Fuzja we Wszechświecie: wszyscy pochodzimy z pyłu gwiezdnego

Henri Boffin, Douglas Pierce-Price

Tłumaczenie Helena Howaniec.

Henri Boffin i Douglas Pierce-Price z ESO, Garching, Niemcy, prowadzą dochodzenie w sprawie naszego niebiańskiego pochodzenia.

< Nukleosynteza w gwiazdach
Umieszczono dzięki
uprzejmości Mark Tiele Westra

Następnym razem, kiedy będziesz spacerować nocą pod gwieździstym niebem, powinieneś pomyśleć z braterską czułością o tych świecących punktach przemykających się w olbrzymim Kosmosie. Ponieważ, w pewnym sensie, patrzysz na swoich przodków. Człowiek, wszystkie inne żyjące stworzenia na Ziemi a także sama Ziemia pochodzą z gwiazd! Większość pierwiastków, z których jesteśmy zbudowani lub które potrzebujemy do przeżycia - węgiel, tlen, azot i wiele innych - są produkowane w gwiazdach. Nawet fluor, który wzmacnia nasze zęby.

Materia, którą znamy, składa się z wodoru (3/4) i helu (~1/4). Wszystkie inne pierwiastki są w śladowych ilościach. Astronomowie nazywają je `metalami', chociaż nie wszystkie wykazują właściwości metaliczne. Wodór i hel powstały zaraz na początku, w pierwszych minutach istnienia Wszechświata. Cząstki, które później miały tworzyć jądra atomowe: protony i neutrony, zostały `zamrożone' (zaistniały jako nierozerwalna całość) w niecałej sekundzie po Wielkim Wybuchu. Określenie `zamrożone' jest trochę przewrotne, gdyż temperatura jaka panowała wtedy we Wszechświecie wynosiła kilkaset bilionów stopni!

W czasie pierwszej sekundy po Wielkim Wybuchu, temperatura była tak wysoka, że protony i neutrony znajdowały się w równowadze. Niedługo później, kiedy temperatura spadła poniżej krytycznej wartości, neutrony zaczęły się rozpadać. Produktami rozpadu były: proton, elektron i antyneutrino. Reakcja ta była możliwa, ponieważ neutrony posiadają większą masę niż protony. Tym sposobem Wszechświat bardzo szybko mógłby całkowicie pozbyć się neutronów, gdyby nie reakcja zachowująca (ochraniająca neutrony): łączenie się neutronu z protonem tworzące deuteron czyli jądro deuteru.

Deuter, zwany też ciężkim wodorem jest najbardziej znany jako istotny składnik bomby jądrowej, którą Niemcy próbowali skonstruować podczas II Wojny Światowej. Kiedy zaistniały odpowiednie warunki do tworzenia się deuteronu, również inne, cięższe jądra mogły powstać. W czasie zderzenia dwóch deuteronów powstaje neutron i jądro helu-3, zbudowane z jednego neutronu i dwóch protonów. Proces ten może posunąć się o krok dalej, tworząc bardziej powszechne jądro helu-4, składające się z dwóch neutronów i dwóch protonów. Prawie wszystkie neutrony kończą swój samotny żywot w jądrze helu-4, tylko nieliczne jądra helu łączą się ze sobą tworząc jądra litu-7.

Trzy części wodoru, jedna część helu-4, troszkę deuteru i helu-3 oraz śladowe ilości litu. Oto skład kosmicznej zupy kilka minut po Wielkim Wybuchu. Podstawowe składniki dla wszystkich innych produktów, które miały powstać we Wszechświecie: gwiazd, planet i w konsekwencji życia. Zadziwiające, jak proste jest przygotowanie takiej zupy, nawet najmniej doświadczony kucharz potrafiłby to zrobić. Równowaga między składnikami zależy od jednego parametru: początkowej gęstości protonów i neutronów. Doświadczalne pomiary ilości tych pierwiastków we Wszechświecie przeprowadzone przez astronomów, bardzo dokładnie potwierdziły przewidywania teoretyczne. Ta całkowita zgodność była gwoździem do trumny oponentów teorii Wielkiego Wybuchu.

A co z cięższymi pierwiastkami? Jeśli nie zostały utworzone w pierwszych minutach po Wielkim Wybuchu to kiedy i gdzie powstały? Odpowiedzią jest: w gwiazdach.

We wnętrzu gwiazd, temperatura i gęstość są na tyle wysokie, że jądra pokonują odpychanie kulombowskie i łączą się ze sobą w reakcjach nukleosyntezy. Przeczytaliśmy w trzecim wydaniu Science in School, że energia słoneczna pochodzi z reakcji fuzji jąder wodoru w jądra helu w centralnej części Słońca tzw. jądrze (Westra, 2006). To samo dzieje się we wszystkich gwiazdach, które znajdują się w `ciągu głównym', w fazie spalania wodoru.

Mechanizm przemiany wodoru w hel zależy od masy gwiazdy. Gwiazdy o masie równej lub mniejszej od masy Słońca spalają wodór w hel w tzw. cyklu protonowym (rysunek). W bardziej masywnych gwiazdach zachodzi cykl węglowo-azotowo-tlenowy (CNO), w którym atomy węgla, azotu i tlenu działają jak katalizatory dla reakcji fuzji wodoru w hel (rysunek).

Cykl CNO kryje w sobie pozorną sprzeczność: skoro pierwiastki takie jak węgiel, azot i tlen same są produkowane w gwiazdach, to jak mogą być katalizatorami w spalaniu wodoru do helu? Odpowiedzią jest geneza gwiazd. Gwiazdy tworzą się z pozostałości po poprzednich generacjach. Najpierwsze gwiazdy we Wszechświecie rzeczywiście zawierały tylko wodór i hel, które przemieniały się w cięższe pierwiastki. Ciężkie pierwiastki są wyrzucane z wnętrza gwiazdy do ośrodka międzygwiazdowego w czasie wybuchu supernowej. Ośrodek międzygwiazdowy sukcesywnie wzbogaca się w węgiel, azot i tlen. Następna generacja gwiazd posiada już śladową ilość tych pierwiastków, wystarczającą aby działały one jak katalizatory.

Mgławica Hantle, składająca
się z bardzo rozrzedzonych
gazów, wyrzuconych ze
środka gorącej gwiazdy
(widocznej na zdjęciu), w
jednej z jej ostatnich chwil
życia
Dzięki uprzejmości ESO

W najdłuższym okresie życia gwiazdy, kiedy znajduje się ona w ciągu głównym, następuje przemiana wodoru w hel. W konsekwencji jest coraz mniej wodoru w centralnej części gwiazdy gdzie jest spalany, gwiazda ewoluuje, staje się większa, zimniejsza i coraz bardziej czerwona - `czerwony olbrzym'. Po krótkim czasie temperatura i gęstość w jądrze gwiazdy wzrasta na tyle, że możliwa staje się następna reakcja termojądrowa: spalanie helu. W fuzji dwóch jąder helu tworzy się jądro berylu. Chociaż jądra berylu są niestabilne i większość z nich szybko się rozpada to jednak niektóre w zderzeniu z jądrem helu utworzą jądro węgla. W rezultacie z trzech jąder helu powstaje jądro węgla. Niektóre z jąder węgla przy zderzeniu z jądrami helu tworzą tlen. W jądrze olbrzymów, hel przemienia się w mieszaninę węgla i tlenu.

Dla gwiazd kilka razy większych od Słońca oznacza to koniec. Skoro tylko w jądrze gwiazdy pozostanie węgiel i tlen, następuje odrzucenie zewnętrznych warstw w postaci mgławicy planetarnej a gwiazda przemienia się w białego karła.

Dla bardziej masywnych gwiazd przygoda trwa dalej. Gwiazda wytwarza duże pole grawitacyjne, które powoduje kurczenie się jądra, co z kolei zwiększa gęstość i temperaturę, na tyle, że dalsze reakcje termojądrowe, prowadzące do powstawania cięższych pierwiastków stają się możliwe. Tym sposobem tworzą się pierwiastki: neon, magnes, krzem, siarka, chlor i wapń. Liczba nukleonów w jądrach tych pierwiastków jest wielokrotnością 4, gdyż zostały wyprodukowane z jąder helu-4. Ponieważ jądro helu-4 jest również nazywane cząstką alfa, to powyższe pierwiastki nazywają się pierwiastkami alfa. Występują one częściej w przyrodzie niż inne cięższe pierwiastki.

Przyłączanie helu nie jest jedynym możliwym procesem, w którym produkowane są cięższe pierwiastki. Jądra mogą także przyłączać neutrony, protony oraz deuterony, chociaż są to rzadsze procesy. W ten sposób produkowane są różne pierwiastki, między innymi: fluor i sód. Występują one w mniejszych ilościach niż pierwiastki alfa.

W końcu, w procesie alfa (przez łączenie się jąder helu) może powstać jądro niklu-56, z 28 protonami i 28 neutronami. Jest ono nietrwałe i spontanicznie rozpada się do trwałego jądra żelaza-56, z 26 protonami i 30 neutronami. Do tego momentu, we wszystkich reakcjach, które zachodziły w gwiazdach produkowana była energia, która `walczyła' przeciwko grawitacji, umożliwiając w ten sposób istnienie gwiazdy. Wraz z utworzeniem żelaza-56, nie jest to już możliwe. Będąc najbardziej stabilnym jądrem - ma największą energię wiązania przypadającą na jeden nukleon - żelazo-56 może przemienić się w inny pierwiastek tylko przy dostarczeniu energii. Gwiazda nie może już wykorzystywać reakcji jądrowych do podtrzymywania swego istnienia. Produkcja żelaza w jądrze oznacza dla masywnej gwiazdy rychły koniec: gwiazda nie jest w stanie walczyć przeciwko grawitacji. Zapada się, a następnie gwałtownie odbija i kończy żywot we wspaniałej, dramatycznej eksplozji jako supernowa. W czasie wybuchu wyrzuca w przestrzeń międzygwiezdną, wszystkie pierwiastki, które wyprodukowała, oraz te, które powstały tuż przed jej zgonem. Ale to już inna historia….

Przewidywania geniusza

Potrójny proces alfa (rysunek) jest przykładem przyłączania helu-4. Jest to reakcja dwustopniowa, w której z trzech jąder helu powstaje jądro węgla. Najpierw dwie cząstki alfa zderzają się, tworząc jądro berylu-8. Jest ono niestabilne i bardzo szybko się rozpada. Istnieje bardzo małe prawdopodobieństwo, że trzecie jądro helu zdąży się przyłączyć zanim nastąpi rozpad berylu-8. Do utworzyła wystarczającej ilości węgla we Wszechświecie, musiał istnieć jakiś dodatkowy czynnik, który sprawił, że ta reakcja stała się możliwa

Wszyscy wiemy, że węgiel powstał we Wszechświecie - gdyby tak nie było, to nie mogliby istnieć ani ludzie, ani w ogóle życie na Ziemi. Nikt by teraz nie czytał tego artykułu, ani nie dyskutował tego problemu! Rozumując w ten sposób, sławny brytyjski astronom Fred Hoyle (1915-2001), w przypływie geniuszu przewidział istnienie wspomagającego czynnika. Naukowcy rozpoczęli doświadczalne sprawdzanie przewidywań i rzeczywiście znaleźli, wcześniej nie znany `rezonans': dopasowanie energetyczne pomiędzy berylem-8, helem-4 oraz węglem-12. Tak jak Hoyle przewidział, rezonans ten znacznie podnosił prawdopodobieństwo otrzymania węgla-12. To jest wspaniały przykład na powodzenie przewidywania naukowego opartego na prostym fakcie, że mógł zaistnieć człowiek (i samo życie) aby o tym pomyśleć.

 

Bibliografia

• Westra MT (2006) Fuzja we Wszechświecie: źródło energii Słońca. Science in School 3.

Odnośniki internetowe

• Więcej informacji na temat ESO (Europejskie Obserwatorium Południowe - the European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere) i jego projektów edukacyjnych można znaleźć pod adresem: www.eso.org/outreach/eduoff/

---