Organiczne odpadki z fabryki gwiazd – część 2

Poprzedni odcinek można znaleźć tutaj.

W poprzednim odcinku opisałem, jak w przestrzeni kosmicznej rodzą się i zapalają gwiazdy, a w nich powstają przez miliony lat pierwiastki. Teraz tę sytuację można porównać do pudełka z rozmaitymi klockami lego. Są tam klocki malutkie, ale też nieco większe. Brakuje tych największych, bo natura ich jeszcze nie stworzyła. Tak czy inaczej niektóre z tych klocków da się połączyć w pary, trójki i większe zestawy. Tu muszę podkreślić, że nie możemy przy tym posługiwać się klasycznymi podręcznikami do chemii. Owszem, część powstających połączeń będzie takich, jak na Ziemi, ale w kosmosie możliwości tworzenia wiązań jest znacznie więcej.
I nawet jeśli istnieje teoretyczna możliwość powstania niektórych połączeń chemicznych w ziemskim laboratorium, większość z nich będzie istnieć niesamowicie krótko, ponieważ będą na tyle reaktywne, że szybko połączą się z czymś, co jest tuż obok. W kosmosie powstające indywiduum chemiczne jest oddalone od możliwych reagentów, stąd jego trwałość.

Wiadomo, że nie ma szans na to, by wykonać typowe badania laboratoryjne w obłokach molekularnych czy protogwiazdach. Są one po prostu za daleko od nas. Na szczęście mamy spektroskopię, która jest najważniejszą zdalną metodą badawczą względnie nowej dyscypliny naukowej, jaką jest astrochemia.
Jak sama nazwa wskazuje, jest to połączenie astronomii (czy też astrofizyki) z chemią. Podstawowym narzędziem pracy astrochemika nie są kolby oraz probówki, ale radioteleskopy i komputery. To dzięki nim zdobywamy wiedzę o promieniowaniu emitowanym przez odległe obiekty. Jednymi z budzących największe zainteresowanie są tzw. ośrodki międzygwiazdowe (ISM – Interstellar Medium).

Efektowny ośrodek międzygwiazdowy w gwiazdozbiorze Łabędzia (Cygnus) zwany kosmiczną gąsienicą
Długość – rok świetlny (9,5 bln km)
źródło: Wikipedia, licencja: CC BY SA 4.0

Jest tam głównie gaz, plazma, pył kosmiczny oraz promieniowanie elektromagnetyczne. Panuje tam względnie niska temperatura (<3000 K), dzięki czemu mogą powstawać (i trwać) typowe wiązania chemiczne.
Kilka słów o tym, jak się to bada. Każdy atom podgrzany do pewnej temperatury zaczyna emitować promieniowanie o określonych długościach fali, charakterystycznych dla danego pierwiastka. Jest to swoisty „odcisk palca” pozwalający na jego jednoznaczną identyfikację. Z kolei jeśli mamy atomy połączone w związki, badamy głównie wiązania między atomami. Tu można sobie wyobrazić, że są to np. dwie kulki połączone sprężyną. I w takim układzie możemy obserwować oscylacje (kulki regularnie oddalają się i zbliżają do siebie) oraz rotacje (obrót całej cząsteczki). Wszystkie te ruchy przekładają się znowu na promieniowanie. Obraz emisji tego promieniowania jest oczywiście bardziej złożony niż w przypadku widm poszczególnych atomów, ale są one jak najbardziej do rozszyfrowania. Co więcej, dzięki metodom chemii kwantowej jesteśmy w stanie z dużą dokładnością bez eksperymentów laboratoryjnych przewidzieć teoretycznie wygląd tych widm.
Tu trzeba dodać jeszcze jedną rzecz. Ośrodki międzygwiezdne, podobnie jak gwiazdy i galaktyki, są w ciągłym ruchu – oddalają się (najczęściej) albo przybliżają (znacznie rzadziej) od/do miejsca obserwacji. Mamy tu do czynienia z klasycznym efektem Dopplera. Znacie to na pewno z życia codziennego, gdy mija was karetka czy straż z włączonym sygnałem dźwiękowym. Dźwięk ma inną wysokość w zależności od tego, czy samochód jedzie w naszą stronę, czy się oddala.
Dlatego też uzyskane widmo musimy odpowiednio przesunąć (mówiąc w uproszczeniu: w lewo lub prawo), aby skorygować to przesunięcie. Przy okazji możemy jednocześnie w prosty sposób wyznaczyć szybkość przybliżania się albo oddalania danego źródła promieniowania. Zauważmy tutaj, że to przesunięcie umożliwia właśnie obserwacje tych galaktyk. Trafiliśmy w idealny moment, więc powinniśmy to docenić.
Jeśli już mamy widmo umieszczone w prawidłowym miejscu na osi długości fali (czy też częstotliwości), wystarczy przyporządkować występujące piki do konkretnych wiązań odpowiednich związków – i gotowe. Tak, wystarczy… Brzmi prosto, ale diabeł tkwi w szczegółach. Nie dość, że mamy całą paletę tych związków, to jeszcze niektóre z nich mają w sobie różne izotopy tego samego pierwiastka. Weźmy chociaż prosty tlenek węgla – CO. Skoro możemy tam mieć takie izotopy węgla, jak 12C, 13C i 14C, a także 16O, 17O oraz 18O, to możliwe jest aż 9 kombinacji dwuatomowych. A przecież jest to tylko kombinacja dwóch atomów. Jeśli będzie tam CO2, liczba możliwości rośnie do 27.
Jak więc widać, analiza tych danych będzie naprawdę złożona.

Dlatego z szacunkiem przywitałem pracę dużego zespołu naukowców z Chalmers tekniska högskola (Politechnika Chalmersa – Szwecja). Analizowali oni dane uzyskane z zespołu radioteleskopów NOEMA.

Obserwatorium NOEMA (Alpy Francuskie, wys. 2500 m npm) – tu 9 z 15 radioteleskopów
źródło: Wikipedia, licencja: CC BY SA 4.0

Sięgnęli oni bardzo daleko, a więc do wczesnego Wszechświata, z którego światło wędrowało do Ziemi kilkanaście miliardów lat. Trzeba tu zdawać sobie sprawę, że w chwili, gdy to promieniowanie startowało w swoją podróż, Układu Słonecznego jeszcze oczywiście nie było. Badano obiekt w gwiazdozbiorze Rysia, noszący bardzo poetycką nazwę APM 08279+5255. W tym przypadku astrofizykom pomogło zjawisko soczewkowania grawitacyjnego (kiedyś może o tym też napiszę). Mówiąc skrótowo – jest to kwazar, czyli gwiazdopodobne źródło promieniowania, będące po prostu aktywną galaktyką, w której centrum jest równie gigantyczna czarna dziura. Gigantyczna, czyli jaka? Wyobraźmy sobie nasze poczciwe Słońce. Pomnóżmy jego masę przez 23 miliardy. No i mamy masę tej czarnej dziury.
Ale nas bardziej interesuje otoczenie tego wszystkiego, czyli gaz i pył w przestrzeni międzygwiezdnej. Dodam tylko, że samą czarną dziurę otacza obłok pary wodnej, też wielki. Jego masa jest szacowana na sto tys. mas Słońca.
No ale woda była już wykrywana w wielu miejscach Wszechświata. Ciekawsze są inne połączenia chemiczne, zwłaszcza że mamy tu spotkanie z bardzo wczesnymi obiektami, zaledwie 1,5 mld lat po powstaniu Wszechświata. Badacze zostali zaskoczeni bogactwem chemicznego zoo, które znaleźli. Część tych egzotycznych połączeń została znaleziona pierwszy raz. Cóż takiego tam mamy: tlenek węgla (CO), rodnik cyjanowy (CN – bardzo ważny), rodnik etynylowy (CCH), cyjanowodór (HCN – uwaga, toksyczny!), kation formylowy (HCO+), izocyjanowodór (HNC), siarczek węgla (CS), jon hydroniowy (H3O+), tlenek azotu(II) (NO), diazenylium (N2H+ – jeden z pierwszych obserwowanych w kosmosie), metylidyn (CH – odkryty w Kosmosie po raz pierwszy w 1937 roku) itd. Niektóre z tych związków zostały po raz pierwszy zaobserwowane na tak dużych dystansach, czyli w bardzo młodym Wszechświecie. W tym chemicznym koktajlu są składniki, które pozwalają na stworzenie znacznie bardziej złożonych związków, co jest podstawą życia, jakie znamy.
Jeśli spojrzymy na to wszystko całościowo, zauważymy, że w miejscu, które jest olbrzymią fabryką gwiazd, produkuje całą masę odpadów, które tak naprawdę odpadami przecież nie są. I właśnie one są niesamowicie interesujące dla nauki. W sumie jest to dość niezwykła sprawa – w takich miejscach, a jest ich na pewno wiele, rodzą się gwiazdy, ale też materia budulcowa, z której po milionach (albo miliardach) lat powstaną układy planetarne. Powstaje tam też materia organiczna, a więc potencjalna podstawa życia podobnego do ziemskiego.

Zadziwiający jest ten świat, a im lepiej go poznajemy, tym bardziej nas zaskakuje.

Publikacja naukowców z Chalmers

Sekrety fabryki gwiazd

Interstellar molecules (ang.)

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.