Читать книгу Opowieść o początku. Wielka historia wszystkiego - David Enßlen Christian - Страница 18

Miliard lat po Wielkim Wybuchu wszechświat, zupełnie jak małe dziecko, zachowywał się już w dość interesujący sposób, choć z chemicznego punktu widzenia było to bardzo nudne. Istniał w nim jedynie wodór i hel. Przekroczenie trzeciego progu zwiększania złożoności przyniosło nowe formy materii, mianowicie pojawienie się wszystkich pozostałych pierwiastków z układu okresowego. Wszechświat z ponad dziewięćdziesięcioma odrębnymi pierwiastkami może stworzyć o wiele więcej niż wszechświat dysponujący zaledwie wodorem i helem.

Wodór i hel były pierwsze, ponieważ są najprostsze. Wodór ma jeden proton w swoim jądrze, więc mówimy, że ma on liczbę atomową 1. Hel ma już dwa protony, więc jego liczba atomowa wynosi 2. W emitowanym — około 380 tysięcy lat po Wielkim Wybuchu — CMBR można już znaleźć także drobiny litu (liczba atomowa 3) i berylu (liczba atomowa 4). I to by było tyle. Były to jedyne pierwiastki powstałe w wyniku Wielkiego Wybuchu.

Warunki Złotowłosej konieczne do tworzenia większej liczby pierwiastków o większych jądrach były proste: potrzeba wielu protonów i bardzo wysokich temperatur — temperatur, jakie nie istniały od czasu tuż po Wielkim Wybuchu. Temperatury te byłyby do uzyskania jedynie w dramatycznym, skonfliktowanym świecie umierających gwiazd. Gdy ich paliwo się wyczerpało, żyjące ostatkiem sił, w końcu się rozpadły, nie będąc już w stanie zapłacić entropii podatków od złożoności.

Aby zrozumieć, w jaki sposób gwiazdy w swoich agonalnych podrygach wytwarzają nowe pierwiastki, musimy najpierw pojąć, jak żyją i jak się starzeją.

Gwiazdy żyją przez miliony lub miliardy lat, więc nie jesteśmy w stanie obserwować ich starzenia. Dlatego współczesna opowieść o ich życiu i śmierci nie mogła być gołym okiem zbadana przez astronomów, takich jak ci z królestwa Majów lub ludów znad jeziora Mungo czy ze starożytnych Aten. Nasza współczesna wiedza opiera się na badaniach prowadzonych na całym świecie przy użyciu instrumentów i baz danych stworzonych w ciągu zaledwie ostatnich dwóch stuleci. Pozwalają one współczesnym astronomom dzielić się informacjami na temat milionów gwiazd na różnych etapach ich życia. Jak ujął to angielski astronom, Arthur Eddington, astronomia to jak spacerowanie po lesie, w którym napotyka się sadzonki, dojrzałe drzewa i stare okazy bliskie śmierci3. Dzięki badaniu drzew w różnych momentach ich cyklu życia można w końcu się dowiedzieć, jak rosną, dojrzewają i obumierają.

Dla astronomów istnieje jedna podstawowa mapa, która skupia ogromną ilość informacji o gwiazdach: diagram Hertzsprunga-Russella. Jest to dla astronoma odpowiednik globusa, jakie kiedyś stały w klasach szkolnych, i tak jak globus pomaga nam wyciągnąć sens z ogromnej ilości informacji.

Stworzony około 1910 roku diagram Hertzsprunga-Russella klasyfikuje gwiazdy według dwóch podstawowych właściwości. Pierwszą właściwością, wykreśloną na osi pionowej, jest ich wewnętrzna jasność lub moc promieniowania — to tak naprawdę ilość energii, którą wysyłają w kosmos — w porównaniu do Słońca. Drugą właściwością jest barwa, który informuje o ich temperaturze na ich powierzchni wyrażana w kelwinach (K). Zazwyczaj jest ona nanoszona na osi poziomej. Ponieważ te dwie wielkości w ciągu życia gwiazdy ulegają zmianom, wykres może pomóc nam zrozumieć biografie różnych typów gwiazd. Główne różnice w historii życia gwiazd zależą od jeszcze jednej zmiennej: masy chmury materii, z której powstały. Gwiazdy o wysokiej masie mają biografie odmienne niż gwiazdy o masie mniejszej4.

Diagram Hertzsprunga-Russella (wersja uproszczona) z podanymi w przybliżeniu położeniami przykładów różnych typów gwiazd

Najjaśniej świecące gwiazdy, te które emitują najwięcej energii, takie jak Syriusz, znajdują się u góry diagramu Hertzsprunga-Russella. Są to zwykle gwiazdy o największej masie. Najsłabiej świecące, takie jak nasz bliski sąsiad, Proxima Centauri, znajdują się poniżej. Nasze Słońce (o jasności 1) plasuje się pośrodku. Gwiazdy o bardzo wysokiej temperaturze na powierzchni są przesunięte w lewo, a te o niskiej temperaturze powierzchni leżą w prawej części diagramu.

Istnieją trzy główne obszary zainteresowania tym diagramem. Przecinająca go, szeroka, zakrzywiona wstęga rozciągająca się od prawego dolnego do lewego górnego rogu, to ciąg główny. Większość gwiazd przez około 90 procent ich życia znajduje się w jednym z obszarów w obrębie ciągu głównego. To, gdzie się uplasują, zależy od ich masy, ale wszystkie gwiazdy w ciągu głównym generują potrzebną im energię, łącząc protony w jądra helu. I tak właśnie postępuje teraz nasze Słońce. Jest w średnim wieku i nadal mieści się w ciągu głównym. Po prawej górnej stronie diagramu znajdują się czerwone nadolbrzymy, takie jak Betelgeza w konstelacji Oriona. Są to starzejące się gwiazdy, które zużyły już większość protonów w swoich rdzeniach i zasilają swoje piece, spalając inne, większe jądra. Mają chłodniejszą powierzchnię, ponieważ rozszerzyły się do wielkości około dwustu razy większej niż promień Słońca. Całkowita ilość emitowanego światła jest tak ogromna, gdyż są one bardzo duże i dlatego znajdują się w górnej części diagramu. Trzeci ważny obszar mieści się w lewym dolnym rogu. Tutaj znajdziemy białe karły. Były to kiedyś czerwone olbrzymy, dopóki nie utraciły większości zewnętrznych powłok, pozostawiając tylko gorące, gęste rdzenie.

Kiedy gwiazdy stają się już bardzo stare, w końcu zabraknie im wolnych protonów, a ich rdzeń zaczyna się wypełniać popiołem ze stopionych protonów — innymi słowy, jądrami helu. Łączenie jąder helowych wymaga znacznie wyższych temperatur niż łączenie pojedynczych protonów, więc ostatecznie piece w ich rdzeniu przestają działać. Kiedy tak się dzieje, kontrolę przejmuje grawitacja, a gwiazdy zapadają się do środka pod ciężarem własnej masy. Ale to jeszcze nie koniec. W wyniku zapadnięcia się gwiazdy nagrzewa się ona ponownie, ponieważ grawitacja potęguje ciśnienie. Oddalone od rdzenia zewnętrzne warstwy gwiazdy rozszerzają się i schładzają, aby utrzymać wszystko w równowadze. Dla naszego oka te chłodniejsze warstwy zewnętrzne mają barwę czerwoną, dlatego na tym etapie nazywamy je czerwonymi olbrzymami. Kiedy nasze Słońce osiąg­nie ten etap, rozszerzy się, zwiększając swoje obecne rozmiary około dwustukrotnie i spowoduje wyparowanie bliższych planet, w tym Ziemi.

Jeśli czerwony olbrzym ma odpowiednią masę, grawitacja ściska go tak mocno, że jego rdzeń staje się gorętszy niż kiedykolwiek wcześniej, na tyle gorący, aby zacząć łączyć jądra helu w cięższe jądra, takie jak węgiel (z sześcioma protonami) i tlen (z ośmioma protonami). Gwiazda zdaje się ożywać, ale łączenie jąder helowych jest procesem bardziej skomplikowanym niż łączenie protonów i generuje mniej energii, więc gwiazdy na tym etapie mają znacznie krótszą oczekiwaną długość życia. Bardzo duże gwiazdy przejdą kilka etapów coraz bardziej gwałtownej ekspansji i kurczenia się. Węgiel i tlen będą ulegać dalszym fuzjom, tworząc nowe pierwiastki, począwszy od magnezu poprzez krzem, a na żelazie skończywszy. Kiedy te gwiazdy ponownie się nagrzewają, uruchamia się jeszcze inny mechanizm przekształcający neutrony w protony, aby stworzyć nowe typy jąder. Rdzeń stopniowo stanie się wielką kulą żelaza otoczoną warstwami innych pierwiastków.

A i to jeszcze nie koniec drogi, ponieważ nie da się wytwarzać energii przez łączenie jąder żelaza. Ostatecznie większość gwiazd odrzuci zewnętrzne warstwy i skończy jako białe karły, które plasują się w lewym dolnym rogu diagramu Hertzsprunga-Russella. Białe karły są gwiezdnymi zombie, pozbawione pieca w swoim sercu, niezwykle gęste, często zaledwie wielkości Ziemi, ale z masą dorównującą Słońcu. Gdyby ktoś spróbował podnieść łyżeczkę materii tworzącej białe karły, to się mu to nie uda, bo waży co najmniej tonę. Są nadal gorące i będą się ochładzać jeszcze przez miliardy lat. Ale wykonały już swoją pracę, ponieważ napełniły otoczenie nowymi pierwiastkami. Niektóre białe karły, jeśli zostaną zassane przez pobliskie gwiazdy, giną w bardziej spektakularny sposób w olbrzymich wybuchach supernowych. Te eksplozje są tak gorące, że mogą posłużyć do wytworzyć jeszcze wielu innych pierwiastków z układu okresowego. Spektakularne śmiertelne wybuchy białych karłów skutkują pojawieniem się supernowych typu 1a. Wszystkie z nich wybuchają w mniej więcej tej samej temperaturze, więc gdy się taką gwiazdę obserwuje, a wiadomo, jaka jest jej jasność, możliwe jest oszacowanie jej rzeczywistej odległości. Supernowe typu 1a pozwalają astronomom oszacować odległości setki razy większe niż za pomocą zmiennych cefeid.

Gwiazdy mające masę ponad siedem razy większą od naszego Słońca również dokonają żywota w spektakularny sposób w wyniku innego rodzaju eksplozji, znanego jako supernowa z zapadniętym rdzeniem. Kiedy rdzeń utworzy kulę żelaza większą niż nasze Słońce, centralny piec wyłączy się po raz ostatni. Grawitacja rozkruszy taki rdzeń w ułamku sekundy z niebywałą brutalnością, wytwarzając energię i temperaturę wyższą niż na jakimkolwiek wcześniejszym etapie życia gwiazdy. Gwiazda eksploduje jako supernowa i jest w stanie przez krótki czas emitować tyle energii co cała galaktyka. W ciągu zaledwie kilku minut produkuje mnóstwo innych pierwiastków układu okresowego i wyrzuca je w kosmos. Być może najsłynniejszy przykład supernowej z zapadniętym rdzeniem mieści się w sercu Mgławicy Kraba. Betelgeza może przejść w supernową w dowolnym momencie w ciągu następnego miliona lat.

Większość nadolbrzymów, odrzucając swoje zewnętrzne warstwy w supernowych, będzie się kurczyć tak gwałtownie, że protony i elektrony zostaną ze sobą zbite, tworząc neutrony. Następnie cała ta masywna kula zostanie zgnieciona, dając początek gwieździe neutronowej, obiektowi zbudowanemu z neutronów upakowanych tak blisko siebie jak elementy tworzące jądra atomowe. Jest to bardzo rzadko spotykana i niezwykle gęsta forma materii, ponieważ zazwyczaj większość atomów składa się głównie z pustej przestrzeni. Gwiazda neutronowa o średnicy zaledwie dwudziestu kilometrów ważyłaby dwa razy więcej niż nasze Słońce, a łyżeczka materii znalezionej w gwiazdach neutronowych ważyłaby miliard ton5. Istnieje kilka dowodów na to, że wiele cięższych pierwiastków w układzie okresowym mogło powstać nie w standardowych supernowych, lecz podczas gwałtownych fuzji zachodzących w materii gwiazd neutronowych.

Gwiazdy neutronowe, które wirują bardzo szybko, niczym sygnały świetlne samochodów uprzywilejowanych, zostały po raz pierwszy zaobserwowane w 1967 roku w serii następujących szybko po sobie błysków energii. Obracające się gwiazdy neutronowe są znane również pod nazwą pulsarów. Wkrótce po odkryciu pierwszego pulsara wykryto również następny znajdujący się w sercu Mgławicy Kraba, będący pozostałością supernowej zaobserwowanej przez chińskich astronomów w 1054 roku. Mgławica Kraba jest mniej więcej wielkości miasta i wiruje z szybkością trzydziestu obrotów na sekundę.

Najbardziej masywne gwiazdy czeka jeszcze inny, bardziej zaskakujący koniec. Implozja ich rdzenia jest tak gwałtowna, że nic nie jest w stanie powstrzymać ich zapadnięcia i zamieniają się w czarne dziury, najgęstsze obiekty, jakie znamy. Einstein przepowiadał istnienie czarnych dziur, obiektów tak gęstych, że nic nie uchroni się przed ich grawitacją, nawet światło, i dlatego tak mało wiemy o ich wewnętrznej budowie. Czarne dziury są bardzo dziwnymi astronomicznymi potworami, ale mamy obecnie mnóstwo dowodów na to, że naprawdę istnieją. Pierwsze gwiazdy w naszym wszechświecie były prawdopodobnie ogromne, więc jest możliwe, że wiele z nich zapadło się, tworząc wielkie czarne dziury, a te mogły stanowić ośrodki grawitacyjne, wokół których utworzyły się całe galaktyki, tak jak perła wokół ziarenka piasku. Dzisiaj astronomowie są w stanie wykrywać duże czarne dziury w centrach większości galaktyk, również naszej rodzimej Galaktyki. Ich ogromne pola grawitacyjne są w stanie wciągać pobliskie gwiazdy w swą paszczę. Gdy gwiazda zostaje przeciągnięta przez granicę czarnej dziury (jej horyzont zdarzeń), wyzwala z siebie ogromne ilości energii, coś w rodzaju ostatniego krzyku. Te przedśmiertne wrzaski prowadzą do powstania wyjątkowo jasnych obiektów zwanych ­kwazarami.

Granica lub inaczej horyzont zdarzeń czarnej dziury to punkt, za którym nie ma już odwrotu. Stanowi on również granicę naszej wiedzy, ponieważ tak niewiele informacji może się wydostać ze szponów czarnej dziury. Możemy oszacować masę obiektu, który utworzył czarną dziurę, a także jej ruch wirowy. I to mniej więcej tyle, co jesteśmy w stanie zrobić. Stephen Hawking wykazał jednak, że subtelne efekty kwantowe pozwalają na wyciek niewielkich ilości energii z czarnych dziur. Być może są to również przecieki informacji, ale jeśli tak jest, to jeszcze nie wiemy, jak je odczytać.

Na takie to różne sposoby umierające gwiazdy wzbogaciły i użyźniły młody wszechświat. Pierwiastki układu okresowego wyprodukowane w umierających gwiazdach i supernowych zgromadziły się w ogromnych chmurach pyłu między gwiazdami. Atomy zaczęły się łączyć, tworząc proste cząsteczki, a dzięki swego rodzajowi fermentacji nawarzyły nowych form materii.

Ta ogromna wiedza o gwiazdach powstała dzięki astronomom, którzy opracowali techniki pozwalające określić, co się dzieje wewnątrz gwiazd odległych o wiele milionów lat świetlnych od Ziemi. Doświadczyliśmy już tego, jak wiele informacji astronomowie są w stanie wydobyć z gwiazd. Ale ich widzialne światło stanowi jedynie niewielką część energii emitowanej przez gwiazdy i galaktyki. Dzięki nowoczesnym teleskopom astronomowie mogą badać emisję energii we wszystkich częstotliwościach widma elektromagnetycznego, od najdłuższych i najleniwszych fal radiowych do najkrótszych i najbardziej nadpobudliwych promieni gamma. Komputery pozwalają nam przetwarzać ogromne ilości informacji z wielką precyzją, a teleskopy kosmiczne, takie jak Kosmiczny Teleskop Hubble’a, umożliwiają astronomom obserwować wszechświat wolny od zniekształceń wywołanych przez atmosferę Ziemi. Te nowoczesne zabawki naukowe dostarczają nam ogromnej wiedzy o naszym galaktycznym otoczeniu.

Starsze instrumenty, takie jak teleskopy optyczne i spektroskopy, są również niezwykle pożyteczne. Linie absorpcji wykryte za pomocą spektroskopów mówią nam, w jakich proporcjach i jakie pierwiastki tworzą się w gwiazdach. Chcesz wiedzieć, ile złota znajduje się w Słońcu? Skieruj swój spektroskop na Słońce, zbadaj linie absorpcji złota i zmierz ciemność ich barwy. Przekonasz się, że złoto stanowi mniej niż jedną bilionową całej masy Słońca. Słońce zaś jest tak duże, że wydobycie całego tego złota sprawiłoby, iż staniesz się niezwykle bogaty, ponieważ jest go znacznie więcej niż złota na całej kuli ziemskiej.

Astronomowie mogą określić temperaturę powierzchni gwiazdy na podstawie barwy (lub częstotliwości) emitowanego przez nią światła, więc wiemy, że temperatura powierzchni może wynosić zarówno 2,5 tysiąca K, jak i nawet 30 tysięcy K. I, jak już wykazaliśmy, możliwe jest obliczenie całkowitej ilości światła emitowanego przez gwiazdę (jej jasność), mierząc jej ­pozorną jasność, a następnie obliczając, o ile jaśniejsza byłaby ona z bliska. Te dwa pomiary — temperatura powierzchni i jasność — stanowią podstawowe dane wyjściowe diagramu Hertzsprunga-Russella. A ponadto, jeśli znamy jasność gwiazdy, często potrafimy oszacować jej masę. Podobne techniki pomagają nam oszacować odległość, wielkość, ruch i energię całych galaktyk.

Tego typu techniki zrewolucjonizowały w ciągu ostatnich pięćdziesięciu lat nasze pojmowanie gwiazd i galaktyk. Pomogły zrozumieć ewolucję gwiazd i galaktyk, sposób ich rozkładu i to, jak pomogły tworzyć tak urozmaicony pod względem chemicznym wszechświat. I to był kluczowy warunek Złotowłosej do budowania złożonych cząsteczek, które mogłyby kreować nowe obiekty astronomiczne, takie jak nasza Ziemia i jej Księżyc.

1 „Z molekularnego punktu widzenia podnoszenie ciężaru dotyczy wszystkich jego atomów poruszających się w tym samym kierunku (…) Praca stanowi transfer energii, który wykorzystuje jednolity ruch atomów w otoczeniu”. Peter Atkins, Four Laws That Drive the Universe, Oxford, Oxford University Press, 2007, s. 32.

2 Zob. Chaisson, Cosmic Evolution; Spier, Big History.

3 Andrew King, Stars: A Very Short Introduction, Oxford, Oxford University Press, 2012, s. 49.

4 Ibid., s. 59.

5 Ibid., s. 66.