Tag: astrofizyka

Próżnia, (nie)byt skomplikowany. Część 2: Próżnie kosmiczne

Piotr Gąsiorowski4 komentarze 
Pozostałe części cyklu

Część 1: Próżnie filozofów i eksperymentatorów
Część 3: Próżnie relatywistyczne
Część 4: Próżnie kwantowe

Jak policzono cząsteczki gazu

W pierwszym odcinku pisałem o tym, jak odłożywszy na bok rozważania filozofów, którzy łamali sobie głowę nad tym, czym jest próżnia, próbując apriorycznie ustalić możliwość bądź niemożność jej istnienia, badacze zajęli się próżnią empirycznie, czyli po prostu spróbowali ją uzyskać. Podejście takie okazało się owocne. Nauka ruszyła z miejsca, kiedy uczeni oswoili się z myślą, że „moc rozumu”, choćbyśmy nie wiem jak wytężali mózg, nie jest w stanie zastąpić obserwacji i eksperymentów.

Wspomniałem, że najniższe ciśnienie uzyskane dotąd w próbach wytworzenia sztucznej próżni to ok. 10–17 ciśnienia atmosferycznego. Oznacza to, że w centymetrze sześciennym przestrzeni mamy kilkaset poruszających się molekuł gazu. Jeżeli podzielimy sobie centymetr sześcienny na milimetry sześcienne, będzie ich tysiąc – to znaczy więcej niż molekuł. Zatem w dowolnej chwili z całą pewnością wiele komórek o krawędzi 1 mm nie zawiera ani jednej drobinki „zwykłej materii”. Jak zobaczymy, mogą one zawierać różne inne rzeczy, ale przynajmniej jeśli chodzi o bariony – protony i neutrony, z których zbudowane są jądra atomów – jest to próżnia doskonała.

Skąd znamy liczbę cząstek w objętości gazu o danym ciśnieniu? Dawni filozofowie nie mieli sposobu, żeby ją oszacować choćby w grubym przybliżeniu. Jednak od czasów Torricellego i Pascala nauka czyniła stopniowe postępy. Między XVII a XIX w. dzięki eksperymentom fizycznym powstały podwaliny teorii gazów i termodynamiki. Rozwijała się także chemia. W XVIII w. wiedziano już dość o budowie materii, żeby odróżniać pierwiastki od związków chemicznych, a w 1811 r. Amedeo Avogadro precyzyjnie rozróżnił pojęcia atomu (najmniejszej ilości pierwiastka chemicznego) i molekuły (cząsteczki związku chemicznego) oraz postawił następującą hipotezę: pod określonym ciśnieniem w określonej temperaturze dana objętość gazu zawiera stałą liczbę cząsteczek niezależnie od tego, o jakim gazie mówimy.1

W szczególności liczba molekuł gazu w objętości 0,0224 m3 (pod ciśnieniem 1 atm i w temperaturze 0°C) jest równa liczbie atomów węgla w 12 g tego pierwiastka albo liczbie molekuł w 32 g tlenu cząsteczkowego (O2). Taką ilość substancji, traktowaną jako jednostka „liczności materii”, nazywamy molem. Liczbę elementarnych składników substancji (atomów/cząsteczek) składających się na 1 mol oszacowano po raz pierwszy w 1865 r., ale dopiero na początku XX w. Jean-Baptiste Perrin, późniejszy noblista, wyznaczył ją eksperymentalnie na kilka sposobów i nazwał liczbą Avogadra (N0). Współczesna definicja mola to N0 = 6,02214076 · 1023 składników elementarnych. Znając N0 i równania opisujące związki między temperaturą, ciśnieniem i objętością gazów, potrafimy oszacować średnią liczbę cząstek w jednostce objętości zarówno w „warunkach normalnych”, jak i dla gazu skrajnie rozrzedzonego, czyli próżni w sensie technicznym.

Próżnia wokół Ziemi

Siedziba Europejskiej Organizacji Badań Jądrowych (CERN) mieści się na przedmieściach Genewy, ok. 1060 km „w prostej linii” od miejsca, gdzie piszę te słowa (okolice Poznania). Żeby znależć w przyrodzie próżnię doskonalszą niż ta wytworzona sztucznie przez naukowców z CERN, nie trzeba podróżować o wiele dalej. Trzeba tylko udać się pionowo w górę, a nie poziomo na południowy zachód.

Mniej więcej 400 km nad powierzchnią Ziemi orbitują dwie funkcjonujące obecnie załogowe stacje kosmiczne: ISS/MSK (International Space Station, czyli Międzynarodowa Stacja Kosmiczna) oraz chińska Tiangong (nazwa oznacza ‘niebiański pałac’). Znajdują się one w ośrodku, który uważamy za przestrzeń kosmiczną (zaczyna się ona umownie na wysokości 100 km, czyli na tzw. linii Kármána). Jest to jednak w rzeczywistości bardzo rozrzedzona górna warstwa atmosfery Ziemi – środkowy obszar tzw. termosfery. Ciśnienie gazu wokół ISS wynosi nieco ponad 1 μPa (jedną milionową paskala), jest zatem sto miliardów razy niższe niż ciśnienie powietrza na poziomie morza.2 Przewyższa natomiast stukrotnie ciśnienie próżni utrzymywanej w rurze akceleratora LHC.

Ryc. 1.

Gęstość materii w termosferze jest na tyle wysoka, że poruszające się w niej obiekty są zauważalnie spowalniane przez opór aerodynamiczny. Orbity załogowych stacji kosmicznych, pędzących z prędkością ok. 7,7 km/s, obniżałyby się o ok. 2 km na miesiąc, gdyby nie okresowe korekty za pomocą silników rakietowych. Próżnia wokół stacji orbitalnych jest gorąca, ponieważ zawarty w niej gaz rozgrzewa się, absorbując wysokoenergetyczne składniki promieniowania Słońca (promieniowanie rentgenowskie i skrajny nadfiolet). Temperatura na wysokości 400 km wynosi około 720°C, ale może osiągać nawet 2000°C. Oczywiście nie oznacza to, że ISS może się rozgrzać do czerwoności lub stopić wskutek kontaktu z gorącym ośrodkiem, gdyż tak rozrzedzony gaz nie jest w stanie przekazać odczuwalnej ilości ciepła pancerzowi stacji ani skafandrom astronautów odbywających spacery kosmiczne. Jest tam zatem „gorąco” w sensie termodynamicznym, ale nie potocznym.

1000 km nad powierzchnią Ziemi próżnia kosmiczna odpowiada mniej więcej tej, która wypełnia rurę LHC. Jest to jednak nadal niesłychanie rozrzedzona otulina gazowa Ziemi. Oddalając się jeszcze bardziej od naszej planety, dotrzemy w końcu do obszaru położonego gdzieś w pół drogi do orbity Księżyca, gdzie molekuły gazu (przeważnie wodoru atomowego) przestają odczuwać przyciąganie ziemskie, ponieważ silniej działa na nie ciśnienie promieniowania Słońca. Tu naprawdę zanikają ostatnie ślady atmosfery, przechodząc w próżnię międzyplanetarną.

Próżnia w Układzie Słonecznym

Tam już panują już warunki nieosiągalne (przynajmniej przy obecnych możliwościach technicznych) w laboratoriach ziemskich. Na centymetr sześcienny ośrodka międzyplanetarnego przypada od pięciu do kilkudziesięciu drobinek materii. Nie jest to zwykły gaz, ale plazma przenosząca ładunki elektryczne i oddziałująca z magnetosferami obiektów Układu Słonecznego. W ogromnej większości składa się na nią wiatr słoneczny, czyli wyrzucane z górnych warstw atmosfery Słońca strumienie protonów, elektronów i cząstek α (jąder helu 4He) ze śladową domieszką zjonizowanych atomów cięższych pierwiastków. W okolicach Ziemi rozróżniamy wiatr wolny (stosunkowo gęsty, o zmiennym składzie i „wiejący” z prędkością wahającą się w zakresie 300–500 km/s)3 oraz wiatr szybki (bardziej rozrzedzony, o prędkości ok. 750 km/s). Źródłem pierwszego jest korona Słońca, drugi pochodzi z fotosfery, czyli tego, co uważamy za „powierzchnię″ naszej gwiazdy.

Inne składniki materii międzyplanetarnej to cząstki promieniowania kosmicznego przybywające spoza Układu Słonecznego i „pył kosmiczny”, czyli resztki materii, z której powstały planety, mikrofragmenty pozostałe z kolizji większych ciał, rozproszone resztki rozpadłych komet, a nawet materia pochodząca z przestrzeni międzygwiazdowej. Pył zawiera węgiel i jego związki, krzemiany, mikroskopijne kryształki lodu, związki żelaza i innych pierwiastków. Drobiny pyłu w kontakcie ze zjonizowanym gazem mogą stanowić podłoże dla reakcji chemicznych, czasem zdumiewająco skomplikowanych. Krótko mówiąc, choć próżnia międzyplanetarna jest doskonalsza niż jakakolwiek próżnia wytworzona sztucznie na Ziemi, nie jest to ani absolutna pustka, ani bierne medium, w którym nic się nie dzieje.

Próżnia międzygwiazdowa

Ale Układ Słoneczny, podobnie jak inne układy planetarne, których znamy już ponad cztery tysiące – a liczba ta stale rośnie – jest lokalną wyspą materii barionowej związanej pochodzeniem ze swoją gwiazdą centralną i stabilizowaną przez jej pole grawitacyjne. Nawet w jego „pustych” obszarach gęstość materii jest na ogół większa niż w przestrzeni dzielącej go od innych takich wysp. W ośrodku międzygwiezdnym Drogi Mlecznej materia jest rozłożona nierównomiernie. Większość obszarów wewnątrzgalaktycznych zawiera około jednej molekuły lub atomu na cm3, ale są też takie, gdzie ta liczba jest wielokrotnie wyższa. Głównymi składnikami materii międzygwiezdnej są produkty pierwotnej nukleosyntezy, czyli wodór i hel – neutralne lub zjonizowane (tzn. w postaci gazu i plazmy). Około 1% stanowi pył – drobiny materii zawierające cięższe pierwiastki („metale”, jak mówią astronomowie).

Wśród lokalnych zgęszczeń materii międzygwiazdowej wyróżniają się obłoki molekularne, zawierające szczególnie dużo gazu (w tym wodoru cząsteczkowego, H2) i pyłu. Typowa gęstość materii w takich obszarach (o średnicy od roku do kilkuset lat świetlnych) to kilkadziesiąt lub kilkaset cząsteczek na cm3, ale tworzą się w nich lokalne zgęszczenia zawierające od 10 tys. nawet do miliona cząsteczek w tej samej objętości. Obłoki molekularne bywają nazywane żłobkami lub wylęgarniami gwiazd, bo ze względu na swoją gęstość mogą wskutek jakiegoś zewnętrznego zaburzenia zapaść się pod wpływem własnej grawitacji, dając początek młodym gwiazdom. W ostatnich latach okazało się, że obłoki molekularne są także reaktorami chemicznymi, w których powstają setki złożonych związków węgla, wodoru, tlenu, azotu czy siarki. Pisał o tym Mirosław Dworniczak we wpisach Organiczne odpadki z fabryki gwiazd – część 2 oraz Kosmiczne laboratorium chemiczne – część 2); patrz też mój wpis, którego fragment poświęciłem międzygwiezdnej chemii organicznej. Proszę pamiętać, że wszystko to zachodzi w ośrodku, który na Ziemi kwalifikowałby się jako wysoka próżnia.

Ryc. 2.

Gaz i plazma zawarte w obłokach międzygwiazdowych mogą świecić – jak w przypadku mgławic emisyjnych, wzbudzanych promieniowaniem nadfioletowym pobliskiej gwiazdy. Inne z kolei widzimy jako ciemne chmury na tle odleglejszych gwiazd, bo mimo swojego rozrzedzenia bardzo skutecznie absorbują światło widzialne. Teleskopy kosmiczne Hubble’a i Jamesa Webba dostarczają spektakularnych zdjęć obłoków kosmicznych wszelkiego typu (patrz ryc. 2). Gdybyśmy mogli podróżować swobodnie po Galaktyce, to znalazłszy się głęboko wewnątrz obłoku międzygwiazdowego, nie zauważylibyśmy nic szczególnego, może oprócz przygaśnięcia światła dalekich gwiazd. Podobnie chmura, która z daleka ma określony, wyraźnie zarysowany kształt, uwypuklony przez cienie i refleksy światła, zmienia się w bezpostaciowe zamglenie, kiedy przelatujemy przez nią samolotem. Coś, co jest w zasadzie próżnią, przybiera zdumiewające kształty i mieni się barwami światła wskutek faktu, że oglądamy z bardzo daleka chmurę materii wprawdzie rozrzedzoną, ale ze względu na swoje ogromne rozmiary wywołującą efekty optyczne.

Próżnia międzygalaktyczna

Galaktyki to także wyspy materii związane grawitacyjnie (dlatego ich materia nie rozprasza się po całym Wszechświecie, tylko zgodnie krąży wokół wspólnego środka ciężkości. Należy zatem oczekiwać, że ośrodek międzygalaktyczny powinien być jeszcze bardziej rozrzedzony niż międzygwiazdowy. Tak jest w istocie. Gęstość materii barionowej (głównie atomowego wodoru i helu) poza galaktykami spada do około jednego atomu na m3 (innymi słowy, 0,000001 atomu na cm3), a pomiędzy gromadami galaktyk jest jeszcze niższa, rzędu 0,2 atomu na m3. Oznacza to, że w kilometrze sześciennym przestrzeni międzygalaktycznej rozproszonych jest nie więcej niż miliard atomów – mniej niż jedna stutysięczna nanograma zwykłej materii. Nanogram można sobie unaocznić jako średnią masę jednej komórki naszego ciała, czyli czegoś, czego nawet nie widzimy nieuzbrojonym okiem. Próżni bardziej zbliżonej do ideału niż pustki kosmiczne z dala od galaktyk nie ma już nigdzie indziej w dostępnej obserwacjom części Wszechświata.

Niemniej nawet ośrodek międzygalaktyczny nie jest całkowicie jednorodny i bierny. Istnieją w nim wielkoskalowe struktury złożone prawie z niczego. Zawiera on także składniki, o których dotychczas nie wspomniałem. Zacznijmy od tego, co oczywiste i dobrze widoczne: od światła. Promieniowanie gwiazd przenika Wszechświat. Gdybyśmy się znaleźli w przestrzeni międzygalaktycznej, to kierując teleskop w dowolną stronę, widzielibyśmy niezliczone galaktyki podobnie jak z Ziemi albo z teleskopów kosmicznych – właściwie nawet lepiej, bo nie przeszkadzałaby nam materia międzyplanetarna ani międzygwiazdowa. Strumienie fotonów emitowanych przez zbiorowiska gwiazd docierają stale nawet do miejsc oddalonych o setki tysięcy lat świetlnych od jakiejkolwiek galaktyki. Fotony nie mają co prawda masy spoczynkowej, ale niosą pęd i energię, a zatem nie można ich ignorować w bilansie zawartości próżni. Trudniejsze do wykrycia, ale za to wszechobecne, są także neutrina produkowane we wnętrzach gwiazd i przemierzające Wszechświat praktycznie bez przeszkód.

Skoro mowa o fotonach, nie wolno zapomnieć o mikrofalowym promieniowaniu tła. Jest ono reliktem z czasów, kiedy młody Wszechświat – mający wówczas 379 tys. lat – rozrzedził się i schłodził na tyle, że stał się przezroczysty dla promieniowania elektromagnetycznego (światło „oddzieliło się od materii”). Promieniowanie tła nadlatuje z każdego kierunku z tą samą charakterystyką: odpowiada ona widmu promieniowania ciała doskonale czarnego o temperaturze 2,725 K (co oznacza, że maksimum jego natężenia przypada na długość fali ok. 1 mm).4 Na każdy centymetr sześcienny Wszechświata, nawet w najgłębszych pustkach międzygalaktycznych, przypada w dowolnej chwili 411 fotonów mikrofalowego promieniowania tła i tylko jeden foton innego pochodzenia.

Mniej znanym zjawiskiem jest neutrinowe tło Wszechświata. W odróżnieniu od fotonów neutrina zaczęły przenikać materię supergęstego Wszechświata, kiedy jego wiek wynosił zaledwie sekundę. Szacuje się, że na każdy cm3 objętości Wszechświata przypada średnio ok. 339 reliktowych neutrin. Ze względu na ich niską energię i ogólnie słabe oddziaływanie neutrin ze zwykłą materią nie jesteśmy na razie w stanie wykryć ich bezpośrednio, ale wywierają one zauważalny wpływ na fluktuacje mikrofalowego promieniowania tła i rozkład materii we Wszechświecie. Neutrina nie są cząstkami bezmasowymi, ale ich masy są niezmiernie małe. Nie ma ekranów zdolnych efektywnie zatrzymać neutrina. Jeśli zamkniemy się w głębokiej kopalni, dwa kilometry pod powierzchnią Ziemi, nie dotrze do nas żaden proton czy foton pochodzenia kosmicznego, natomiast nadbiegające ze wszystkich stron neutrina tła będą nas przenikały tak samo, jak gdybyśmy się znajdowali w przestrzeni kosmicznej.

Ryc. 3.

Co jeszcze mamy we Wszechświecie?

Czy to już wszystko? Bynajmniej. Wiadomo, że materia barionowa (czyli „zwykłe” jądra atomowe i zbudowane z nich struktury) stanowi mniej niż jedną piątą masy materii we Wszechświecie. Z czego składa się reszta? Nie wiadomo. Jest to tak zwana ciemna materia, niewidoczna, bo nieemitująca i niepochłaniająca promieniowania elektromagnetycznego. Przeważa pogląd, że podlega ona oddziaływaniom słabym, dlatego (podobnie jak neutrina) prawie nie wchodzi w reakcje z materią barionową. Istnieje kilka hipotez na temat tego, czym jest i skąd się wzięła ciemna materia, ale żadna z nich nie została na razie poparta dowodami empirycznymi. Jedno jednak wiemy: ciemna materia jest obdarzona masą i oddziałuje grawitacyjnie. Choć nie tworzy zwartych struktur w małej skali, to dzięki grawitacji gromadzi się w otoczkach galaktyk, stanowiąc przeważającą część ich masy (ok. 90% w przypadku Drogi Mlecznej).

Także w przestrzeni międzygalaktycznej jest kilka razy więcej ciemnej materii niż zwykłej. Nie zmienia to faktu, że gęstość wszelkiej materii jest w tym ośrodku znikoma, nawet gdy uwzględnimy fotony, neutrina i bliżej nieznane cząstki ciemnej materii. A czym jest reszta? Prawdziwą próżnią kosmiczną. To znaczy czym? Absolutną pustką, czyli przestrzenią, w której nie ma dosłownie nic? Na to trudne pytanie spróbujemy odpowiedzieć w trzeciej części cyklu.

Przypisy

  1. Mówiąc ściśle, równość postulowana przez Avogadra dotyczy tzw. gazu doskonałego, czyli pewnej idealizacji teoretycznej. Jednak w dużym zakresie warunków różnice między gazem idealnym a gazami rzeczywistymi są na tyle niewielkie, że objętości molowe wodoru, helu, azotu czy tlenu można z czystym sumieniem uznać za równe i wynoszące 22,4 litra. ↩︎
  2. Jak wspomniałem w poprzednim odcinku, taką próżnię są w stanie wytworzyć laboratoryjne i przemysłowe pompy turbomolekularne. Próżnia wokół stacji kosmicznej ma jednak tę przewagę, że nie trzeba jej wytwarzać i że ma ona praktycznie nieograniczoną objętość. Można zatem korzystać z pobytu na stacji, aby przeprowadzać w stosunkowo wysokiej próżni eksperymenty, których wykonanie na Ziemi byłoby kłopotliwe lub niemożliwe (patrz ryc. 1). Dodatkową zaletą stacji kosmicznych jest to, że panują na nich warunki mikrograwitacji (stan nieważkości). ↩︎
  3. Szczególnym przypadkiem są wyrzuty materii koronalnej, zdarzające się raz na kilka dni lub kilka razy dziennie zależnie od fazy cyklu aktywności Słońca. Stosunkowo wąskie, ukierunkowane wyrzuty miliardów ton plazmy osiągają prędkości od 20 do 3200 km/s i mogą docierać poza orbitę Ziemi, a nawet Marsa w postaci obłoków magnetycznych. Ich widocznymi skutkami są burze magnetyczne, zorze polarne, a w skrajnych przypadkach uszkodzenia sztucznych satelitów lub sieci energetycznych. ↩︎
  4. Z powodu ekspansji Wszechświata temperatura promieniowania tła maleje z upływem czasu, a jego długość fali rośnie (jest dosłownie rozciągana wraz z przestrzenią). W chwili „uwolnienia″ widmo promieniowania tła odpowiadało temperaturze ok. 3000 K, a szczyt natężenia przypadał na długość 970 nm, czyli na bliską podczerwień, ale duża część widma wchodziła w zakres światła widzialnego. Młody Wszechświat był zatem „rozgrzany do czerwoności″, jak by to ujął Lucas Bergowsky. ↩︎

Opis ilustracji

Ryc. 1. Fragment Międzynarodowej Stacji Kosmicznej sfotografowany z jej wnętrza. W górnej części widoczny japoński moduł Kibō i jego „instalacja eksponowana″ (Exposed Facility), znana potocznie jako „Taras″. Jest ona otwarta na zewnętrzną próżnię i służy do przeprowadzania eksperymentów badawczych. Źródło: NASA 2021 (domena publiczna).
Ryc. 2. Mgławica Kraba w gwiazdozbiorze Byka (6500 lat świetlnych od Ziemi). Pozostałość po supernowej z 1054 r. Obecna średnica mgławicy to ok. 11 lat świetlnych. W centrum mgławicy znajduje się pulsar – gwiazda neutronowa wirująca z prędkością 30 obrotów na sekundę. Wiatr cząstek relatywistycznych emitowanych przez pulsar generuje promieniowanie synchrotronowe, będące źródłem świecenia mgławicy w zakresie od promieniowania rentgenowskiego do fal radiowych. Gęstość gazu we włóknach mgławicy wynosi około 1300 atomów/molekuł na cm3. Źródło: Webb Space Telescope 2023 (domena publiczna).
Ryc. 3. Odległa gromada galaktyk MACS J1423 zdominowana przez olbrzymią galaktykę eliptyczną (widoczną w centrum zdjęcia). Soczewkowanie grawitacyjne powodowane przez masę gromady jest źródłem powiększonych, zdeformowanych obrazów galaktyk położonych daleko za nią. Gromada leży w odległości 5,4 mld lat świetlnych od Drogi Mlecznej (mierzonej jako czas podróży światła). W układzie współrzędnych współporuszających się (czyli z poprawką na rozszerzanie się Wszechświata) odległość ta wynosi 6,7 mld lat świetlnych. Źródło: Webb Space Telescope 2024 (domena publiczna).

Lektura dodatkowa

  • Astrochemia przestrzeni międzygwiazdowej: Gronowski 2015 (Forum Akademickie).
  • Mikrofalowe promieniowanie tła: Petelczyc 2024 (National Geographic).
  • Kosmiczne neutrina tła: CERN 2020.
  • Z czego składa się Wszechświat? WMAP/NASA.

Przez Wszechświat na złamanie karku, czyli Oh-My-God i Amaterasu

Piotr Gąsiorowski2 komentarze

Trzy dni temu świat obiegła wiadomość, że 27 maja 2021 r. detektor ulokowany w stanie Utah w USA, pracujący w ramach międzynarodowego projektu Telescope Array, wykrył cząstkę promieniowania kosmicznego o energii szacowanej na ok. 240 EeV. Było to najbardziej imponujące odkrycie tego typu od 1991 r., kiedy zaobserwowano cząstkę nazwaną Oh-My-God o energii jeszcze większej: 320 EeV. Po dwóch latach analizowania danych obserwację opublikowano 23 listopada 2023 r. w czasopiśmie Science. Cząstkę, która z takim impetem dała o sobie znać, nazwano imieniem  japońskiej bogini słońca Amaterasu, co można przetłumaczyć jako „świecąca na niebie”. Opisał ją bowiem zespół kierowany przez japońskiego astronoma Toshihiro Fujii z Uniwersytetu w Osace.

Co to właściwie jest EeV, czyli eksaelektronowolt?  Przedrostek eksa- dodany do nazwy jednostki oznacza pomnożenie wartości tej jednostki przez 1018, czyli przez trylion. A zatem jeden eksaelektronowolt to trylion elektronowoltów. Ale co to jest elektronowolt? Jednostką tą chętnie posługuje się fizyka cząstek, bo wszelkie swobodne cząstki naładowane elektrycznie mają ładunek stanowiący całkowitą (dodatnią lub ujemną) wielokrotność ładunku elementarnego e. Jest on równy ładunkowi protonu (+1 e), a także ładunkowi elektronu, tyle że ze znakiem przeciwnym (−1 e). Jeden elektronowolt to energia, jaką uzyskuje elektron lub proton przyśpieszany w próżni pod wpływem różnicy potencjału elektrycznego 1 V. W przeliczeniu na układ SI energia ta wydaje się znikoma: 1 eV = 1,6 × 10−19 J, czyli sześć razy mniej niż jedna trylionowa dżula. Ale pamiętajmy, że mówimy o cząstkach subatomowych, a w ich świecie coś, co wydaje nam się niemal nieskończenie małe, może się jednak liczyć.

Ryc. 1.

Żeby laikom trudniej było zrozumieć, o czym mówią fizycy, elektronowolt i jego pochodne (megaelektronowolt, gigaelektronowolt itd.) służą także do określania masy cząstek. Dlaczego, skoro są jednostkami energii? Dlatego, że masa i energia są z sobą związane wzorem Einsteina: E = mc2. Cząstka nawet w spoczynku (czyli nieporuszająca się względem obserwatora) posiada „uwięzioną” energię własną, utożsamianą z jej masą pomnożoną przez prędkość światła do kwadratu. A ponieważ fizycy lubią myśleć o stałej c jako o naturalnej jednostce (na dodatek wygodnej, bo światło ma tę samą prędkość w dowolnym układzie odniesienia), to podzieliwszy 1 eV przez c2, otrzymują jednostkę masy równoważną energii 1 elektronowolta. Masa ta w układzie SI ma wartość 1,783 × 10−36 kg, czyli bardzo mało (prawie miliard razy mniej niż masa protonu). Nieformalny skrót myślowy (potraktowanie wartości c jako jedności) pozwala także tę jednostkę masy nazywać elektronowoltem.

Na mocy tego uproszczenia mówi się na przykład, że masa elektronu wynosi ok. 0,511 MeV (czyli 511000 eV). Jeśli zależy nam na ścisłości, to powiemy, że masa ta wynosi naprawdę 0,511 MeV/c2 = 9,11 × 10−31 kg. Masa protonu to z kolei równoważnik ok. 938 MeV, czyli 1,67 × 10−27 kg.

Czym była cząstka Amaterasu? Nie wiadomo dokładnie, ale tzw. pierwotne promieniowanie kosmiczne, zanim zderzy się z atmosferą Ziemi i wygeneruje kaskady cząstek promieniowania wtórnego wykrywanych przez naziemne detektory, składa się w 90% z protonów. Oprócz nich 9% stanowią jądra helu 4He, czyli cząstki alfa (złożone z 2 protonów i 2 neutronów, niosące ładunek 2 e), a reszta (1%) to swobodne elektrony i jądra pierwiastków cięższych niż hel. Jest zatem dość prawdopodobne, że Amaterasu to po prostu proton rozpędzony tak szaleńczo, że jego energia kinetyczna (w układzie odniesienia związanym z Ziemią) wyniosła 240 trylionów elektronowoltów (256 miliardów razy więcej niż energia „spoczynkowa” równoważna jego masie).

Czy można tę energię jakoś unaocznić? Oczywiście. Ponieważ 1 eV to 1,6 × 10−19 J, łatwo przeliczyć energię Amaterasu na dżule. Wychodzi mniej więcej 38 J (a dla cząstki Oh-My-God aż 51 J). Jest to energia całkiem poważna. Piłka tenisowa ma masę ok. 56 g. Żeby jej nadać energię kinetyczną taką, jaką miała cząstka Amaterasu, trzeba ją rozpędzić do prędkości 37 m/s, czyli 133 km/h. Prędkość tego rzędu ma piłka zaserwowana z dużą siłą przez tenisistę. Pamiętajmy przy tym, że Amaterasu nie była piłką tenisową, ale protonem lub w najlepszym razie niezbyt wielkim jądrem atomowym (do żelaza włącznie). Za jej energię kinetyczną odpowiada nie masa, ale ogromna prędkość.

Jak nas uczy fizyka relatywistyczna, wzór na energię kinetyczną ciała o masie m poruszającego się z prędkością v, Ek = mv2/2, daje wynik zgodny z obserwacjami dla piłek tenisowych i innych obiektów poruszających się znacznie wolniej niż światło. Dla wielkich prędkości trzeba go zastąpić wzorem dokładniejszym, wynikającym z teorii względności. Całkowita energia ciała poruszającego się względem obserwatora z prędkością v wynosi E = mc2/√(1 – v2/c2) i rośnie nieograniczenie w miarę, jak v zbliża się do c. Od tej wartości powinniśmy odjąć energię spoczynkową (równoważnik masy) równą mc2, żeby otrzymać samą energię kinetyczną, czyli związaną z ruchem ciała. Ostatecznie mamy zatem wzór relatywistyczny na energię kinetyczną: Ek = (1/√(1 – v2/c2) − 1) mc2 (dla małych prędkości zbieżny ze wzorem klasycznym). Jednak dla prędkości naprawdę bliskich c składnik kinetyczny dominuje tak bardzo, że składnik spoczynkowy można z czystym sumieniem pominąć i przyjąć, że Ek ≈ E.

W innym wpisie pokazywałem, że Wielki Zderzacz Hadronów (LHC) rozpędza protony do prędkości 0,99999999 c (względem ścian kolistego tunelu), czyli zaledwie 3,1 m/s poniżej prędkości światła. Wymaga to nadania każdemu protonowi energii 6,5 TeV, czyli 6,5 biliona elektronowoltów. To na razie szczyt możliwości ludzkich w tej dziedzinie. Energia Amaterasu była 37 milionów razy większa. Jaką prędkość musi mieć pojedynczy proton, żeby uzyskać energię kinetyczną piłki tenisowej zaserwowanej z dużym rozmachem? Z prostych obliczeń wychodzi 0,99999999999999999999999236 c. Jest to prawie prędkość światła, ale tylko prawie, bo z prędkością ściśle równą c mogą – a właściwie muszą się poruszać jedynie cząstki bezmasowe, niezdolne do pozostawania w spoczynku (takie jak foton). Różnica wynosi nieco ponad dwa femtometry (bilionowe części milimetra) na sekundę albo, jeśli kto woli, ok. 0,00007 mm na rok. Foton ścigający się z takim protonem wyprzedziłby go o 7 cm po milionie lat. Gdyby Amaterasu nie była protonem, ale np. jądrem żelaza o masie 56 razy większej, to różnica między jej prędkością a prędkością światła byłaby nieco większa, ale i tak znikoma.

Istnieje pewne teoretyczne ograniczenie na energię cząstki, która dociera na Ziemię z bardzo dalekich obszarów kosmosu (oddalonych o setki milionów lub miliardy lat świetlnych). Wynosi ono ok. 50 EeV. Cząstka o większej energii wytraciłaby w końcu jej część wskutek oddziaływania z fotonami mikrofalowego promieniowania tła. Wysnuwa się stąd wniosek, że cząstki kilkakrotnie przekraczające ten limit, takie jak Oh-My-God lub Amaterasu, musiały powstać stosunkowo blisko, np. kilkadziesiąt  milionów lat świetlnych od Ziemi. A ponieważ poruszają się one po torach niemal prostych, to można się pokusić o namierzenie na niebie ich źródła. Pomogłoby to wyjaśnić, jaki proces fizyczny wyprodukował takie kosmiczne monstra. Supernowa to za mało; bardziej prawdopodobnymi kandydatami byłyby dżety gorącej plazmy wyrzucane przez supermasywne czarne dziury w aktywnych jądrach galaktyk, a może kosmiczne kataklizmy w rodzaju rozerwania ciężkiej gwiazdy w kolizji z czarną dziurą.

Ryc. 2.

Obliczenia wskazały kierunek, z którego przybyła Amaterasu, ale ku zaskoczeniu zespołu odkrywców okazało się, że leży on w obrębie Pustki Lokalnej, „kosmicznej pustyni″ zaczynającej się nieopodal Grupy Lokalnej, do której należy Droga Mleczna. Jak okiem sięgnąć, nie widać tam nic szczególnego. Nie ma tam wielu galaktyk w odległościach mniejszych niż setki milionów lat świetlnych. Nawet zakładając, że pola magnetyczne w przestrzeni międzygalaktycznej mogą minimalnie zakrzywiać tory naładowanych cząstek ultraenergetycznych, i biorąc pod uwagę stosowne poprawki, nie znaleziono obiecujących kandydatów na potencjalne źródło Amaterasu. Podejrzenie, że cząstki tego typu powstają w jakichś egzotycznych procesach wymagających zrewidowania podstaw fizyki, jest ekscytujące, ale zapewne przedwczesne.

Cząstki o energii powyżej 100 EeV są skrajnie rzadkie. Szacuje się, że w każdy kilometr kwadratowy Ziemi jedna taka cząstka uderza rzadziej niż raz na sto lat. Od czasu do czasu udaje się je wykryć dzięki temu, że obserwatoria pokrywają spory obszar – ponad 700 km2 w przypadku Telescope Array. Częstsze są cząstki nieco mniej rozpędzone, ale i tak przekraczające wspomniany powyżej limit 50 EeV; zaobserwowano ich dotąd kilkadziesiąt. Rozbudowa sieci detektorów być może zwielokrotni liczbę obserwacji na tyle, że rzucą one jakieś światło na pochodzenie tych ekstremalnych składników promieniowania kosmicznego.

Opisy ilustracji

Ryc. 1: Jeden z detektorów systemu Telescope Array w stanie Utah. Źródło: Abu-Zayyad et. al. 2012 (licencja CC BY-NC-ND 3.0).
Ryc. 2: Ograniczenie Greisena–Zacepina–Kuźmina (GZK), sformułowane w 1966 r.: cząstki promieniowania kosmicznego pochodzące z bardzo dalekich źródeł nie powinny przekraczać energii 50 EeV, czyli około 8 dżuli.

Lektura dodatkowa

Omówienie artykułu z Science na łamach Nature: https://www.nature.com/articles/d41586-023-03677-0
Zagadka cząstek typu Amaterasu: https://arstechnica.com/science/2023/11/meet-amaterasu-astronomers-detect-highest-energy-cosmic-ray-since-1991/

Niezwykłe odkrycie w rozbłysku gamma

Mirosław Dworniczak2 komentarze

25 października 2023 roku NASA ogłosiła, że odkryto tellur. No dobrze, nie tyle odkryto (bo odkryty został na Ziemi już w XVIII w.), co zidentyfikowano podczas badań kosmicznych. I to odkrycie ma naprawdę duże znaczenie.

Skąd się wzięły pierwiastki chemiczne

Ale zacznijmy od tego, dlaczego ta informacja jest bardzo istotna. Musimy się cofnąć o niemal 14 mld lat, do czasu, w którym dopiero zaczęły powstawać pierwiastki chemiczne. Na samym początku powstało jądro wodoru, najprostszego z pierwiastków, składające się z jednej cząstki, protonu. Kolejnym był hel (2 protony + 2 neutrony). W kolejnym etapie tzw. pierwotnej nukleosyntezy (tworzenia jąder atomowych) powstawały następne jądra – deuteru i litu. Następnie mamy reakcje „spalania” wodoru – oczywiście nie jest to spalanie takie, jakie znamy z reakcji wodoru z tlenem (tlenu przecież jeszcze nie ma!). Powstają wtedy jądra takich pierwiastków, jak węgiel, azot, tlen itd. – aż do żelaza (Fe). I tu kończy się to, co produkują zwykłe gwiazdy. Nie są w stanie wyprodukować żadnego cięższego atomu. No dobrze, ale przecież wiemy, że na Ziemi (i w kosmosie) mamy sporo pierwiastków cięższych niż żelazo. Skąd one się wzięły?

W skrócie: gwiazda, która się wypaliła zaczyna zapadać się grawitacyjnie pod własnym ciężarem. W jej centrum jest sporo żelaza, dalej są lżejsze pierwiastki, takie jak krzem (Si), tlen (O), neon (Ne), aż do wodoru. Ciśnienie wewnątrz rośnie do niewyobrażalnych wartości i w końcu ten kosmiczny tygiel eksploduje. Jest to niesamowite zjawisko, które znamy jako supernową. Obserwujemy gwałtowny wzrost jasności gwiazdy, po czym ona szybko gaśnie – przestaje być widoczna, ale pozostaje po niej efektowna mgławica. Ciśnienie przed eksplozją powoduje wydzielenie się neutronów, które łączą się z jądrami żelaza, dając początek cięższym pierwiastkom. Nazywamy go „procesem r” (rapid – szybki), ponieważ biorą w nim udział szybkie neutrony. Po ich pochłonięciu następuje szereg emisji elektronów, co przesuwa powstające jądro w prawo w układzie okresowym. Kilka zdań o tym procesie napisał Lucas

No i to w zasadzie wszystko – ugotowane w kosmicznym tyglu pierwiastki rozprzestrzeniają się w kosmosie, docierając czasem bardzo daleko. Teoria tych przemian została rozpracowana kilkadziesiąt lat temu przez kilku znaczących astrofizyków. Powtarzam: to była teoria, a, jak wiemy, papier wszystko wytrzyma. A dowody eksperymentalne? No właśnie – z tym był problem. Nie bardzo się da w laboratorium ziemskim stworzyć gwiazdę, spowodować jej przekształcenie w supernową i zrobić analizę tego, co się wydzieli. Do supernowej też nie polecimy, bo jest za daleko. Ale już wiele lat temu panowie Kirchhoff i Bunsen wpadli na pomysł, jak można zdalnie analizować światło emitowane przez obiekty kosmiczne. Pisałem o tym tutaj. Niemieccy fizycy oczywiście obserwowali światło widzialne, ponieważ w owym czasie nie zdawano sobie jeszcze sprawy z tego, że jesteśmy cały czas bombardowani promieniowaniem elektromagnetycznym o znacznie szerszym zakresie fal. Dziś już całkiem dobrze potrafimy je wykrywać i analizować. Od jakiegoś czasu astrofizyka coraz częściej sięga do obserwacji promieniowania gamma. Jest to silne promieniowanie elektromagnetyczne, niosące olbrzymią energię. Astronomowie zajmujący się tym promieniowaniem wyodrębnili osobną dziedzinę nauki, astronomię promieniowania gamma. Niestety, obserwacji nie da się prowadzić z powierzchni Ziemi, ponieważ atmosfera skutecznie je pochłania. Na szczęcie można wykorzystać do tego celu balony oraz rozmaite obserwatoria kosmiczne.

Rozbłyski gamma

W 1967 roku amerykański satelita wojskowy zarejestrował błysk promieniowania gamma. Wczesne analizy zakładały, że był on efektem próby jądrowej na terytorium ZSRR. Kolejne badania pokazały jednak, że nie pochodzą one ze źródeł ziemskich ani też z Układu Słonecznego. Kluczem tu jest izotropowość tych rozbłysków, czyli to, że dochodzą one do Ziemi dokładnie z wszystkich kierunków przestrzeni kosmicznej, jak promieniowanie reliktowe. Gdyby natomiast GRB pochodziły z bliska, tzn. z wyłącznie z Układu Słonecznego, rejestrowano by ich więcej w płaszczyźnie układu/dysku

Dziś rozbłyski gamma są wykrywane przez wiele teleskopów, głównie tych, które znajdują się w kosmosie. Są to gigantyczne wyrzuty wysokoenergetycznego promieniowania, a więc muszą pochodzić z bardzo wielkich zdarzeń kosmicznych. Zwykle jest to albo zderzenie gwiazd neutronowych albo takiej gwiazdy z czarną dziurą. Rozróżniamy rozbłyski krótkie (do 2 s), długie (powyżej 2 s) oraz bardzo długie (powyżej 10 tys. s). Najczęściej rejestrowane są rozbłyski długie.

Do gry wchodzi teleskop Jamesa Webba

Pod koniec października NASA opublikowała informację, że zespół kilku teleskopów, w tym James Webb Telescope oraz Fermi Gamma Ray Telescope, w marcu 2023 r. zarejestrował bardzo silny rozbłysk gamma, który oznaczono jako GRB 230307A.

Obraz rozbłysku GRB 230307A – to jest ta mała czerwona kropka po lewej. Z prawej galaktyka, z której „urwały się” gwiazdy

Dokładna analiza pokazała, że rozbłysk pochodził ze zderzenia dwóch gwiazd neutronowych odległych od Ziemi o ok. 1 mld lat świetlnych. Jak do tego doszło? Dawno, dawno temu w odległej galaktyce (tak, wiem, skąd ten cytat) para gwiazd się zbuntowała i odleciała. Gdy znalazły się w odległości ok. 120 tys. lat świetlnych od macierzystej galaktyki, nastąpiło między nimi gwałtowne zderzenie. Spowodowało ono emisję promieniowania gamma milion razy silniejszą niż całe światło Drogi Mlecznej. Zjawisko to znane jest pod nazwą „kilonowa”, ponieważ wydzielona energia odpowiada mocy tysiąca zwykłych nowych. Pierwsze teoretyczne modele tego zjawiska opracował polski astronom, Bohdan Paczyński (dalej będzie trochę o nim).

Po +/- miliardzie lat promieniowanie to dotarło do Ziemi i zostało zarejestrowane. Cała obserwacja trwała ok. 200 s. Uzyskano wiele bardzo interesujących danych, z których za najważniejszą uznano potwierdzenie obecności w pozostałościach po gigantycznym wybuchu śladów telluru, pierwiastka znacznie cięższego niż żelazo. Jest to dość rzadki pierwiastek, w układzie okresowym znajdziemy go w grupie tlenowców, pomiędzy selenem i polonem.

Widmo emisyjne kilonowej – schodkowe dane są z teleskopu Webb, czerwona linia to model widma emisyjnego. Powierzchnia pod krzywą (czerwona) wskazuje na obecność telluru.

Źródło: NASA, licencja:  domena publiczna, NASA, ESA, CSA, Joseph Olmsted (STScI)

Powstał on najprawdopodobniej w procesie r, który opisałem powyżej. To, że uzyskano takie właśnie dane, zawdzięczamy właśnie teleskopowi Webba. Część danych wskazuje, że są tam też obecne cięższe pierwiastki – lantanowce i aktynowce, ale to jeszcze wymaga solidnego potwierdzenia. Badacze uważają, że analizy kolejnych rozbłysków gamma pozwolą na wykrycie kolejnych ciężkich pierwiastków, co przyczyni się do doświadczalnego potwierdzenia, że właśnie proces r odpowiada za nukleosyntezę jąder cięższych od żelaza.

Swoistą ciekawostką jest to, że wykryto właśnie tellur, pierwiastek, którego nazwa pochodzi od łacińskiego „tellus”, co oznacza ziemię. W skorupie ziemskiej jest go zaledwie 5 ppb (części na miliard) i oczywiście każdy z atomów powstał gdzieś daleko podczas eksplozji lub zderzeń gwiazd.

Myślę, że niebawem dostaniemy wiele więcej informacji, nie tylko z tego rozbłysku, ale też z innych, które są obecnie analizowane.

Bohdan Paczyński (1940-2007)

źródło: wikimedia, licencja: CC BY SA 3.0

Jeśli spytalibyśmy ludzi o wybitnych polskich astronomów, zapewne padłoby nazwisko Kopernika. Ktoś pewnie wspomniałby jeszcze Aleksandra Wolszczana, pierwszego odkrywcę egzoplanety. I tyle. Tymczasem Bohdan Paczyński wielokrotnie był wymieniany jako kandydat do Nobla. Niesamowicie błyskotliwy pierwszy artykuł naukowy opublikował w wieku 18 lat, doktorat obronił w wieku 24, a tytuł profesorski otrzymał w wieku lat 34. Gdy miał 36 lat, został najmłodszym członkiem PAN. Zajmował się wieloma zagadnieniami, w tym właśnie rozbłyskami gamma. Od 1981 roku pracował w Princeton. Jego hipoteza o tym, że rozbłyski gamma pochodzą spoza naszej galaktyki, była przez lata ignorowana, dopiero po jakimś czasie zaczęła zyskiwać popularność. Dziś wiemy, że miał w 100% rację. Szkoda, że nie dane mu było dożyć odkryć z ostatnich lat. Zmarł w 2007 roku, po kilkuletniej walce z glejakiem mózgu.

Literatura dodatkowa

Doniesienie NASA o odkryciach

Bardzo długie rozbłyski gamma

O powstawaniu ciężkich pierwiastków chemicznych