W następnej  notce powrócę do kontynuacji tematyki, której motywem przewodnim jest historii idei cywilizacji łacińskiej, ale teraz coś z zupełnie innej beczki.

Obecna notka stanowi sentymentalne nawiązanie do mojej pierwszej miłości jaką była astronomia (a z czasem astrofizyka) oraz kosmologia, której pozostałem wierny już przez ponad 50 lat, poczynając od półmetka szkoły średniej.  Tekst obecny powstał kilka lat temu, ale nadal zachował aktualność. W przeciwnym razie, rzecz jasna, nie zdecydowałbym się na jego zaprezentowanie. W zakończeniu notki umieściłem odpowiedź na tytułowe pytanie. Dodałem również przypisy […], które, mam nadzieję, będą pomocne dla zrozumienia poruszonej tematyki. Po tym krótkim wstępie przechodzę do tzw. meritum.

Zgodnie z kosmologicznym modelem standardowym (Model Wielkiego Wybuchu; potocznie Big Bang) wszechświat nie jest obiektem statycznym, natomiast wykazuje się dynamiką, której przejawem jest, m.in., zjawisko tzw. „ucieczki galaktyk”. W końcu lat trzydziestych XX wieku amerykański astronom Edwin Hubble wykonał sporo pomiarów widma docierającego z odległych obiektów kosmicznych, które to pomiary zinterpretował, na podstawie tzw. „efektu Dopplera”, jako wskazujące na oddalanie się tychże obiektów od ziemskiego obserwatora. Były to widma obiektów nie znajdujących się w granicach Drogi Mlecznej, czyli przy ówczesnej rozdzielczości przyrządów mogły być takimi obiektami jedynie inne galaktyki. Rezultat ten został zinterpretowany w ten sposób, iż przestrzeń wszechświata podlega ekspansji w rezultacie której sfera wszechświata powiększa swój rozmiar (rozszerza się), jednocześnie obniżając średnią temperaturę wewnątrz sfery. Jeśli przyjmiemy za punkt wyjścia obecnie szacowaną wartość prędkości ekspansji wyrażoną przez tzw. stałą Hubble’a [1]) oraz zmierzoną obecną wartość temperatury poświaty Wielkiego Wybuchu (temperatura promieniowania reliktowego), którą potrafimy zmierzyć z dokładnością do 0,2 Kelvina, a następnie będziemy cofać się na skali czasu wg ww. wartości prędkości ekspansji (przy założeniu, iż była ona przez ten cały czas niezmienna), to drogą ekstrapolacji dotrzemy do punktu odległego w czasie o ok. 13,8 miliarda lat (ziemskich). Konstrukcja teoretyczna modelu Wielkiego Wybuchu umożliwia nam przewidywania stanu materii w momencie odległym od jego początku o 0,0001 sekundy, tj. gdy ówczesny wszechświat stanowił zupę z kwarków i gluonów [2], gdy nie istniały jeszcze neutrony i protony stanowiące podstawowe cegiełki jąder atomowych. Temperatura sięgała wtedy 3 trylionów Kelwinów, zaś ciśnienie miało niewyobrażalnie duże wartości. W takim momencie całość materii wszechświata stanowiła supergęsty i super gorący rodzaj osobliwości. Wówczas gęstość tej materii miała wartość porównywalną do stanu, w którym materia Słońca upakowana byłaby w kuli o promieniu 10 km.

W tym miejscu pora na krótki fragment dotyczący współczesnej standardowej (tzw. kanonicznej) wersji na temat przebiegu procesu, który potocznie określa się terminem Big Bangu. W zamyśle ironiczne określenie stało się z czasem pełnoprawnym terminem popularnonaukowym, który kojarzy się z kosmologią nawet zupełnym profanom w dziedzinie astronomii. Z tego względu nie ma powodu, aby wyszukiwać jakieś bardziej adekwatne określenia, a za to z pewnością mniej kojarzące się z kosmosem. Tak więc, najkrócej jak potrafię, skreślam parę zdań o tym całym Big Bangu.

W sekundę po Big Bangu temperatura wynosiła 10 miliardów kelwinów (K), a liczba protonów pięciokrotnie przewyższała liczbę neutronów. Protony te staną się następnie jądrami wodoru, zaś praktycznie wszystkie neutrony zostaną związane w jądrach helu 4. W dziesięć sekund po Big Bangu temperatura obniżyła się do 3 miliardów Kelwinów, ale nadal była na tyle wysoka, a co za tym idzie, zbyt wysoka była energia fotonów, że uniemożliwiało to powstanie trwałych pierwiastków. Protony nie mogły się ze sobą połączyć, gdyż są jednoimienne (posiadają dodatni znak ładunku elektrycznego) i odpychają się, z kolei połączenie dwóch neutronów było w takich warunkach niestabilne (rozpadało się), gdyż fotony o wysokiej energii wybijały związane z sobą neutrony. Na tym etapie ewolucji wszechświata jedyną możliwą reakcją nukleosyntezy było połączenie proton plus neutron, co w wyniku dawało wodór 2 (deuter). Fotony nadal miały zbyt wysoką energię (były jeszcze zbyt gorące), aby powstające wówczas produkty mogły na trwałe zaistnieć.
W sto sekund po Wielkim Wybuchu sfera wszechświata ma coraz większą objętość, zaś jej średnia temperatura obniżyła się do miliarda Kelwinów. Oznacza to że w odpowiedniej proporcji spadła energia fotonów. Dopiero wówczas deuter może trochę dłużej przetrwać, ale zostaje z kolei narażony na zderzenia z neutronami, protonami i innymi jądrami deuteru. W wyniku takich bombardowań prawie wszystkie jądra deuteru zamieniają się w izotopy o liczbie masowej 3, czyli albo radioaktywny wodór 3 (tryt), albo stabilny hel 3. Ale zanim wodór 3 zdąży się rozpaść w wyniku swojej radioaktywności, zostanie zbombardowany, podobnie jak deuter, a większość jego jąder zamieni się w stabilny hel 4. Podobnie dzieje się z jądrami helu 3, które również transmutują w drodze nukleosyntezy do postaci stabilnego helu 4. W efekcie istnienie pierwotnego wodoru 2, wodoru 3 i helu 3 stanowi tylko bardzo krótkotrwały epizod w ukształtowaniu się pierwotnej struktury materii we wszechświecie. Niewielka ilość wodoru 3, który nie został „przerobiony” na hel 4 może zderzyć się z jądrem helu 4, powodując powstanie litu 7. Lit 7 jest bardzo łatwo rozbijany przez uderzenie protonu i wówczas wytwarzają się dwa jądra helu 4. Jednak lit 7 powstaje także w wyniku innej reakcji, a mianowicie ze zderzenia jądra helu 3 i helu 4 powstaje radioaktywny beryl 7. Z kolei beryl 7, w reakcji wychwytu elektronu, rozpada się na lit 7. Rozpad ten następuje takim momencie po Big Bangu, gdy wszechświat już zdążył się rozdąć i ochłodzić do temperatury, w której protony nie posiadają energii wystarczającej do rozbicia jądra litu 7, zatem może ono przetrwać.

Konstrukcja Big Bangu oparta została na trzech kluczowych filarach. Pierwszy to ekspansja rozmiarów wszechświata, drugi promieniowanie reliktowe (mikrofalowe promieniowanie tła) [3], zaś trzeci dotyczy zawartości lekkich pierwiastków w najstarszych znanych gwiazdach 4]. Przedstawiłem pokrótce dwa pierwsze filary, teraz kolej na trzeci, który stanowi zasadniczą treść notki.

We wszechświecie znana jest struktura będąca żywą formą biologiczną, której budowa składa się w 62,8% z tlenu, w 19,4% węgla, w 9,3% z wodoru, w 5,1 % z azotu, w 1,4% z wapnia, po 0,6% z siarki i fosforu, z 0,3% sodu, po 0,2% potasu i chloru , z 0,04% magnezu. Łącznie wymienione pierwiastki chemiczne składają się na 99,97% struktury wspomnianej formy organicznej. Na pozostałe 0,03% przypadają śladowe ilości innych reprezentantów układu okresowego pierwiastków, takich jak żelazo, krzem czy cynk. Strukturą o wymienionych proporcjach składników jest ciało człowieka. Oczywiście, podstawowe pierwiastki w rodzaju tlenu, węgla, wodoru czy azotu funkcjonują w organizmie ludzkim w postaci skomplikowanych łańcuchów molekularnych budujących krew, mięśnie, kości i całość tkanki cielesnej. To z nich zbudowane są białka, aminokwasy, enzymy, sole, cukry, kwasy oraz wszystko inne. To po prostu całość cząstek chemii nieorganicznej jak i organicznej, która składa się na organizm mieszkańców zakątka kosmosu, którym jest planeta Ziemia.

Wspomniany kosmita zamieszkuje obiekt astronomiczny, na którego skorupę składają się:
tlen - 46,3%, krzem - 28,2%, glin - 8,3%, żelazo - 5,6%, wapń - 4,1%, sód 2,4%, magnez - 2,3%, potas - 2,1%, tytan - 0,6% i wodór - 0,1%. Czyli sami starzy znajomi. Pierwiastki te są składnikami związków chemicznych, z których najbardziej rozpowszechnionymi na planecie są dwutlenek krzemu (w tym najzwyklejszy piasek) - 42,9%, tlenek magnezu - 35,1%, tlenki żelaza - 9,3%, tlenek glinu - 7,0%, tlenek wapnia - 4,4%. Na pozostałe związki tj. tlenek sodu, dwutlenek tytanu, tlenek chromu i tlenek manganu przypada pozostałe 1,4%.
Tak przedstawia się mapa ilustrująca rozpowszechnienie wymienionych pierwiastków. Z kolei relacja ukazująca ich strukturę wagową będzie wyglądała odmiennie, gdyż różny jest ciężar właściwy poszczególnych pierwiastków. W takim przypadku największy udział będzie miało żelazo - 35,0%, następnie tlen - 30,0%, krzem - 15,0%, magnez - 13,0%, nikiel - 2,4%, siarka - 1,9%), wapń - 1,1%. Na wszystkie pozostałe, a nie wymienione pierwiastki, przypada 1,6%. Z kolei atmosfera otaczająca Ziemię składa się z azotu w 78,1%, z tlenu w 21,0%, z argonu w 0,9%, z dwutlenku węgla w 0,03%. W atmosferze znaleziono również śladowe ilości helu, kryptonu, metanu, tlenku dwuazotu oraz wodoru i ksenonu. Te śladowe ilości są całkowicie i bezdyskusyjnie śladowe, gdyż ich łączny udział wynosi ca 0,00000027%.

Gwiazda ogrzewająca i oświetlająca Ziemię zbudowana jest w 77 procentach z wodoru, w 21 procentach z helu, a na pozostałe pierwiastki (tlen, węgiel, neon, azot, żelazo) przypada pozostałe 2 procent. Jeśli natomiast uwzględnimy planety, gwiazdy, obłoki gazu, obłoki pyłowe i wszystkie znane formy materii, wówczas struktura rozpowszechnienia pierwiastków we wszechświecie będzie wyglądała następująco. Wodór stanowi w niej 92,7%, a hel 7,18%, zaś oba wymienione pierwiastki łącznie to 99,88% materii wszechświata. Dalsze miejsca wśród najbardziej rozpowszechnionych pierwiastków zajmują tlen - 0,05%, neon - 0,02%), azot - 0,01%, węgiel - 0,008%, krzem - 0,002%. Poza już wymienionymi należy dorzucić jeszcze magnez, żelazo i siarkę, chociaż ich obecność ma charakter jedynie śladowy.

Oznacza to, iż podstawowe cegiełki, z których składają się obiekty materialne we wszechświecie, poczynając od gwiazd, poprzez planety, a na organizmie człowieka kończąc są jednakowe. Jakkol- wiek występują one w różnej proporcji oraz zbudowane są z nich zróżnicowane i skomplikowane związki chemiczne i struktury biochemiczne. Ale sposób, w jaki cegiełki układu okresowego pojawiły się w skorupie ziemskiej, w organizmie człowieka czy w kolejnych generacjach gwiazd, znany jest dopiero od ok. 70 lat. Oto jak się o tym dowiedziano.

W efekcie Big Bangu zostały pierwotnie wytworzone stabilne jądra tylko pięciu pierwiastków. Były nimi wodór 1, hel 4, wodór 2 (deuter), hel 3 oraz lit 7. Z wcześniej przedstawionych danych wiemy, że na wodór 1 i hel 4 przypada łącznie 99,9% masy wszechświata. Wodór 2 (deuter) jest izotopem wodoru 1, zaś hel 3 izotopem helu 4. Deuter stanowi jedynie około 0,006% masy wszechświata, zaś hel 3 około 0,001%. Lit 7, który składa się z trzech protonów i czterech neutronów, a więc posiada największą masę atomową z wymienionej piątki, jest z nich najrzadszy, stanowiąc tylko 0,00000001% masy materii wszechświata (tzw. barionowej).. Z teorii Wielkiego Wybuchu wynika ponadto, że jako jego produkty pojawiły się epizodycznie także dwa inne jądra, a mianowicie wodoru 3 (tryt) oraz berylu 7, ale ze względu na to, że są one radioaktywne, tzn. są one izotopami promieniotwórczymi, czyli ubywa ich w cyklu znanym jako okres połowicznego rozpadu trwającego dla trytu ok. 12 lat, a dla berylu 7 ok. 54 dni, zatem od momentu tak odległego w czasie jakim był Big Bang, już dawno zniknęły. Teoretyczne wyliczenia dotyczące zawartości litu 7 w relacji do zawartości wodoru 1 wskazywały, że powinna ona wynosić w pierwotnej materii wszechświata jedną część na dziesięć miliardów. W 1981 roku odkryto lit 7 w najstarszych gwiazdach naszej Galaktyki (czyli takich które powstały z pierwotnej materii) właśnie w wyliczonej teoretycznie koncentracji w stosunku do wodoru. Ostateczne potwierdzenie wspomnianej koncentracji litu zostało dokonane dopiero w 1991 roku poprzez znalezienie innej gwiazdy z pierwszej generacji.[5]. Tym samym, trzeci teoretyczny filar modelu Wielkiego Wybuchu znalazł potwierdzenie obserwacyjne. [6].

Ale skoro Wielki Wybuch dostarczył tylko pięciu przedstawicieli układu okresowego pierwiastków, to w jaki sposób powstały pozostałe, zwłaszcza te które stanowią cegiełki niezbędne do budowy planet w rodzaju Ziemi i istot w rodzaju homo sapiens?

W ramach fizyki klasycznej nie było możliwe wyjaśnienie, jaka jest natura mechanizmu wydajności energetycznej Słońca i gwiazd. Nie można było wskazać rodzaju źródła energii, które pozwalało na ich świecenie liczone w miliardach lat. Dla przykładu, gdyby Słońce było zbudowane z węgla i spalałoby ten węgiel w sposób konwencjonalny, proces spalania zająłby okres czasu liczony w pojedynczych tysiącleciach. Dopiero Einstein wskazał na właściwe rozwiązanie tej zagadki, kiedy powiązał masę z energią w słynnym równoważniku E = mc2.

W jądrach gwiazd występują bardzo specyficzne warunki charakteryzujące się ogromnym ciśnieniem oraz ogromnymi temperaturami, które to parametry umożliwiają, w wyniku silnych wzajemnych oddziaływań zachodzących pomiędzy cząsteczkami subatomowymi, sukcesywne uwalnianie drzemiącej w gwieździe masy energii. Gwiazdy stanowią zatem ogromnych rozmiarów reaktory jądrowe. W ich wnętrzu ciśnienie, temperatura i gęstość materii są wystarczające do tego, aby tak mikroskopijne obiekty, jak przykładowo protony i neutrony mogły się ze sobą zderzać. Dokładność przewidywań skutków takich zderzeń zależy od wyznaczenia „przekroju czynnego na zderzenie”. Łatwo wyliczyć taki przekrój w przypadku samochodów osobowych czy ciężarowych, natomiast skala trudności związana z dokładnym policzeniem takiego przekroju rośnie w proporcji do zmniejszenia rozmiarów obiektów, które mają się zderzyć. Proporcja rozmiarów ciężarówki i protonu dobrze ilustruje skalę takich trudności. W ciągu swojego „życia” gwiazdy przetwarzają na energię maksymalnie do 1,0% swojej masy spoczynkowej. Ale efekty uboczne owej transmutacji masy w energię, czyli potocznie produkty „spalania”, były poznawane stopniowo.

W 1920 roku brytyjski astrofizyk Sir Arthur Eddington, kierujący Cavendish Laboratory - najbardziej w świecie wówczas cenionym ośrodkiem naukowym w zakresie fizyki atomowej i jądrowej - w swojej pracy zatytułowanej Budowa wewnętrzna gwiazd (The Internal Constitution of the Stars) wskazał, że wnętrza gwiazd są miejscem, w którym zachodzą procesy transmutacji pierwiastków [7]. Nie był jednak nadal rozpoznany mechanizm tej transmutacji. Dopiero prawie czterdzieści lat później, w 1957 roku, w październikowym numerze czasopisma „Reviews of Modern Physics”, ukazał się tekst autorstwa czworga autorów, tj. małżeństwa Margaret i Geoffrey’a Burbidge’ów, Williama Fowlera i Freda Hoyle’a (kwartet nazywany od tamtej pory symbolem B2FH), pt: Synteza pierwiastków w gwiazdach (Synthesis of the Elements In Stars. Autorzy wymienionego tekstu przedstawili teoretyczny i ilościowy model, syntetyzujący i reinterpretujący osiągnięcia 40 lat badań różnych naukowców w zakresie poszukiwań źródła energii gwiazd i mechanizmu transmutacji pierwiastków chemicznych. W swojej publikacji przedstawili tezy i ich uzasadnienie, że wszystkie znane pierwiastki, cięższe od wodoru i helu, powstały w wyniku nukleosyntezy, która odbywa się w jądrach i atmosferach ewoluujących gwiazd.

Wg teorii przedstawionej przez ww. autorów wytwarzanie pierwiastków cięższych od wodoru i helu jest efektem dwóch podstawowych mechanizmów, które związane są z ewolucją odmiennych rodzajowo typów gwiazd. Jako typ pierwszy wyróżnili ewolucję gwiazd o masach zawartych w przedziale od 0,5 do 8,0 mas Słońca [8]. Schemat ewolucyjny takich gwiazd polega na tym, że ich główny i najdłużej trwający okres „życia” związany jest ze „spalaniem” [9] wodoru (który to pierwiastek stanowi główny budulec materii gwiazdy), czego efektem jest transmutacja wodoru w hel. W wyniku tego procesu wytwarzana jest i emitowania energia (tzw. świecenie w różnych zakresach widma) przez gwiazdę. Kiedy jądro gwiazdy dokona przemiany w hel całego znajdującego się w nim wodoru, rozpoczyna się spalanie wodoru w powierzchniowych warstwach gwiazdy otaczających jądro. Z tą chwilą gwiazda przestaje być gwiazdą ciągu głównego i zaczyna ewoluować, rozszerzając się, i poprzez etap podolbrzyma, osiąga postać czerwonego olbrzyma. Przepoczwarzanie takie trwa ok. 100 milionów lat. Gwiazdy o masach do 3 mas Słońca bardzo istotnie zwiększają wówczas jasność, natomiast gwiazdy masywniejsze jedynie rozszerzają swoje powłoki atmosferyczne, a tylko nieznacznie zwiększają swoją jasność. Dlatego też czerwone olbrzymy o różnych masach wyjściowych świecą podobnie jasno. W fazie czerwonego olbrzyma gwiazda spala początkowo jedynie wodór w otoczce jądra, ale wkrótce ulega zapłonowi hel w jej jądrze. Hel spalając się, wytwarza węgiel i tlen, które wkrótce wypełniają całe jądro. Wówczas czerwony olbrzym zaczyna spalać hel, który powstał w otoczce jądra z uprzedniego spalenia w niej wodoru. Jednocześnie gwiazda odrzuca w przestrzeń kolejne zewnętrzne warstwy atmosfery. Dzieje się tak dlatego, że jądro węglowo-tlenowe jest znacznie bardziej gorące od wodorowego czy helowego i produkuje ogromne ilości energii w postaci promieniowania ultrafioletowego. Ciśnienie tego promieniowania odpycha warstwy atmosfery gwiazdy otaczające jądro, w wyniku czego zostają one wyrzucone w przestrzeń międzygwiezdną. Całkowite rozproszenie odrzuconych zewnętrznych warstw atmosfery następuje w ciągu kilkudziesięciu tysięcy lat ziemskich. Na etapie pośrednim rozpraszania poszczególnych warstw atmosfery, produkty odrzucenia są podgrzewane promieniowaniem ultrafioletowym i świecą jako tzw. „mgławica planetarna”[10]. Na miejscu czerwonego olbrzyma pozostaje końcowy etap ewolucji w postaci małego, niewiele większego rozmiarami od Ziemi, gorącego tlenowo-węglowego jądra. Jądra wypalonych gwiazd określane są stosowną dla nich nazwą rodzajową, a mianowicie są to tzw. białe karły [11].

Drugi rodzaj mechanizmu dotyczy ewolucji gwiazd bardzo masywnych, czyli tych, których masy przekraczają 8 mas Słońca. Im bardziej masywna gwiazda, tym szybciej spala wodór, przemieniając go w hel, i przekształca się w czerwonego nadolbrzyma [12]. Gdy po spaleniu wodoru, w jądrze czerwonego nadolbrzyma zaczyna być spalany hel, wówczas nadolbrzym rozgrzewa się, stając się, w zależności od osiągniętej temperatury, nadolbrzymem niebieskim (np. Rigel) [13] lub białym (np. Deneb) [14]. W kolejnych fazach nukleosyntezy zachodzi spalanie cięższych pierwiastków, które wytworzone zostały wcześniej w powłokach atmosferycznych gwiazdy, czyli węgla, tlenu i krzemu. Produktami spalania węgla są neon i magnez. Z kolei spalając neon gwiazda produkuje tlen i magnez, a spalając tlen, krzem i siarkę. Dla lepszego wyobrażenia sobie tego procesu musimy uwzględnić, że kolejne etapy spalania w gwieździe rozpoczynają się od jej jądra. Im dalej od jądra, tym te procesy znajdują się we wcześniejszej fazie. Z tego względu poszczególne fazy nukleosyntezy, zwłaszcza w dużych gwiazdach, układają się warstwami na podobieństwo budowy cebuli. Zwiastunem końca ewolucji jest krzem, który spalając się w jądrze gwiazdy przekształca się w żelazo (podobnie jak siarka, która również spala się w jądrze i efektem takiej transmutacji jest żelazo). Żelazo już nie może spalać się w reakcjach nukleosyntezy. Do jego spalania trzeba by było dostarczyć energii większej, niż mogą go wyprodukować w wyniku swego spalania pozostałe w gwieździe składniki.

Wskutek gigantycznego deficytu energii i gwałtownie malejącego ciśnienia uzyskiwanego w reakcjach spalania, które dotychczas przeciwstawiało się grawitacyjnemu ciążeniu materii, gwiazda gwałtownie się zapada. Ciśnienie wywarte przez grawitacyjne ciążenie warstw gwiazdy na jądro wywołuje jego wybuch i gwiazda zostaje rozerwana w tytanicznej eksplozji, zwanej supernowa, a jej atmosfera rozrzucona jest w przestrzeni między- gwiezdnej, zasilając obłoki gazu o produkty nukleosyntezy. Część impetu eksplozji skierowana zostaje także do wewnątrz i wówczas odziera jądra pierwiastków z orbit elektronowych oraz wpycha elektrony do jąder żelaza. Elektrony, które zostały wciśnięte w jądrze żelaza do protonów produkują elektrycznie obojętne neutrony. Dla zilustrowania gwałtowności takich zmian warto dodać, że np. gwiazda o masie 20-krotnie wyższej od słonecznej spala krzem i siarkę w swoim jądrze zaledwie w ciągu dwóch dni. Czyli, można przyjąć, że eksplozja zwana supernową trwa kilkadziesiąt godzin, co w przypadku tak masywnych gwiazd jest szybkością przekraczającą granice naszej wyobraźni. Odpowiednio do szybkości tej reakcji wydzielona zostaje niewyobrażalna ilość energii będąca skutkiem takiego wybuchu. Zgodnie z zasadą zachowania pędu moment obrotowy gwiazdy zostaje przeniesiony na jej mikroskopijną pozostałość w postaci gwiazdy neutronowej, która, przeciętnie, ma średnicę ok. 20 km, przez co obiekt taki bardzo szybko wiruje wokół swojej osi. Jeśli orientacja (ustawienie) gwiazdy neutronowej będzie ustawiona biegunami w kierunku Słońca, wówczas promieniowanie takiego obiektu będzie odbierane przez ziemskie radio- teleskopy w postaci pulsów. Częstotliwość pulsów zależy od ilości obrotów gwiazdy neutronowej w jednostce czasu. Zarejestrowano pulsy powtarzające się nawet tysiące razy na sekundę. Z czasem obroty takie zwalniają, obiekt ten przestaje być pulsarem, a staje się stopniowo stygnącym żużlem kosmicznym [15].

Tutaj dodam małe wyjaśnienie (może być, że dygresję). Otóż jeśli jednak pozostałość po wybuchu supernowej przekraczać będzie równoważność 3 mas słonecznych, wówczas kolaps grawitacyjny nie zatrzyma się na etapie gwiazdy neutronowej, a doprowadzi do powstania obiektu o tak silnej grawitacji, z którego nawet prędkość ucieczki fotonów światła jest zbyt mała na jej przezwyciężenie. Powstaje wówczas osobliwość zwana „czarną dziurą” (black hole).

Finał dla typowej drogi ewolucyjnej masywnych gwiazd w postaci eksplozji supernowa rozróżniany jest w jej trzech typach: Ib, Ic i II. Taka klasyfikacja jest związana z rodzajami pierwiastków wyrzucanych do przestrzeni międzygwiezdnej w wyszczególnionych odmianach supernowa oraz z wcześniejszą długością życia eksplodującej gwiazdy. Jeśli w dotychczas omówionych typach gwiezdnej ewolucji prześledzimy podstawowe produkty nukleosyntezy, które mogą zasilać przestrzeń międzygwiezdną i stanowić następnie budulec dla innych obiektów kosmicznych, dostrzeżemy że zatrzymaliśmy się na krzemie. A zatem skąd na Ziemi (oraz w organizmach jej mieszkańców) wzięło się żelazo? Przecież żelazo zostało uwięzione w gwiazdach neutronowych albo zostało „zamrożone” w osobliwościach (black hole). Jak zatem wydostało się z tych grawitacyjnych pułapek, aby stać się nieodzownym składnikiem np. hemoglobiny w organizmach zwierzęcych i ludzkich?

Otóż żelazo zostaje wprowadzone w obieg materii w efekcie innego rodzaju eksplozji supernowa, a mianowicie eksplozji typu Ia. Dochodzi do niej wówczas, jeśli np. w ciasnym gwiezdnym układzie podwójnym, jednym ze składników jest biały karzeł, a drugim jakaś typowa gwiazda. Biały karzeł ze względu na swoją olbrzymią punktową grawitację (jest ona punktowa w relacji rozmiarów białego karła w porównaniu z rozmiarami klasycznej gwiazdy ciągu głównego) będzie zasysał materię z atmosfery bliskiego sąsiada w procesie, który nazywa się akrecją. Jeśli w wyniku akrecji biały karzeł zwiększy swoją masę powyżej wartości granicznej, stanowiącej ok. 1,5 masy Słońca [16], ciśnienie pozyskanej materii spowoduje zapalenie się węgla i tlenu, z których jest on zbudowany. Spalanie takie przebiega w niekontrolowanej reakcji łańcuchowej, doprowadzając do wybuchu i rozerwania białego karła. Produktem końcowym jest transmutacja węgla i tlenu w nikiel 56, radioaktywny izotop, którego okres połowicznego zaniku trwa 6 dni, po czym produkty rozpadu zamieniają się w radioaktywny kobalt 56, który z kolei ma 77-dniowy okres połowicznego zaniku, po czym kobalt 56 zamienia się w żelazo 56, który to izotop żelaza nie jest radioaktywny i pozostaje już stabilny (nie rozpada się). Taki jest główny mechanizm kreacji żelaza we wszechświecie. Ten rodzaj eksplozji supernowa (typ Ia) występuje wielokrotnie mniej często niż typy pozostałe, gdyż najpierw gwiazda musi przejść cały cykl ewolucji aż do fazy białego karła, biały karzeł musi powstać w odpowiednim usytuowaniu do gwiazdy-żywiciela, a następnie należy poczekać na efekty akrecji materii.

Przeciętnie z masy 0,6 Słońca biały karzeł musi nabrać wagi do masy ok. 1,5 masy Słońca. Mogą to być zatem interwały czasowe liczone w dziesiątkach czy setkach milionów lat. I jakkolwiek eksplozje tego rodzaju (typ Ia) stanowią mniejszość wśród eksplozji supernowa, okazują się równie niezbędne. Ilość wytworzonego żelaza podczas wybuchu supernowa typu Ia wynosi ok. 0,6 masy Słońca ilość tlenu 0,14 masy Słońca, a węgla 0,03 masy słonecznej. Wykryto jeszcze azot w produktach takich eksplozji, choć tylko w ilości jednej milionowej tej masy. Jest to nadzwyczaj wydajny proces transmutacji obiektu, którego całkowita masa wynosi ok. 1,5 masy Słońca. Oznacza np. ze z samego tylko żelaza wyrzuconego wskutek takiej eksplozji w przestrzeń kosmiczną można by utworzyć ok. 200 000 obiektów o masie planety Ziemia.

Ale przecież układ okresowy pierwiastków nie kończy się na żelazie, na którym kończy się produkcja nuklearnych pieców gwiezdnych. Skąd zatem biorą się pierwiastki cięższe od żelaza, jak np. złoto czy platyna? Ich udział w porównaniu z pierwiastkami dotychczas wymienionymi sytuuje się w mniej niż mikroskopijnych rozmiarach. Co jednak oznacza określenie mikroskopijny w odniesieniu do bardzo rzadkich pierwiastków? Christopher Sneden, astronom pracujący na University of Texas, skomentował przypadek pierwiastka o nazwie europ, który posiada liczbę atomową 63, iż miał wrażenie jakby usiłował zliczać pojedyncze atomy europu w całej gwieździe. Trochę przesadził, ale niezbyt dużo. Otóż pierwiastki cięższe od żelaza (włącznie do kalifornu - liczba atomowa 98) powstają, przede wszystkim, w wyniku procesu szybkiego wychwytu neutronów, zwanego w skrócie procesem „r”  (od angielskiego słowa rapid). Są to produkty rozpadu związane z eksplozją supernowa, gdy gęsty strumień neutronów, wyzwolony w eksplozji, zderza się z jądrami różnych, powstałych uprzednio, pierwiastków. Zderzenia te, przy tak gęstym strumieniu neutronów wyzwalanym w wybuchu, zachodzą średnio jeden raz na sekundę, co oznacza, że nawet powstające jądra izotopów radioaktywnych mają zbyt mało czasu, aby rozpaść się przed momentem ponownego zderzenia z neutronem. Dopiero, gdy strumień neutronów wygasa (bo proces eksplozji się zakończył), bogate w neutrony jądra mogą się rozpaść, co w końcowym efekcie prowadzi do wyprodukowania trwałych izotopów pierwiastków, np. w rodzaju złota, srebra czy platyny. Przeprowadzane testy z wybuchami bomb wodorowych (taka miniaturowa supernowa) potwierdziły, iż produktami nukleosyntezy są pierwiastki cięższe od żelaza, aż do kalifornu włącznie. Pozostało zatem znaleźć odpowiedni rodzaj kosmicznej bomby wodorowej i wyśledzić niektóre produkty procesu „r”, które związane były ze skutkami jej wybuchu.

W 1937 roku w pobliskiej galaktyce IC 4182 [17] wybuchła supernowa typu Ia. Geoffrey Burbidge, członek wspomnianego wcześniej kwartetu B2FH, analizując zmiany jasności widma jej eksplozji dostrzegł, iż natężenie widma słabło wykładniczo, czyli tak samo jak okres połowicznego rozpadu pierwiastków radioaktywnych.

Oznaczało to, iż jasność widma związana jest z obecnością radioaktywnego izotopu w produktach rozpadu gwiazdy, która wybuchła jako supernowa. I rzeczywiście, dokładnie taki efekt daje przemiana promieniotwórczego niklu 56 i kobaltu 56 przy wybuchu supernowa typu Ia.

Pewna ilość pierwiastków układu okresowego, różnych od wytwarzanych w dotychczas wymienionych reakcjach, powstaje w wyniku procesu związanego z powolnym wychwytem neutronów, czyli procesem „s” ( angielskie slow). Jeśli neutron zostanie wychwycony przez jądro żelaza, wówczas może powstać nowe cięższe jądro. Problem w tym, że swobodne neutrony występują w gwiazdach rzadko, toteż ich zderzenia z jądrami pierwiastków są procesem bardzo powolnym. Powolny wychwyt nie odbywa się jako skutek eksplozji supernowa, zachodzi natomiast w stabilnych grawitacyjnie gwiazdach. Dlatego interwały czasowe pomiędzy zderzeniami neutronu z tym samym jądrem liczone mogą być (średnio) w setkach albo nawet tysiącach lat. Łatwo sobie wyobrazić, iż proces „s” (co do zasady analogiczny do wcześniej naszkicowanego procesu „r”) jest wyjątkowo mało wydajny i może przyczynić się do powstania tylko mikroskopijnych ilości pierwiastków. Do jego produktów zaliczamy np. stront 88, itr 89, cyrkon 90, bar 138 (z 82 neutronami w jądrze). Np. w widmach czerwonych olbrzymów wykryto linie promieniotwórczego technetu (liczba atomowa 43), który nie występuje na Ziemi w stanie naturalnym. We wszechświecie także powinien on zaniknąć, skoro okres połowicznego rozpadu jego najbardziej trwałego izotopu wynosi 4,2 miliona lat. Oznaczało to, iż za obecność technetu w atmosferze czerwonych olbrzymów odpowiedzialny musi być proces „s”, tym bardziej, że w widmach tych olbrzymów wykryto również linie baru i cyrkonu, o których już było wcześniej wiadomo, iż stanowią produkty procesu „s”. Pozostało jedynie wskazać, jaki mechanizm może wyzwalać w jądrach czerwonych olbrzymów uwalnianie swobodnych neutronów dla podtrzymania procesu „s”.

W 1955 roku fizyk jądrowy Alastair Cameron w publikacji w „The Astronomical Journal” zaproponował rodzaj reakcji, który był źródłem takich neutronów. Rzadki izotop węgla (C 13) reagował z helem 4, w wyniku czego powstawał tlen 16 i uwalniał się neutron. W pięć lat później Cameron zaproponował inny rodzaj reakcji, w której rzadki izotop neonu (neon 22) wchodził w reakcję z jądrem helu 4, co w efekcie prowadziło do powstania magnezu 25 i uwolnienia neutronu. Pierwszy rodzaj reakcji jest głównym źródłem neutronów w jądrach czerwonych olbrzymów powstałych z gwiazd o masie nie przekraczającej 8 mas Słońca, natomiast drugi rodzaj stanowi takie ich źródło w bardziej masywnych czerwonych nadolbrzymach.

Opisane dotychczas procesy odpowiedzialne są za powstawanie przeważającej ilości pierwiastków znanych nam z układu okresowego. Tylko pochodzenie nielicznych z nich ma źródło w innych procesach, jak np. zderzenia wysokoenergetycznych fotonów (promieni gamma) z jądrami ciężkich pierwiastków w przestrzeni kosmicznej, w wyniku czego ich masywne jądra rozpadają się na mniej masywne. W taki sposób powstała np. większość berylu i boru.

Na zakończenie zasygnalizuję mało znany, poza kręgami fizyków jądrowych lub astrofizyków, problem związany z rozpowszechnieniem węgla we wszechświecie. Otóż tworzone w połowie XX stulecia teoretyczne mechanizmy, mające wyjaśnić przyczyny pochodzenia węgla w jego ilości obserwowanej we wszechświecie, nie dawały rezultatu. Kombinacje z jednoczesną reakcją (fuzją) trzech jąder helu 4, dawały węgiel 12, zaś proces taki miałby zachodzić w gęstych jądrach czerwonych olbrzymów. Wydajność proponowanej reakcji nie spowodowałaby powstania obserwowanej ilości węgla we wszechświecie. W jej wyniku otrzymana mogłaby być jedynie śladowa ilość tego pierwiastka. Wynikało to z faktu, że otrzymany w taki sposób węgiel 12, wchodziłby w kolejną reakcję z helem 4, i szybko zamieniałby się w tlen 16. Wykluczyłoby to całkowicie możliwość uformowania się życia opartego na węglu.

Angielski astronom Fred Hoyle (znany ze wspomnianego już kwartetu) zaproponował, iż proces wytwarzania węgla byłby w zgodzie z wynikami obserwacji odnoszącymi się do stopnia rozpowszechnienia węgla we wszechświecie wówczas, gdyby jądro węgla znajdowało się w odpowiednim stanie rezonansowym. Wtedy proces jego powstawania miałby wydajność zgodną z wyni- kami obserwacji widm gwiezdnych. Rezonans w jądrze atomowym może wystąpić wtedy, gdy ma ono ściśle określoną energię, a jednocześnie taką, aby była ona możliwa do utrzymania się w jądrach masywnych gwiazd. Znając parametry dla tej drugiej wielkości, F. Hoyle wyliczył dla jąder węgla 12 wartości energii niezbędne dla zaistnienia takiego rezonansu. W 1953 roku w Laboratorium Radiacyjnym Kellogga w Caltechu (California Institute of Technology) William Fowler (także ze składu tegoż kwartetu) wykonał doświadczenie, w trakcie którego sprawdził, czy przy wskazanej wartości energii jądro węgla 12 osiągnie pożądany stan rezonansowy. Okazało się, że Fred Hoyle miał rację i właśnie ten rezonans jąder węgla 12 stanowi jedno z kluczowych delikatnych dostrojeń parametrów fizycznych we wszechświecie, 

Nadeszła już pora na udzielenie odpowiedzi na pytanie postawione w tytule notki, a brzmi ona następująco:
Bóg nie gra z nami w kości, wykreował bowiem świat który możemy naszymi zmysłami poznawać, badać i coraz lepiej rozumieć. Tak więc Bóg nie jest hazardzistą.

Przypisy:

[1] stała Hubble’a - obecnie mierzone tempo rozszerzania się wszechświata, wyrażane wielkością kilometrów na sekundę na megaparsek (megaparsek – milion parseków, tj. 3,24 miliona lat światła) – km/sec ∙Mpc. Na odległościach kosmologicznych (dziesiątki, setki i tysiące milionów lat światła) stała Hubble’a wykazuje proporcje w rodzaju, iż obiekt dwa razy odleglejszy oddala się od obserwatora z dwa razy większą prędkością, niż obiekt dwa razy mniej odległy;

[2] kwarki i gluony;

- kwarki są to cząstki elementarne o ułamkowym ładunku elektrycznym. Kwark, oprócz ładunku elektrycznego, posiada właściwość zwaną „kolorem” (na dzisiaj wyróżniamy 6 kolorów kwarków). Poszczególne rodzaje kwarków nie występują samoistnie, ale z kwarków zbudowane są protony i neutrony. Nazwa „kwark” została wymyślona w 1964r. przez fizyka Murray’a Gell-Manna. Wówczas znane były tylko trzy odmiany tych cząstek elementarnych. Murray Gell-Mann zapożyczył dla nich nazwę z dzieła Jamesa Joyce’a pt: „Finnegans Wake”, gdzie pada kwestia (okrzyk) w brzmieniu „trzy kwarki dla pana Marka!” (Three quarks for Mister Mark!).

- gluony są cząstkami wiążącymi kwarki o różnych „kolorach” ( są nośnikiem sił „kolorowych”);

[3] promieniowanie reliktowe – mikrofalowe promieniowanie tła, temperatura ery rekombinacji w ewolucji wszechświata, tj. z chwili ca 380.000 lat po Wielkim Wybuchu, gdy fotony stały się swobodne z racji związania elektronów w powłokach atomowych (ukształtowania się atomów pierwiastków) i fotony już nie zderzały się ze swobodnymi elektronami. Nastąpiło to wówczas, gdy temperatura wszechświata obniżyła się poniżej 3.000 Kelwinów. Obecnie rejestrowana temperatura promieniowania reliktowego wynosi 2,73 Kelwina, co oznacza, że energia fotonów wyemitowanych 380.000 lat po momencie Big Bangu, zmniejszyła się w ciągu 13 mld lat ponad tysiąckrotnie;

[4] lekkie pierwiastki – pierwiastki o liczbie atomowej (ilości protonów w jądrze atomowym) mniejszej od posiadanej przez żelazo. W astronomii wszystkie pierwiastki, poza wodorem i helem, określa się mianem „metali”. Wskaźnik metaliczności, czyli procent zanieczyszczenia atmosfery gwiazdy innymi pierwiastkami (oprócz pierwotnych wodoru i helu) wskazuje na typ morfologiczny gwiazdy, a zwłaszcza pozwala określić jej wiek;

[5] W 1981 roku francuscy astronomowie Monika i Franciszek Spite, korzystając z teleskopu w kanadyjsko-francusko-amerykańskim obserwatorium na Hawajach dysponującym teleskopem o średnicy 3,6 m na szczycie Mauna Kea, obserwowali gwiazdy galaktycznego „halo” i szukali linii absorpcyjnej odpowiadającej widmu litu. We wszystkich zbadanych przypadkach koncentracja litu była zgodna z wielkością wynikającą z teoretycznego modelu Wielkiego Wybuchu. W 1991r. potwierdzenie ich wyników uzyskali trzej amerykańscy astronomowie z University of Texas w Austin (Verne Smith, David Lambert i Paul Nissen) w widmie gwiazdy HD 84937 z konstelacji Lwa, odległej od Słońca o ok. 260 lat światła. Jest to, niewidoczny gołym okiem, żółty karzeł, trochę chłodniejszy od Słońca (5.400 K) o masie ok. 0,6-0,8 masy słonecznej;

[6] promieniowanie reliktowe zostało (przypadkowo) wykryte w 1964 r. przez Arno Penziasa i Roberta Wilsona, którzy pracowali nad nowymi kanałami transmisji telekomunikacyjnei dla firmy Bell Telephone i byli zatrudnieni w laboratorium tej firmy miejscowości w Murray Hill (New Jersey);

[7] Przeszła do historii fizyki odpowiedź Sir Artura Eddingtona, na zadane mu pytanie na kongresie fizykó1) przez jednego w wybitnych kolegów z tej branży naukowej, że jest on ponoć tylko jednym z trzech ludzi na świecie, który rozumieją teorię względności Einsteina. Sir Artur po pewnym namyśle odrzekł: cały czas się zastanawiam, kto mógłby by tym trzecim.”;

[8] chodzi o masę początkową gwiazdy, gdy znajduje się ona na tzw. ciągu głównym, czyli na etapie spalania wodoru.

[9] określenie „spalanie” jest tylko pewnym przybliżeniem reakcji syntezy termojądrowej. Występuje ona w cyklu proton-proton, który jest sekwencją reakcji syntezy dla gwiazd o masie nie większej niż 1,5 masy Słońca oraz w cyklu C-N-O (węgiel-azot-tlen) dla gwiazd bardziej masywnych, gdzie węgiel, azot i tlen stanowią katalizatory dla reakcji termojądrowych w takich gwiazdach. Sumaryczna masa katalizatorów nie zmienia się, natomiast stopniowo tlen i węgiel transmutują w azot;

[10] określenie „mgławica planetarna” nie ma nic wspólnego ani z planetami, ani z planetogenezą. Jest ono terminem historycznym, gdy pierwsze, jeszcze XVIII-to i XIX-to wieczne widma takich obiektów były interpretowane jako tworzenie się dysków protoplanetranych wokół gwiazd. Nie znano jeszcze wówczas etapów ewolucji poszczególnych typów gwiazd;

[11] biały karzeł - niezwykle gęste jądro umarłej gwiazdy, z reguły o masie 0,6 masy słonecznej, która upakowana jest w kuli o średnicy ca 20.000 km. Z tego powodu gęstość materii białego karła jest bardzo duża, jeden jej cm sześcienny (tyle, ile mieści standardowa łyżeczka do herbaty) ważyłby (w hipotetycznych warunkach ziemskich) jedną tonę. Najbliższy znany biały karzeł to tzw. Syriusz B, towarzysz Syriusza stanowiący z nim grawitacyjnie związany układ, znajduje się w odległości ca 8,5 roku światła od Słońca. Kolejnym najbliższym jest Procjon B, towarzysz Procjona, odległy o 11,4 roku światła. Białe karły są dosyć częstym typem gwiezdnym. Oszacowania astrofizyczne wskazują, że w Galaktyce białe karły stanowią ok. 10,0% wszystkich gwiazd;

[12] jedne z najbliższych Słońca (i Ziemi) czerwone nadolbrzymy to znajdujące się w odległości ponad 500 lat światła Betelgeza w Orionie i Antares w Skorpionie. Oba zostaną rozerwane niebawem, jak na standardy kosmiczne, w eksplozji znanej jako supernowa; Antares w przeciągu jednego miliona lat, a Betelgeza w przeciągu kilku milionów lat;

[13] Rigel - beta Oronis, błękitny nadolbrzym w konstelacji Oriona, odległy od Słońca o ca 860 lat światła. W przeciągu 10 milionów lat zakończy swój żywot gwiezdny jako supernowa;

[14] Deneb - alfa Cygni, bialy nadolbrzym w konstelacji Łabędzia, odległy od Słońca ok. 1.425 lat światła. W przeciągu 10 milionów lat zakończy swój żywot gwiezdny jako supernowa;

[15] pierwszy pulsar został odkryty (zarejestrowano jego widmo) w roku 1967. Do dzisiaj poznano ich grubo ponad tysiąc, a liczba rozpoznanych obiektów tego rodzaju systematycznie zwiększa się. Pulsary stały się sławne, gdy astronomowie, Polak Aleksander Wolszczan i Kanadyjczyk Dale Frail odkryli w 1991 roku planety w otoczeniu pulsara radiowego PSR B 1257+12 w konstelacji Panny, obiektu odległego o 980 lat światła od Słońca. Pulsar ten charakteryzuje się częstotliwością 160 pulsów na sekundę. Moga być one rejestrowane przez ziemskie urzadzenia o ile usytuowanie pulsara wzgledem  Słońca (i orbity ziemskiej) jest takie, ze zwrócony jest w tym kierunku swoimi buegunami. Pulsary (zwane xcczasem magnetarami) maja tak silne pole magnetyczne , że promireniowanie mo  ze wydostać się z nich tylko w punkcie biegunów, gdzie wyrzucane jestprostopadle w przestrzeń. Pozostałe jest zakrzywione , jak w pezypadku magnesu wokół magnetara ( rdzenia);

[16] jest to tzw. granica Chandrasekhara wyliczona w latach trzydziestych XX stulecia przez amerykańskiego astrofizyka pochodzenia hinduskiego Subrahmanyana Chandrasekhara. Granica przyjmuje wartość 1,44 masy Słońca dla białych karłów składających się z mieszaniny węgla, tlenu i helu lub wartość 1,24 masy Słońca dla białych karłów z głównym udziałem żelaza;

[17] galaktyka nieregularna w konstelacji Psów Gończych, odległa ok. 13 milionów lat świetlnych od Drogi Mlecznej, o 5-6 krotnie mniejszej średnicy (rozmiar ok. 25 tys. lat świetlnych), stanowiąca składnik grupy trzech galaktyk (M94);

******

Wykaz moich notek na portalu "Szkoła Nawigatorów" pod linkiem:

http://stanislaw-orda.szkolanawigatorow.pl/troche-prywaty      

 

 

 

---

tagi: big bang 

	stanislaw-orda
	29 stycznia 2019 09:06

69     2405    8 zaloguj sie by polubić