Blog
Magia obłoków (Magellana)
unukalhai
unukalhai unuk.al.hayah@gmail.com
48 obserwujących 132 notki 194157 odsłon
unukalhai, 29 lutego 2012 r.

Dlaczego Bóg nie gra w kości?

1481 52 0 A A A

 

 

Tekst w wersji pierwotnej ukazał się netowym POLIS MPC w 2010 r. pt: „Paciorki gwiezdnego różańca”. Wersja prezentowana obecnie została, w porównaniu do poprzedniej, poddana liftingowi, czyli przeredagowałem ją, skróciłem, poprawiłem zwłaszcza stylistycznie oraz zaktualizowałem w odniesieniu do niektórych danych astrofizycznych. Tytuł został zmieniony i obecny wyraża sens powiedzenia A. Einsteina, iż Bóg nie gra w kości.
 
Bóg nie uprawia hazardu
 
                We wszechświecie, albo jak kto woli, w kosmosie, 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. Otóż 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. Po prostu całość cząstek chemii nieorganicznej jak i organicznej, która składa się na organizm mieszkańców zakątka kosmosu stanowiącego nasz dom.
Wymieniony kosmita zamieszkuje obiekt astronomiczny, na którego skorupę planetarną 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%. Jednym słowem 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  przedstawiała się 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%. Z kolei gwiazda ogrzewająca i oświetlająca naszą planetę 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 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 wymienionymi należy wymienić 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. Co prawda 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.  60 lat.
               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”. Zjawisko oddalania się galaktyk (od obserwatora) zostało zaobserwowane i zinterpretowane przez amerykańskiego astronoma Edwina Hubble’a w końcu lat trzydziestych XX wieku. Wskazywało ono na to, iż przestrzeń wszechświata podlega ekspansji. W rezultacie sfera wszechświata powiększa swój rozmiar (rozszerza się), jednocześnie obniżając średnią temperaturę w sferze. 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) i będziemy cofać się na skali czasu, dotrzemy do punktu odległego o ok. 13,7 miliarda lat.
 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] i 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 cały wszechświat był supergęstym i supergorącym rodzajem osobliwości . Gęstość materii miała wartość porównywalną do stanu, w którym materia Słońca upakowana byłaby w kuli o promieniu 10 km.
 
Konstrukcja Big Bangu oparta jest zatem na trzech kluczowych filarach. Pierwszy to ekspansja rozmiarów wszechświata, drugi promieniowanie reliktowe[3] (mikrofalowe promieniowanie tła), zaś trzecim jest zawartość lekkich pierwiastków [4] w najstarszych znanych gwiazdach. Dwa pierwsze filary zostały szkicowo przedstawione, a zatem kolej na trzeci.
               
                W efekcie Wielkiego Wybuchu 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 wszechświata. 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.
 
W tym miejscu wstawiam (kursywą) fragment dla bardziej zainteresowanych czytelnikow, który mniej zainteresowani mogą pominąć.
 
[W sekundę po Big Bangu temperatura wynosiła 10 miliardów Kelwinów, a liczba protonów przewyższała liczbę neutronów pięciokrotnie. Protony staną się następnie jądrami wodoru, zaś wszystkie praktycznie 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 się z tym wiąże, 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 daje nam 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 staje się coraz większa, a jej średnia temperatura obniżyła  się do miliarda Kelwinów, co oznacza 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 stanowiło 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 rozszerzyć i ochłodzić do temperatury, w której protony nie posiadają energii wystarczającej do rozbicia jądra litu 7 i może ono przetrwać].
 
Teoretyczne wyliczenia dotyczące zawartości litu 7 w relacji do zawartości wodoru 1 wskazywały, że powinna ona wynosić jedną część na 10 miliardów  w pierwotnej materii wszechświata.
W 1981 roku odkryto lit 7 w najstarszych gwiazdach naszej Galaktyki (powstałych z pierwotnej materii) właśnie w takiej koncentracji w stosunku do wodoru. Ostateczne potwierdzenie dla teoretycznie wyliczonej koncentracji litu zostało dokonane dopiero w 1991 roku także poprzez znalezienie gwiazdy z pierwszej generacji gwiazd [5]. Tym samym, trzeci teoretyczny filar modelu Wielkiego Wybuchu znalazł obserwacyjne potwierdzenie [6] .
               
                Ale skoro Wielki Wybuch dostarczył tylko pięciu przedstawicieli układu okresowego pierwiastków, to w jaki sposób powstały pozostałe, zwłaszcza stanowiące cegiełki niezbędne do budowy planet w rodzaju Ziemi i istot w rodzaju homo sapiens?                Ta właśnie kwestia stanowi temat dalszej części niniejszego tekstu.
 
                W ramach fizyki klasycznej nie było możliwe wyjaśnienie jaki jest mechanizm 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 raptem ok. 6.000 lat.
Dopiero Einstein, który w  słynnym równoważniku E = mc2powiązał masę z energią,wskazał na właściwe rozwiązanie tej zagadki.  W jądrach gwiazd występują bardzo specyficzne warunki charakteryzujące się ogromnym ciśnieniem i ogromnymi temperaturami, które to parametry umożliwiają, w wyniku silnych oddziaływań zachodzących pomiędzy cząsteczkami subatomowymi,  uwolnienie 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 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 pracy Budowa wewnętrzna gwiazd (The Internal Constitution of the Stars) wskazał, że wnętrza gwiazd są miejscem, w którym zachodzą procesy transmutacji pierwiastków. Nie był jednak nadal rozpoznany mechanizm tej transmutacji.
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 (kwartetu nazywanego 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. Autorzy w wymienionej publikacji przedstawili uzasadnienie, że wszystkie znane pierwiastki, cięższe od wodoru i helu, powstały w wyniku nukleosyntezy, która odbywa się w jądrach i atmosferach ewoluujących gwiazd.
 
                Okazało się, że wytwarzanie pierwiastków cięższych od wodoru i helu jest efektem dwóch podstawowych mechanizmów, które  związane są z ewolucją odmiennych rodzajowo typów gwiazd.
Jako typ pierwszy wyróżniamy ewolucję gwiazd o masach w przedziale 0,5 - 8,0 mas Słońca [7]. Schemat ewolucyjny takich gwiazd polega na tym, że ich główny i najdłużej trwający okres „życia” związany jest ze spalaniem [8] wodoru (który stanowi główny budulec materii gwiazdy), czyli transmutacją wodoru w hel. W wyniku tego procesu wytwarzana jest i emitowania energia (tzw. świecenie) gwiazdy. Kiedy jądro gwiazdy dokona przemiany całego znajdującego się w nim wodoru w hel, 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 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 odrzuconej 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”[9]. 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 [10].
 
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 [11]. 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) [12] lub białym (np. Deneb) [13]. W kolejnych fazach nukleosyntezy następuje 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 wyniku 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 międzygwiezdnej, 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 do protonów w jądrze żelaza, w wyniku fuzji produkują elektrycznie obojętne neutrony. Dla zilustrowania gwałtowności takich zmian warto dodać, że np. gwiazda o masie 20-krotnie wyższej od słonecznej spala swój krzem i siarkę w jądrze zaledwie w ciągu dwóch dni. Czyli, można  przyjąć, że eksplozja zwana supernową trwa kilkadziesiąt godzin, co w przypadku tak dużych i masywnych gwiazd  jest szybkością przekraczającą granice naszej wyobraźni. Odpowiednio do szybkości tej reakcji wydzielona zostaje stosowna, równie niewyobrażalna, ilość energii będąca skutkiem takiego wybuchu.
Moment obrotowy tak olbrzymiej gwiazdy, zgodnie z zasadą zachowania pędu, zostaje wówczas 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. Promieniowanie niektórych z takich obiektów może być skierowane w kierunku Słońca i wówczas jest odbierane przez ziemskie radioteleskopy w postaci pulsów. Częstotliwość pulsów zależy od ilości obrotów gwiazdy neutronowej. Zarejestrowano pulsy powtarzające się nawet tysiące razy na sekundę. Z czasem obroty zwalniają, z pulsara gwiazda staje się, stopniowo stygnącym, żużlem kosmicznym [14].
Jeżeli jednak pozostałość po wybuchu supernowej będzie miała masę przekraczającą 3 masy słoneczne, kolaps grawitacyjny nie zatrzyma się na etapie gwiazdy neutronowej, tylko doprowadzi do obiektu o tak silnej grawitacji, z którego nawet  prędkość fotonów światła jest zbyt małą szybkością ucieczki. Powstaje wówczas osobliwość zwana „czarną dziurą” (black hole). Finał dla typowej drogi ewolucyjnej masywnych gwiazd w postaci eksplozji supernowa jest rozróżniany w jej trzech typach:
 Ib, Ic i II. Taka klasyfikacja jest związana z rodzajami pierwiastków wyrzucanych do przestrzeni międzygwiezdnej w wyszczególnionych odmianach wybuchów oraz z wcześniejszą długością życia eksplodującej gwiazdy.
                Jeśli prześledzimy, w dotychczas omówionych typach gwiezdnej ewolucji, podstawowe produkty nukleosyntezy, które mogą zasilać przestrzeń międzygwiezdną i stanowić następnie budulec dla innych obiektów kosmicznych, skonstatujemy 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 [15],  ciśnienie masy 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 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, 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. To mogą to być zatem  interwały czasowe liczone w setkach milionów bądź  miliardach 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 wydajność z procesu transmutacji obiektu, którego całkowita masa wynosi ok. 1,5 masy Słońca.
Ale przecież układ okresowy pierwiastków nie kończy się na żelazie, na którym kończy się produkcja nuklearnych  pieców gwiezdnych. Skąd zatem biorą się cięższe od żelaza pierwiastki, 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. Nieco przesadził, ale niezbyt dużo.
 
Pierwiastki cięższe od żelaza (aż do kalifornu włącznie, 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 wybuchła supernowa typu Ia w pobliskiej galaktyce IC 4182 [16]. 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.
Dla porządku dodam, iż poza szybkim wychwytem neutronów, pewna ilość pierwiastków układu okresowego, różnych od wytwarzanych w dotychczas wymienionych reakcjach, powstaje w wyniku procesu związanego z powolnym ich wychwytem, czyli procesem „s” (od angielskiego 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 obserwowanej ilości 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 spowodowała by 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 rozpowszechnienia węgla we wszechświecie wówczas, gdyby jądro węgla znajdowało się w odpowiednim stanie rezonansowym. Wtedy proces jego powstawania miałby wydajność adekwatną do wyników obserwacji. 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 niezbędne wartości energii dla istnienia takiego rezonansu. W 1953 roku w Laboratorium Radiacyjnym Kellogga w Caltechu (Kalifornia Institute of Technology) William Fowler (także ze składu kwartetu) wykonał doświadczenie, w trakcie którego sprawdził, czy przy wskazanej wartości energii jądro węgla 12 osiągnie pożądany stan rezonansowy. Okazało się, ze Fred Hoyle miał rację i właśnie ten rezonans jąder węgla 12 stanowi jedno  z kluczowych, delikatnych dostrojeń parametrów fizycznych we wszechświecie, któremu zawdzięczają swoje istnienie, między innymi, współcześni astrofizycy.
 
               
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] chodzi o masę początkową gwiazdy, gdy znajduje się ona na tzw. ciągu głównym, czyli na etapie spalania wodoru.
 
[8]  określenie „spalanie” jest tylko pewnym przybliżeniem reakcji syntezy termojądrowej. Występuje ona w cyklu proton-proton, który jest sekwencja 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;
 
[9]  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;
 
[10]  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 swiatła. Białe karły są dosyć częstym typem gwiezdnym. Oszacowania astrofizyczne wskazują, że w Galaktyce białe karły stanowią ok.  10,0% wszystkich gwiazd;
 
[11]  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 la;
 
[12]  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;
 
[13] 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;
 
[14]  pierwszy pulsar został odkryty (zarejestrowano jego widmo) w roku 1967. Do dzisiaj poznano ich kilkaset, 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 (charakteryzuje się on częstotliwością 160 pulsów na sekundę).
 
[15]  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;
 
[16] 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);
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
               
 
               
 
 
               
 
               
               
               
               
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
               
 
 
 
Opublikowano: 29.02.2012 22:13. Ostatnia aktualizacja: 11.07.2017 15:51.
Autor: unukalhai
Skomentuj Obserwuj notkę Napisz notkę Zgłoś nadużycie
NEWSY - TOP 5

O mnie

Na ogół bawię się z losem w chowanego

Ostatnie notki

Najpopularniejsze notki

Ostatnie komentarze

  • wittek 17, ty nieszczęśliwa ofiaro reform edukacyjnych, napisz skąd wiesz , że to są...
  • Ulryk Niemcy za każdego obywatela Polski, który zginął w II wojnie, podeślą nam jednego...
  • londoncity (18.08., 12:17) no i od Ukraińców (za Chmielnickiego), nie wspominając o...

Tematy w dziale Technologie