Organiczne odpadki z fabryki gwiazd – część 1

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?

Obłok międzygwiazdowy w mgławicy Carina (Kil). Ciemne obszary to chłodna mieszanina wodoru i pyłu międzygwiezdnego
źródło: NASA, licencja: domena publiczna

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.

Lovell Telescope (Cheshire, Wielka Brytania)
źródło: Wikimedia, licencja: CC SA 4.0

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.

Proces nukleosyntezy jąder helu w gwiazdach
źródło: Wikimedia, licencja: domena publiczna


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.

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.

Udostępnij wpis

2 thoughts on “Organiczne odpadki z fabryki gwiazd – część 1

  1. W skład obłoku gwiazdowego wchodzą m.in. jądra zjonizowanego wodoru H+. Czyli po prostu protony?

    • Tak, protony. Może też istnieć wodór zjonizowany ujemnie – H(-)

Dodaj komentarz

Twój adres e-mail nie zostanie opublikowany. Wymagane pola są oznaczone *