Jeśli wyjdziemy nocą i spojrzymy w niebo, zobaczymy gwiazdy, wiele gwiazd. Są ich miliardy, choć my widzimy tylko skromny ułamek. Trzeba sobie uświadomić, że każda z nich musiała gdzieś i kiedyś powstać. Warto poświęcić temu kilka słów. A więc: gdzie znajdują się fabryki gwiazd i jak działają? Czym są produkty uboczne tworzenia gwiazd i co mają wspólnego z życiem? No i najważniejsze: jak to wszystko się bada?
Obłoki międzygwiazdowe i molekularne
Wszędzie w kosmosie znajdziemy obłoki międzygwiazdowe. Są to lokalne zgęszczenia materii, konkretnie gazu i pyłu. Składają się one przede wszystkim z różnych form wodoru: pojedynczych atomów H, zjonizowanych H+ oraz bardzo niewielkiej ilości cząsteczek wodoru H2. Nic w tym dziwnego, ponieważ, jak powszechnie wiadomo, wodór stanowi większość materii tworzącej Wszechświat. Jeśli stworzy się taki obłok, do głosu dochodzi grawitacja – słabe, ale powszechne oddziaływanie między elementami materii. Po milionach lat obłok taki gęstnieje, atomy wodoru łączą się w cząsteczki i powstaje z nich obłok molekularny. Skąd o tym wiemy? Pierwszym, który zaczął o tym rozmyślać, był holenderski astronom (a właściwie wtedy student) Hendrik van de Hulst. Z jego rozważań teoretycznych wynikało, że międzygwiezdny wodór powinien dawać sygnał widmowy o długości 21 cm, czyli mieścić się w zakresie fal radiowych. No ale to tylko teoria. A co z praktyką? W owym czasie radioastronomia była dopiero w powijakach. Ledwo parę lat wcześniej Karl Jansky zbudował antenę zdolną do odbierania sygnałów międzygwiezdnych. Tak naprawdę technika ta została rozwinięta po II wojnie światowej, dając początek wielkim odkryciom. Holendrzy wykorzystali w tym celu zestaw anten wojskowych, które w czasie wojny służyły Niemcom jako anteny radarowe. Dzięki nim w 1951 roku Harold Ewen oraz Edward Purcell zaobserwowali kosmiczny sygnał fali o długości 21 cm. Było to ostateczne potwierdzenie rozważań van de Hulsta.
Wiele radioteleskopów skierowano w niebo, mapując Wszechświat, a konkretnie emisję fal 21 cm. Zaczęła się z nich wyłaniać mapa obłoków molekularnych, czyli de facto skupisk wodoru. I znowu do głosu dochodziła tam grawitacja – im większa masa molekuł, tym mocniej się przyciągają (dzięki, Newtonie!). I znowu mijały miliony lat, a obłoki gęstniały. Gdy skupiska molekuł były już naprawdę duże i gęste, nieuniknione stało się uruchomienie procesów syntezy jądrowej.
Lepimy gwiazdę
Tak więc na początku mamy wodór, najprostszy pierwiastek. Gdy obłok jest wystarczająco gęsty, zdarza się, że jądra wodoru, czyli protony, zderzają się, w wyniku czego powstaje cięższy izotop wodoru, czyli deuter. Jako produkty uboczne, w tym momencie dla nas nieistotne, mamy pozyton (antyelektron) oraz neutrino. Przy sprzyjających warunkach jądro deuteru może zderzyć się z kolejnym protonem, dając już nowy pierwiastek – hel, a konkretnie izotop hel-3. Z kolei dwa takie jądra po zderzeniu dają typowe, bardzo trwałe jądro helu-4.
Tego typu reakcje są pierwszymi, które zachodzą w obłokach molekularnych. W ich wyniku obłok będzie się składał z mieszaniny wodoru i helu. Cały cykl nosi nazwę cyklu protonowego. Przedstawiłem go tu w uproszczeniu, ponieważ tych cykli jest tak naprawdę trzy.
Ponieważ w każdym z tych cykli wydziela się dość dużo energii, całość podgrzewa się do naprawdę dużych temperatur. Jednocześnie grawitacja powoduje zmniejszanie się objętości tego fragmentu obłoku. W wyniku tych procesów powstaje protogwiazda. Nie emituje ona jeszcze światła, a promieniowanie cieplne, czyli takie, które mieści się w zakresie mikrofal (tak, tych samych, które są w kuchence) i podczerwieni.
Proces przekształcania protogwiazdy w gwiazdę właściwą jest bardzo krótki – trwa zaledwie 0,5 mln lat. OK, dla nas to niewyobrażalnie długo, ale biorąc pod uwagę, że stanowi to 0,1 promila czasu życia gwiazdy, to naprawdę mgnienie oka.
Co zapala gwiazdy?
W protogwieździe mamy już sporo helu (ale i tak większość materii stanowi wodór). Gęstość rośnie (grawitacja), a jeśli rośnie gęstość, to wzrasta też ciśnienie i temperatura. Wtedy we wnętrzu zaczyna zachodzić właściwa reakcja termojądrowa. Mówiąc bardzo skrótowo – rozpoczyna się proces nazwany 3α, w wyniku którego trzy jądra helu łączą się w jądro węgla. Obecnie uważa się, że cały węgiel Wszechświata powstał właśnie w tym procesie. Równocześnie w procesach pobocznych powstają w niewielkich ilościach lit, beryl i tlen, czyli metale. Tu przypomnę, że w kosmologii i astrofizyce metalami nazywamy wszystkie pierwiastki cięższe od helu. Tak, tak – tlen u nich jest też metalem. Streszczając ciąg dalszy – powstają potem inne, cięższe pierwiastki, aż do żelaza.
Energia wydzielana w tych procesach zaczyna być na tyle duża, że gwiazda (już nie proto-), poza mikrofalami i promieniowaniem podczerwonym, zaczyna też emitować światło widzialne. Gwiazda się zapala i proces ten będzie trwał miliardy lat. Aby do tego doszło, protogwiazda musi mieć masę będącą nie mniej niż 1/12 masy naszego Słońca. Przypomnijmy: składa się ona w większości z wodoru, jest tam też nieco helu-3 i helu-4, a także mniejsze ilości innych pierwiastków.
Reasumując: mamy już koktajl pierwiastków. Pora na połączenia między nimi. Ale to już temat na kolejny wpis.
W skład obłoku gwiazdowego wchodzą m.in. jądra zjonizowanego wodoru H+. Czyli po prostu protony?
Tak, protony. Może też istnieć wodór zjonizowany ujemnie – H(-)