazić.

J.B.S. Haldane, Possible Worlds (1927)

Sens życia

Wyzwania i pożytki z wiedzy o tym,

jak doszliśmy tu, gdzie jesteśmy

Dokument chroniony elektronicznym znakiem wodnym

20% rabatu na kolejne zakupy na litres.pl z kodem RABAT20

1

Z pyłu powstałeś

Gdy spoglądamy nieuzbrojonym okiem na Drogę Mleczną, widzimy długie pasmo jasnych i ciemnych plam, rozciągające się od horyzontu po horyzont. Wystarczy jednak spojrzeć przez lornetkę lub amatorski teleskop, aby się przekonać, że ciemne, nieciekawe plamy… no cóż, pozostaną ciemne i nieciekawe, za to jasne plamy zamienią się w niezliczone gwiazdy i mgławice.

W książeczce wydanej w 1610 roku w Wenecji i zatytułowanej Sidereus Nuncius (Gwiezdny posłaniec) Galileusz przedstawia niebo widziane przez teleskop. Książka zawiera między innymi pierwszy opis jasnych plam Drogi Mlecznej. Teleskop, początkowo zwany specillum, pozwala dostrzec szczegóły, na widok których Galileusz z trudem panuje nad ekscytacją:

Przy użyciu lunety Droga Mleczna została zbadana tak bezpośrednio i naocznie, że wszystkie kontrowersje [altercationes], które dręczyły filozofów przez wiele wieków, zostały rozwiązane i jesteśmy nareszcie wolni od gołosłownych dyskusji [verbosae disputationes] na ten temat. Droga Mleczna [Galaxia] jest niczym innym jak zbiorowiskiem niezliczonych gwiazd ułożonych w różne grupy. Gdziekolwiek się na nią zwróci lunetę, natychmiast dostrzega się ogromne roje gwiazd. Wiele z nich jest bardzo jasnych i dużych, lecz liczba mniejszych jest poza wszelką możliwością przeliczenia.

To tam, gdzie widoczne są „ogromne roje gwiazd”, musi naprawdę się dziać. Dlaczego ktoś miałby się interesować ciemnymi obszarami, gdzie nie widać żadnych gwiazd? Przecież to prawdopodobnie kosmiczne dziury, puste przestrzenie rozciągające się ku nieskończoności.

Upłynęły jeszcze trzy stulecia, zanim odkryto, że ciemne plamy to grube, gęste obłoki gazu i pyłu, otaczające wylęgarnie młodych gwiazd i zasłaniające widok na dalej położone połacie nieba. Pierwsze sugestie na ten temat sformułował amerykański astronom George Cary Comstock, który zastanawiał się, dlaczego obserwowana jasność dalekich gwiazd jest mniejsza, niż wynikałoby to z ich odległości. Faktycznego winowajcę tego stanu rzeczy odkrył w 1909 roku duński astronom Jacobus Cornelius Kapteyn (1851–1922). W dwóch artykułach, zatytułowanych (identycznie) On the Absorption of Light in Space (O absorpcji światła w przestrzeni kosmicznej), Kapteyn przedstawił dowody na to, że obłoki, nazwane przez niego „ośrodkiem międzygwiezdnym”, rozpraszają światło gwiazd, a na dodatek robią to selektywnie – osłabiają niebieskie światło bardziej niż czerwone. Na skutek takiej wybiórczej absorpcji odległe gwiazdy Drogi Mlecznej wyglądają tak, jakby były bardziej czerwone niż gwiazdy bliżej nas.

Główne składniki kosmicznych obłoków gazu, wodór i hel, nie powodują poczerwienienia światła gwiazd. Odpowiedzialne są za to molekuły, zwłaszcza te, które zawierają węgiel i krzem. A kiedy molekuły stają się zbyt duże, abyśmy wciąż uważali je za molekuły, nazywamy je pyłem.

*

Większość ludzi jest oswojona z pyłem w warunkach domowych, aczkolwiek niewielu z nas zdaje sobie sprawę, że pył w domu składa się głównie z martwych, złuszczonych komórek ludzkiej skóry (oraz sierści zwierząt, jeżeli przygarnęliście jakiegoś ssaka). Kosmiczny pył w obłokach międzygwiezdnych nie zawiera niczyjego naskórka, lecz występują w nim zdumiewająco złożone cząsteczki, które emitują promieniowanie głównie w zakresie mikrofal i w podczerwieni. Do lat sześćdziesiątych XX wieku teleskopy mikrofalowe nie należały do standardowego zestawu narzędzi astronomicznych, a teleskopy podczerwone nie znalazły się w nim nawet do lat siedemdziesiątych, więc chemiczne bogactwo obszarów międzygwiezdnych poznaliśmy dopiero podczas kilku ostatnich dziesięcioleci, gdy odkrywaliśmy fascynujący i złożony mechanizm narodzin gwiazd.

Nie wszystkie obłoki gazu w Drodze Mlecznej mogą stale rodzić nowe gwiazdy. Zazwyczaj taki obłok nie wie, co począć. W pewnym sensie w podobnej sytuacji znajdują się astrofizycy – nie mają pojęcia, co się stanie. Wiedzą, że obłok chce się zapadać pod wpływem własnej grawitacji i tworzyć nowe gwiazdy, lecz zapadaniu przeciwdziała ruch wirowy, turbulencje wewnątrz obłoku oraz zwykłe ciśnienie gazu, znane wam z lekcji fizyki lub chemii. Działanie grawitacji powściągają także przenikające obłok galaktyczne pola magnetyczne, które oddziałują na wszystkie elektrycznie naładowane cząstki w obłoku, ograniczając ich ruch w pewien określony sposób. Gdyby nie było wiadomo, że gwiazdy jednak istnieją, nasz aktualny stan wiedzy o dynamice obłoków międzygwiezdnych prowadziłby do wniosku, że gwiazdy w ogóle nie mogą powstawać.

Podobnie jak setki miliardów gwiazd Drogi Mlecznej, gazowe obłoki krążą wokół środka Galaktyki. Gwiazdy – maleńkie drobiny (o średnicy kilku sekund świetlnych) w ogromnym oceanie pustej przestrzeni – mijają się niczym statki na morzu. Obłoki gazu międzygwiezdnego są znacznie większe. Przeciętny obłok ma średnicę rzędu setek lat świetlnych i masę milionów Słońc. Obłoki zderzają się całkiem często. W wyniku ich zderzeń dochodzi niekiedy do aktów „kanibalizmu”, gdy jeden z uczestników kolizji wchłania drugiego; czasami dwa obłoki sklejają się jak pianki marshmallow lub rozpadają się na mniejsze.

Atomy gazu wewnątrz obłoku nieustannie się zderzają. Jeżeli jednak obłok schłodzi się do dostatecznie niskiej temperatury (poniżej stu kelwinów), atomy gazu – zamiast odbijać się od siebie – zaczynają się łączyć, co ma poważne chemiczne konsekwencje. Cząstki o coraz większych rozmiarach, zawierające dziesiątki atomów, zaczynają rozpraszać światło widzialne i osłabiają tym samym jasność gwiazd przesłoniętych obłokiem. Po pewnym czasie taka cząstka może zawierać dziesiątki miliardów atomów i staje się ziarnem międzygwiezdnego pyłu. Przy takich rozmiarach cząstki nie rozpraszają już światła gwiazd, lecz pochłaniają je, a następnie pochłoniętą w ten sposób energię emitują w postaci promieniowania podczerwonego, które swobodnie opuszcza obłok. Proces absorpcji światła generuje jednak ciśnienie, które popycha obłok w kierunku od źródła światła. Obłok zostaje zatem sprzęgnięty ze światłem gwiazd.

Siły powodujące gęstnienie obłoku mogą w końcu doprowadzić do jego kolapsu grawitacyjnego, który zakończy się powstaniem gwiazdy. Dochodzimy do nieco dziwnego wniosku: aby powstała gwiazda z rdzeniem o temperaturze sięgającej dziesięciu milionów stopni (w takich warunkach zachodzą reakcje fuzji termojądrowej), obłok musi najpierw przejść przez fazę, w której temperatura nie przekracza stu stopni powyżej zera absolutnego.

W tej fazie astrofizycy mogą jedynie spekulować na temat kolejnych etapów ewolucji obłoku. Aby badać dynamikę dużych, masywnych obłoków pod wpływem wszystkich zewnętrznych i wewnętrznych czynników, teoretycy oraz specjaliści od modelowania komputerowego muszą uwzględnić wszystkie znane prawa fizyki oraz chemii i wprowadzić do swoich superkomputerów wszystkie niezbędne parametry wejściowe, zanim w ogóle zaczną myśleć o dalszych losach obłoku. Dodatkowe ogromne wyzwanie stanowi fakt, że pierwotny obłok jest miliardy razy większy i setki tryliardów razy rzadszy niż gwiazda, która ma z niego powstać, a zjawiska, które odgrywają ważną rolę w jednej skali, w innej potrafią być praktycznie nieistotne.

 

Tym niemniej jedna rzecz, co do której możemy być pewni, to fakt, że w najgłębszych, najciemniejszych, najgęstszych obszarach międzygwiezdnego obłoku i przy temperaturach rzędu dziesięciu stopni powyżej zera absolutnego tworzą się gęstniejące obszary gazu – kosmiczne bąble – które zapadają się bez oporu, zamieniając energię własnej grawitacji w ciepło. Temperatura w takim bąblu raptownie rośnie, rozbijając wszystkie drobiny pyłu w bezpośrednim sąsiedztwie. Gdy temperatura zapadającego się bąbla osiągnie dziesięć milionów stopni, rodzi się gwiazda. W tej magicznej temperaturze protony (czyli jądra atomów wodoru) poruszają się tak szybko, że mogą pokonać siły odpychania elektrostatycznego i połączyć się pod wpływem krótkozasięgowej, potężnej siły przyciągania, której techniczna nazwa brzmi: „silne oddziaływanie jądrowe”. W tym procesie (zwanym fuzją termojądrową) powstaje jądro helu, którego masa jest mniejsza od sumy mas jego składników. Masa, której brakuje w jądrze, zostaje przekształcona w energię zgodnie ze słynnym wzorem Einsteina E=mc2, w którym E jest energią, m reprezentuje masę, a c jest równe prędkości światła. Gdy ciepło przemieszcza się na zewnątrz, kula gazu zaczyna świecić – energia, która powstała z masy, uwalnia się w postaci promieniowania. Bąbel gorącego gazu nadal znajduje się w głębi większego obłoku, lecz możemy już ogłosić Drodze Mlecznej, że oto narodziła się gwiazda.

Wiemy obecnie, że istnieją gwiazdy o bardzo różnych masach – od zaledwie jednej dziesiątej po niemal sto mas Słońca. Z przyczyn, których nadal nie rozumiemy, nasz gigantyczny obłok gazu zawiera wiele zimnych bąbli powstających mniej więcej w tym samym czasie; w każdym z nich rodzi się nowa gwiazda. Na każdą gwiazdę o dużej masie przypada tysiąc gwiazd o małych masach. Tylko około jednego procenta gazu w danym obłoku uczestniczy w narodzinach gwiazdy. Próba wyjaśnienia tego zagadnienia jest jak poszukiwanie odpowiedzi na klasyczne pytanie: jak i dlaczego ogon macha psem?

*

Dolną granicę masy gwiazd można wyznaczyć dość łatwo. Poniżej około jednej dziesiątej masy Słońca bąbel zapadającego się gazu nie posiada dostatecznej energii grawitacyjnej, aby jego rdzeń mógł się rozgrzać do temperatury dziesięciu milionów stopni, niezbędnej do zainicjowania reakcji termojądrowych. Wówczas nie rodzi się gwiazda, lecz obiekt zwany brązowym karłem. Nie mając termojądrowego źródła energii, brązowy karzeł świeci słabiutko dzięki ciepłu, które powstało w wyniku początkowego zapadania się, i gaśnie stopniowo z upływem czasu. Zewnętrzne warstwy gazu są tak chłodne, że pozwalają przetrwać wielu molekułom, które w atmosferze gorętszych gwiazd uległyby dysocjacji. Jasności brązowych karłów są tak niskie, że do ich detekcji niezbędne są metody stosowane przy poszukiwaniu planet; dopiero w ostatnich latach zaobserwowano dostatecznie dużą liczbę brązowych karłów, aby potrzebna stała się ich klasyfikacja w ramach więcej niż jednej kategorii.

Górną granicę masy gwiazd też można stosunkowo łatwo oszacować. Powyżej około stu mas Słońca gwiazda świeci tak mocno, że jakakolwiek dodatkowa masa, która chciałaby do niej dołączyć, zostanie odepchnięta przez ciśnienie promieniowania. W takim wypadku sprzężenie światła z cząstkami pyłu staje się nieodwracalne. Ciśnienie promieniowania jest tak potężne, że światło zaledwie kilku gwiazd o dużych masach potrafi rozproszyć niemal całą masę oryginalnego, ciemnego obłoku zasłaniającego widok z zewnątrz. W rezultacie dziesiątki, a niekiedy setki nowo powstałych gwiazd – w gruncie rzeczy stanowiących rodzeństwo – ujawniają swoją obecność całej Galaktyce.

Wielka Mgławica w Orionie – położona tuż poniżej pasa Oriona, w połowie długości miecza – jest właśnie taką wylęgarnią gwiazd. Tysiące gwiazd powstają w jednej gigantycznej gromadzie. Wśród szeregu masywnych gwiazd tworzących Trapez Oriona cztery gwiazdy energicznie powiększają gigantyczną dziurę w środku obłoku, z którego powstały. Nowe gwiazdy są wyraźnie widoczne na zdjęciach wykonanych przez teleskop Hubble’a. Wokół każdej z nich powstaje protoplanetarny dysk składający się z pyłu oraz cząsteczek pierwotnego obłoku. W każdym dysku tworzy się układ planetarny.

Nowo powstałe gwiazdy tworzą gromadę i początkowo pozostają wewnątrz niej, lecz długotrwałe grawitacyjne zaburzenia pochodzące od okolicznych obłoków powodują w końcu rozpad gromady, a tworzące ją gwiazdy rozpraszają się w obrębie galaktyki. Gwiazdy o małej masie tak oszczędnie zużywają energię, że w zasadzie żyją wiecznie. Gwiazdy o średniej masie, takie jak nasze Słońce, prędzej czy później zaczynają swój marsz ku śmierci, przekształcając się w czerwone olbrzymy; ich rozmiary powiększają się wówczas stukrotnie. Zewnętrzne warstwy gazu stają się tak słabo związane z gwiazdą, że stopniowo dryfują w przestrzeń, odsłaniając zużyte paliwo jądrowe, które gwiazda spalała w ciągu dziesięciu miliardów lat swojego żywota. Uciekający gaz zostaje zmieciony przez wędrujące obłoki i w ten sposób bierze udział w kolejnych rundach formowania gwiazd.

Najcięższe gwiazdy powstają bardzo rzadko, lecz to właśnie one trzymają niemal wszystkie karty ewolucji. Są najjaśniejsze (milion razy jaśniejsze od Słońca), dzięki czemu żyją bardzo krótko (tylko kilka milionów lat), a w swoich rdzeniach produkują dziesiątki ciężkich pierwiastków, od wodoru przez hel, węgiel, azot, tlen i tak dalej aż po żelazo. Giną w wyniku spektakularnej eksplozji, zwanej supernową, w której powstaje jeszcze więcej pierwiastków. W trakcie eksplozji supernowa świeci jaśniej niż cała jej macierzysta galaktyka, a materia gwiazdy rozprzestrzenia się raptownie wokół niej, wydmuchując dziury w okolicznych obłokach międzygwiezdnego gazu i wzbogacając je w nowo utworzone pierwiastki, z których w przyszłości mogą powstać ziarna międzygwiezdnego pyłu. Fale uderzeniowe supernowej poruszają się z naddźwiękową prędkością przez otaczające ją obłoki, kompresując lokalne obszary gazu i pyłu. Może to prowadzić do powstawania bąbli o bardzo wysokiej gęstości, niezbędnej do formowania kolejnych gwiazd.

Jak zobaczymy w następnym rozdziale, najważniejszym darem supernowych dla kosmosu są rozrzucane w przestrzeni międzygwiezdnej i wchodzące w skład gazowych obłoków ciężkie pierwiastki. Kolejne generacje gwiazd powstają z coraz bogatszego zestawu pierwiastków chemicznych, z których przy okazji tworzą się planety, protisty i ludzie.

2

Gwiezdne kuźnie

Nie wszystkie odkrycia naukowe zawdzięczamy samotnym, aspołecznym uczonym. Nie wszystkie dostają się na czołówki gazet. Nie wszystkie stają się tematami popularnonaukowych książek. Niektóre odkrycia są dziełem wielu osób, dochodzenie do nich trwa kilka dziesięcioleci, wymagają zastosowania skomplikowanej matematyki i nie da się ich prosto wyjaśnić prasie. Takie odkrycia bywają niemal niezauważone przez większość społeczeństwa.

W plebiscycie na najbardziej niedocenione odkrycie XX wieku zagłosowałbym na pracę, w której wykazano, że supernowe – gwałtowne śmierci gwiazd o dużej masie – są głównym źródłem ciężkich pierwiastków i odpowiadają za ich rozpowszechnienie we wszechświecie. To niemal całkowicie przeoczone odkrycie miało formę pokaźnego artykułu naukowego Synthesis of the Elements in Stars (Synteza pierwiastków w gwiazdach), opublikowanego w 1957 roku w czasopiśmie „Reviews of Modern Physics”. Autorzy artykułu – E. Margaret Burbidge, Geoffrey E. Burbidge, William A. Fowler i Fred Hoyle – stworzyli teoretyczne i obliczeniowe podstawy, w ramach których zdołali zreinterpretować czterdzieści lat dywagacji na takie gorące tematy jak energia gwiazd czy przemiany pierwiastków.

Kosmiczna chemia jądrowa to skomplikowany temat. Był skomplikowany w 1957 roku i nadal jest skomplikowany. Wciąż aktualne są pytania: Jak zachowują się różne pierwiastki układu okresowego, gdy zostają poddane określonym temperaturom i ciśnieniom? Czy ulegają fuzji czy rozszczepieniu? Jak łatwo wywołać te procesy? Czy proces uwalnia energię czy ją pochłania?

Układ okresowy to oczywiście znacznie więcej niż tylko tajemnicza tabela zawierająca trochę ponad setkę kratek wypełnionych dziwnymi symbolami. Jest to sekwencja wszystkich znanych pierwiastków, ułożonych według rosnącej liczby protonów w jądrze. Dwa najlżejsze pierwiastki to wodór (z jednym protonem w jądrze) oraz hel (z dwoma). W odpowiednich warunkach – przy odpowiedniej temperaturze, gęstości i ciśnieniu – można z wodoru i helu zsyntetyzować dowolny pierwiastek z układu okresowego.

Jeden z poważniejszych problemów w chemii jądrowej stanowią obliczenia zderzeniowych przekrojów czynnych, które są miarą odległości, w jakiej cząstki muszą się znaleźć, aby doszło do ich silnego oddziaływania. Przekroje czynne łatwo się liczy dla takich zjawisk jak mieszanie cementu czy przewożenie domu na naczepie ciężarówki wąską ulicą, lecz dla subatomowych cząstek obliczenia te stanowią znacznie poważniejsze wyzwanie. Znajomość przekrojów czynnych umożliwia przewidywanie szybkości i przebiegu reakcji jądrowych. Jednak nawet niewielkie niedokładności w tablicach przekrojów czynnych mogą prowadzić do błędnych wniosków. Skalę problemu można porównać do sytuacji, gdy poruszasz się metrem po jakimś mieście, korzystając z mapy metra dla innego miasta.

Niezależnie od powyższych uwarunkowań od pewnego czasu naukowcy sądzą, że jeżeli we wszechświecie zachodzi jakiś egzotyczny proces jądrowy, to wnętrza gwiazd są dobrymi, a może nawet najlepszymi miejscami, w których można go poszukiwać. W 1920 roku brytyjski astrofizyk sir Arthur Eddington opublikował artykuł The Internal Constitution of the Stars (Wewnętrzna struktura gwiazd), w którym stwierdził, że Laboratorium Cavendisha – najważniejszy wówczas ośrodek fizyki atomowej i jądrowej – z pewnością nie jest jedynym miejscem we wszechświecie, gdzie udało się przekształcić jeden pierwiastek w inny:

Czy jednak nie należałoby przyznać, że taka przemiana się zdarza? Nie można tego udowodnić, lecz zapewne jeszcze trudniej byłoby zaprzeczyć, że ten proces zachodzi […], a to, co jest możliwe w Laboratorium Cavendisha, jest także możliwe w Słońcu. Wydaje mi się, że istnieje ogólne przekonanie, iż gwiazdy są tyglami, w których lekkie pierwiastki, powszechnie obecne w mgławicach, są wiązane w bardziej złożone pierwiastki.

Artykuł Eddingtona o kilka lat poprzedził odkrycie mechaniki kwantowej, bez której nasza znajomość fizyki atomów i molekuł była znikoma. Eddington wykazał się zdumiewającym darem przewidywania, gdy zaczął formułować scenariusz, w którym energia gwiazd pochodzi z termojądrowej fuzji, prowadzącej do przemiany wodoru w hel:

Nie musimy się przywiązywać do powstawania helu z wodoru jako jedynej reakcji, która dostarcza [gwieździe] energii, aczkolwiek wydaje się, że dalsze etapy tworzenia cięższych pierwiastków generują mniej energii, a niekiedy mogą ją nawet pochłaniać. To przewidywanie można podsumować następująco: atomy wszystkich pierwiastków są zbudowane z atomów wodoru, tworzących układy związane, i prawdopodobnie powstały niegdyś z atomów wodoru; wnętrze gwiazdy jest równie dobrym, a może nawet najlepszym miejscem, w którym zaszła taka ewolucja.

Rozpowszechnienie pierwiastków na Ziemi oraz wszędzie we wszechświecie stanowiło pożyteczną informację, bardzo przydatną dla wyjaśniania i tworzenia modeli przemian pierwiastków, ale najpierw potrzebna była znajomość mechanizmu tego zjawiska.

W 1931 roku, kilka lat po odkryciu mechaniki kwantowej (ale przed odkryciem neutronu) astrofizyk Robert d’Escourt Atkinson opublikował obszerny artykuł, który podsumował w abstrakcie jako „syntetyczną teorię gwiezdnej energii oraz pochodzenia pierwiastków […], w której różne pierwiastki chemiczne powstają krok po kroku z tych najlżejszych we wnętrzach gwiazd przez sukcesywne dołączanie pojedynczych protonów i elektronów”.

Mniej więcej w tym samym czasie ukazał się artykuł chemika jądrowego Williama D. Harkinsa, w którym zwrócił on uwagę na fakt, że „pierwiastki o małej masie atomowej są bardziej rozpowszechnione niż pierwiastki o dużej masie atomowej, a pierwiastki o parzystej liczbie atomowej są około dziesięć razy bardziej rozpowszechnione niż pierwiastki o zbliżonej, lecz nieparzystej liczbie atomowej”. Harkins zasugerował, że względne częstości występowania pierwiastków zależą bardziej od reakcji jądrowych, a nie od konwencjonalnych reakcji chemicznych, i że ciężkie pierwiastki musiały zostać zsyntetyzowane z lekkich.

Szczegółowy mechanizm fuzji jądrowej w gwiazdach mógłby ostatecznie wyjaśnić obecność wielu pierwiastków w kosmosie, zwłaszcza tych, które powstają, gdy połączycie dwuprotonowe jądro helu z uprzednio utworzonym pierwiastkiem. Są to właśnie te licznie występujące pierwiastki z „parzystymi liczbami atomowymi”, o których pisał Harkins. Istnienie i względne rozpowszechnienie wielu innych pierwiastków pozostawało jednak niewyjaśnione. Musiały działać tu jakieś inne mechanizmy.

 

W 1932 roku w Laboratorium Cavendisha brytyjski fizyk James Chadwick odkrył neutron – cząstkę odgrywającą olbrzymią rolę w procesach fuzji jądrowej, z której istnienia Eddington, rzecz jasna, zupełnie nie zdawał sobie sprawy. Protony się odpychają, więc stworzenie układu związanego protonów wymaga ogromnej energii (co zazwyczaj sprowadza się do odpowiednio wysokiej temperatury, ciśnienia i gęstości), aby przezwyciężyć odpychanie jednoimiennych ładunków elektrycznych i doprowadzić je na bliską odległość – tak bliską, by krótkozasięgowe oddziaływanie silne mogło wziąć górę nad oddziaływaniem elektrostatycznym i związać protony. Neutron nie posiada ładunku elektrycznego, więc nie odpycha żadnej cząstki, dzięki czemu może łatwo dostać się w pobliże jakiegoś jądra i związać się z tworzącym je układem cząstek. Ten proces nie prowadzi jeszcze do powstania jądra innego pierwiastka – dodając neutron, utworzyliśmy jedynie inny izotop tego samego pierwiastka; okazuje się jednak, że czasami ten świeżo przyłączony neutron jest niestabilny i spontanicznie zamienia się w proton (który pozostaje związany w jądrze) oraz elektron (który natychmiast ucieka). Podobnie jak greccy żołnierze, którzy sforsowali mury Troi, ukrywając się we wnętrzu konia trojańskiego, protony skradają się do wnętrza jądra przebrane za neutrony.

Jeżeli strumień neutronów jest dostatecznie gęsty, jądro atomowe może pochłonąć kilka z nich jeden po drugim, zanim dojdzie do rozpadu pierwszego przyłączonego neutronu. W takim procesie szybkiego pochłaniania wielu neutronów powstają charakterystyczne pierwiastki, które nie mogą się tworzyć w wyniku powolnego absorbowania pojedynczych neutronów.

Proces ten znany jest jako wychwyt neutronów i odpowiada za powstawanie wielu pierwiastków, których nie można otrzymać w zwykłej fuzji termojądrowej. Pozostałe pierwiastki istniejące w przyrodzie mogą tworzyć się w innych procesach, na przykład w wyniku oddziaływania wysokoenergetycznych fotonów (promieni gamma) z ciężkimi jądrami, które rozpadają się na mniejsze części.

*

Ryzykując pewne uproszczenie, można powiedzieć, że gwiazda o dużej masie wytwarza i uwalnia energię, która powstrzymuje zapadanie się gwiazdy pod wpływem grawitacji. Bez tej energii wielka kula gazu zapadłaby się pod wpływem własnego ciężaru. W rdzeniu gwiazdy wodór jest zamieniany w hel, następnie hel w węgiel, węgiel w tlen, tlen w neon, i tak dalej, aż po żelazo. Te sukcesywne procesy syntezy coraz cięższych pierwiastków wymagają coraz wyższych temperatur, aby coraz cięższe jądra mogły przezwyciężyć swoje odpychanie elektrostatyczne. Coraz wyższe temperatury pojawiają się w naturalny sposób, ponieważ po zakończeniu każdej kolejnej fazy źródło energii gwiazdy chwilowo się wyłącza, wewnętrzne obszary zapadają się, temperatura rośnie i po pewnym czasie włącza się kolejny proces fuzji. Sekwencja kolejnych procesów fuzji kończy się na żelazie, ponieważ w procesie syntezy jądra żelaza energia nie jest uwalniana, lecz musi być dostarczona z zewnątrz. To przesądza los gwiazdy, ponieważ nie może ona dłużej powstrzymać kolapsu pod wpływem grawitacji. Gwiazda natychmiast zapada się bez oporu, co powoduje tak ogromny i szybki wzrost temperatury, że dochodzi do tytanicznej eksplozji, w której materia gwiazdy zostaje raptownie wyrzucona w przestrzeń. W trakcie eksplozji jasność gwiazdy może wzrosnąć miliard razy. Nazywamy te eksplozje supernowymi, aczkolwiek zawsze uważałem, że powinniśmy używać bardziej adekwatnego określenia „superdupernowe”.

W trakcie eksplozji supernowej może powstawać wiele pierwiastków, ponieważ jest pod dostatkiem neutronów, protonów i energii. Łącząc (1) dobrze przetestowane dogmaty mechaniki kwantowej, (2) fizykę eksplozji, (3) najnowsze zderzeniowe przekroje czynne, (4) rozmaite procesy przemian pierwiastków oraz (5) elementy teorii ewolucji gwiazd, Burbidge, Burbidge, Fowler i Hoyle udowodnili, że wybuchy supernowych są głównym źródłem wszystkich – oprócz wodoru i helu – pierwiastków we wszechświecie.

Niejako przy okazji rozwiązali także kolejny problem: wszechświat nie będzie miał żadnego pożytku ze zsyntetyzowanych wewnątrz gwiazd ciężkich pierwiastków, jeżeli w jakiś sposób nie zostaną one wyrzucone w przestrzeń międzygwiezdną, aby mogły z nich powstać planety i ludzie. Tak, jesteśmy gwiezdnym pyłem.

Nie sugeruję, że znamy odpowiedzi na wszystkie pytania dotyczące kosmicznej chemii. Interesująca współczesna zagadka dotyczy technetu, który w 1937 roku był pierwszym nieodkrytym w przyrodzie, lecz zsyntetyzowanym w laboratorium pierwiastkiem (nazwa technet, wraz z innymi określeniami zaczynającymi się od przedrostka „tech-”, wywodzi się od greckiego słowa technetos, „sztuczny”). Technetu nie znaleziono dotychczas w naturalnych warunkach na Ziemi*, lecz odkryto go w atmosferach niewielkiej liczby czerwonych olbrzymów w naszej Galaktyce. Nie byłoby w tym nic dziwnego, gdyby nie fakt, że czas połowicznego rozpadu najbardziej stabilnego izotopu technetu wynosi zaledwie cztery miliony lat, czyli znacznie, znacznie mniej niż wiek oraz przewidywany czas życia gwiazd, w których go wykryto. Innymi słowy, tego technetu nie było w gwieździe w momencie, gdy powstała, ponieważ dawno by się rozpadł i nie przetrwałby do dzisiaj. Nie znamy ani żadnego mechanizmu wytwarzania technetu w rdzeniach gwiazd, ani mechanizmu, który przenosiłby technet na powierzchnię gwiazdy, gdzie został zaobserwowany. W środowisku astrofizyków istnieje kilka egzotycznych teorii, lecz jak dotąd nie ma konsensusu w kwestii technetu.

Czerwone olbrzymy o szczególnych cechach chemicznych są dość rzadkie, jest ich jednak na tyle dużo, że istnieje kadra astrofizyków specjalizujących się w ich spektroskopii. Moje własne zainteresowania zawodowe są na tyle zbliżone do tego tematu, że jestem jednym z adresatów międzynarodowego czasopisma (niedostępnego w kioskach) „Newsletter of Chemically Peculiar Red Giant Stars” (Biuletyn o chemicznie szczególnych czerwonych olbrzymach), które przynosi informacje o konferencjach oraz aktualnie prowadzonych badaniach. Dla naukowców zainteresowanych tym tematem chemiczne tajemnice gwiazd są równie uwodzicielskie jak kwestie dotyczące czarnych dziur, kwazarów i wczesnego wszechświata. Tymczasem prawie nigdy nie przeczytacie o nich w mediach. Dlaczego? Ponieważ media z góry określają, co jest, a co nie jest warte publikacji, nawet wtedy, gdy dotyczy to tak nieinteresującej kwestii jak kosmiczne pochodzenie wszystkich pierwiastków w waszym ciele.

* Śladowe ilości naturalnego technetu wykryto w 1962 roku w rudach uranu w Kongu; pierwiastek ten powstał tam jako produkt samorzutnych reakcji rozszczepienia uranu (wszystkie przypisy pochodzą od tłumacza).