Interesującą chemika, przełomową chwilą w historii wszechświata 
jest czas 3 min i 46 s od Wielkiego Wybuchu.

Andrzej Sobkowiak

Kiedy w rozgwieżdżoną noc spojrzymy w niebo, wielu z nas zastanawia się nad własną nicością, ale zapewne niewielu pomyśli, że ten ogromny wszechświat, który nas otacza, 10-15 miliardów lat temu był mniejszy niż główka od szpilki. Czy to możliwe?

Rzeczywiście, takie przypuszczenie, zainspirowane teorią względności Einsteina, a po raz pierwszy sformułowane przez belgijskiego księdza i kosmologa Georgesa Lema?tre’a, profesora Katolickiego Uniwersytetu w Leuven, z trudem zyskiwało zwolenników. Teoria Wielkiego Wybuchu, bo o niej mówimy, została jednak w sposób pośredni potwierdzona przez amerykańskiego astronoma Edwina Hubble’a, który odkrył, że galaktyki we wszechświecie oddalają się od siebie, a następnie dopracowana przez Georga Gamowa – fizyka, który przez zamarznięte jezioro Ładoga opuścił miejsce, które miało być rajem na Ziemi i większość życia spędził w Stanach Zjednoczonych. Nawet nazwa Wielki Wybuch (w dosłownym tłumaczeniu powinna brzmieć Wielkie Bum) była ironicznym określeniem tej teorii przez jej przeciwników. Jednak obserwowane fakty zdawały się potwierdzać wysnute przypuszczenia. Bo oto Gamow wraz ze swoim studentem Alpherem i przyjacielem Bethem opracowali tzw. teorię a-b-g, nazywaną również teorią nukleosyntezy, w której wykazali, że wszechświat powinien składać się w ok. 75 proc. z wodoru i 25 proc. z helu, a tylko w 1 proc. z innych pierwiastków, co jest zgodne z prawdą oraz że Wielki Wybuch powinien pozostawić promieniowanie reliktowe, odpowiadające promieniowaniu ciała doskonale czarnego o temperaturze ok. 3 K. Promieniowanie to, odkryte w 1964 roku, było najpoważniejszym potwierdzeniem teorii Wielkiego Wybuchu, a stwierdzenie jego fluktuacji w 1992 roku, przez pomiary wykonane za pomocą amerykańskiego satelity COBE, w elegancki sposób uzupełniło tę teorię. Wybuch supernowej w 1987 roku i związane z tym faktem zarejestrowanie neutrin jednocześnie w Japonii i USA, ustalenie w laboratorium CERN w Genewie, że występują tylko trzy rodzaje neutrin, to dalsze potwierdzenie teorii Wielkiego Wybuchu. Umieszczony w 1991 roku na orbicie okołoziemskiej Kosmiczny Teleskop Hubble’a dostarczył, oprócz spektakularnych zdjęć, również kolejne fakty potwierdzające Wielki Wybuch. Bo oto mogliśmy zobaczyć narodziny i śmierć gwiazd, obserwować prawdopodobnie początki tworzenia się układów planetarnych i wiele innych zdarzeń we wszechświecie.

CZAS PLANCKA

Skąd my to wszystko wiemy? Otóż informacje o strukturze wszechświata pochodzą przede wszystkim z badań promieniowania elektromagnetycznego emitowanego lub pochłanianego przez poszczególne obiekty. Zakres promieniowania elektromagnetycznego jest bardzo szeroki. Nasze oko rejestruje jedynie maleńki jego fragment, jednak dysponujemy urządzeniami, które potrafią wykryć niemal wszystkie jego rodzaje. Każda substancja w odpowiednich warunkach, najczęściej podgrzana do wysokiej temperatury, emituje promieniowanie o określonych, charakterystycznych dla siebie długościach fali. Możemy zatem otrzymać widmo pierwiastka lub związku chemicznego złożone z kilku do kilkuset prążków. Służy ono do wykrywania i identyfikowania substancji, a tym samym do określania składu świecących obiektów. Metoda ta, zwana spektralną analizą emisyjną jest bardzo czuła, do otrzymania widma wystarczą minimalne ilości substancji. Warto wspomnieć, że za pomocą tej metody wykryto hel na Słońcu, zanim pierwiastek ten został odkryty na Ziemi – stąd i jego nazwa. Istnieje również spektralna analiza absorpcyjna, w której identyfikację substancji przeprowadza się na podstawie długości fal promieniowania przez nią pochłanianego. Dla uproszczenia rozważaliśmy zasady działania analizy widmowej dla światła widzialnego. Jednak analiza fal radiowych (radioastronomia), promieniowania rentgenowskiego, a także astronomia nadfioletu, podczerwieni oraz fal submilimetrowych zaowocowały odkryciami o olbrzymim znaczeniu.

A zatem 10-15 miliardów lat temu (dokładność określenia wieku wszechświata zależy od dokładności wyznaczenia stałej Hubble’a) wszechświat zawarty był w niewyobrażalnie małym obszarze. Bo oto, skoro ciągle się on rozszerza, to kiedyś proces ten musiał być zapoczątkowany. Współczesna teoria oddziaływań może być stosowana do osiągnięcia określonych parametrów krytycznych, do których należą: czas Plancka (10-43 s), długość Plancka (10-33 cm) i gęstość Plancka (1093 g/cm3). Wartości te stanowią kres dokonywanej ekstrapolacji lub też, inaczej mówiąc, teoria względności zaczyna opisywać ewolucję wszechświata dopiero od czasu Plancka. Ekstrapolacja ta prowadzi do szczególnego wniosku: otóż materia pod nieskończenie wielkim ciśnieniem zamyka się w obrębie punktu, jej gęstość i temperatura są również nieskończenie duże. Stan ten nazywany jest osobliwością, lecz osobliwość ta nie ma żadnego sensu fizycznego. Hawking w swojej monografii poświęconej twierdzeniom o osobliwościach pisze: Otrzymane wyniki potwierdzają ideę, że wszechświat miał początek w skończonej przeszłości. Jednak właściwy punkt stworzenia, osobliwość, znajduje się poza zasięgiem znanych obecnie praw fizyki. Co zatem mogło być jeszcze wcześniej?

DEUTEROWE WĄSKIE GARDŁO

Nasza wiedza staje się tym bardziej uzasadniona, im dalej wybiegamy w przyszłość od krytycznego czasu Plancka (10-43 s), w którym temperatura wynosiła 1033 K. Zostawmy pierwszą 1/100 ewolucji wszechświata rozważaniom fizyków i zadowólmy się stwierdzeniem, że po tym czasie temperatura spadła do 100 mld K, a wszechświat wypełniał wówczas niezróżnicowany bulion materii i promieniowania. Promieniowanie występuje w postaci fotonów, neutrin i antyneutrin elektronowych, natomiast materia w postaci elektronów, pozytonów i bardzo małej liczby protonów i neutronów, około jednego protonu lub neutronu na miliard fotonów, elektronów czy neutrin. W tych warunkach występują dwa typy oddziaływań. W pierwszym promieniowanie generuje parę elektron-pozyton, ale jednocześnie zachodzi proces anihilacji tych cząstek. Drugi typ oddziaływań to istnienie równowagi między protonami i neutronami.

Jednocześnie wszechświat rozszerza się. Ta ekspansja powoduje zmniejszenie gęstości energii, a tym samym dalsze obniżenie temperatury, a to z kolei narusza równowagę między protonami i neutronami. Neutron ma bowiem nieco większą masę niż proton, stąd przemiana protonu w neutron wymaga nakładu większej energii niż proces odwrotny. Obniżenie gęstości energii we wszechświecie oznacza, że coraz mniej energii jest dostępne dla każdego zderzenia, a to sprzyja zachodzeniu reakcji wytwarzającej protony. W miarę obniżania temperatury proces ten staje się coraz bardziej znaczący.

Z punktu widzenia chemika, pierwszą przełomową chwilą w ekspandującym wszechświecie jest czas 13,82 s od chwili wybuchu. Temperatura wynosi wówczas 3 mld K, a więc wszechświat jest na tyle chłodny, że generacja elektronów i pozytonów nie jest już możliwa. Zachodzący jednak w dalszym ciągu proces anihilacji tych cząstek gwałtownie redukuje ich liczbę. W tych warunkach protony i neutrony mogą tworzyć jądra deuteru, jednak nie są one trwałe i rozpadają się tak szybko, jak powstają. Mimo że w dyskutowanych warunkach jądra helu-4, helu-3 i trytu, które mogą powstawać w wyniku oddziaływania deuteru z protonami i neutronami, są trwałe, to jednak brak deuteru, tzw. „deuterowe wąskie gardło”, skutecznie uniemożliwia przebieg tych procesów.

Drugą, interesującą chemika, przełomową chwilą w historii wszechświata jest czas 3 min i 46 s od Wielkiego Wybuchu. Temperatura spada do 900 mln K i wówczas jądra deuteru są stabilne, „deuterowe wąskie gardło” przestaje istnieć. Rozpoczyna się produkcja helu-4, helu-3, czyli proces nukleosyntezy. Zachwianie równowagi między protonami i neutronami spowodowało, że w momencie rozpoczęcia tego procesu wśród nukleonów było 13 proc. neutronów i 87 proc. protonów. W procesie nukleosyntezy wszystkie neutrony zostały umieszczone w jądrach helu, a pozostałe protony stanowiły jądra wodoru. Kiedy więc po 34 min i 40 s proces nukleosyntezy został zakończony, temperatura wynosiła 300 mln K, wszechświat składał się z ok. 25 proc. wagowych jąder helu-4 i 75 proc. wolnych protonów (jądra wodoru). Elektrony i pozytony uległy już całkowitej anihilacji, z wyjątkiem małej (ok. jedna miliardowa) nadwyżki elektronów, potrzebnych do zrównoważenia ładunku protonów. Na każdy wolny lub związany w jądrze proton przypada jeden elektron, ale potrzeba jeszcze ok. 700 tys. lat, aby temperatura spadła do wartości, przy której możliwe jest tworzenie stabilnych atomów. Wszechświat staje się wówczas przezroczysty dla promieniowania i materia może rozpocząć proces formowania galaktyk i gwiazd.

PUNKT ZAPŁONU

Proces ten mógł zachodzić dzięki temu, że materia nie była rozmieszczona równomiernie w przestrzeni, co spowodowało, że siły grawitacji nie równoważyły się, tworząc coraz bardziej zagęszczone obszary. Obszary te utworzą w końcu galaktyki, w obrębie których następuje dalszy proces kondensacji wodoru i helu, powstają mgławice, nazywane też obłokami gazowymi. Pod wpływem sił grawitacji obłoki gazowe stanowiące lokalne zagęszczenia materii zapadają się, cząstki z coraz większą szybkością przyciągane są do powstałego centrum. Powoduje to zmniejszenie rozmiarów mgławicy i nadanie jej kulistego kształtu, a wzrost szybkości cząsteczek powoduje wzrost temperatury i obiekt zaczyna się żarzyć. W tym stadium, tzw. protogwiazdy, materia wchodząca w jej skład występuje już w postaci plazmy. Jeżeli to lokalne zagęszczenie materii posiadało dostatecznie dużą masę, temperatura i gęstość w dalszym ciągu wzrastają do momentu, gdy osiągnięty zostanie „punkt zapłonu”. W tych warunkach, odległości między jądrami są na tyle małe, że siły oddziaływania silnego powodują tworzenie nowych jąder. Zapoczątkowany zostaje proces fuzji. Wytwarzana jest przy tym ogromna ilość energii. Rodzi się gwiazda i zaczyna świecić, czyli żyć. Gwiazdy bowiem żyją, podlegają wielu procesom, by umrzeć. Ich śmierć, jak zobaczymy, oznacza jednak nowe życie.

Temperatura „punktu zapłonu” zależy od masy cząstek, które ulegają reakcji fuzji. Im mniejsza masa, tym niższa temperatura zapłonu. A więc, w mieszaninie wodoru i helu, wcześniej osiągnięte zostaną warunki dla fuzji wodoru. W procesie tym 4 protony dają hel-4, 2 pozytony, 2 neutrina elektronowe i wydziela się energia. Jednak prawdopodobieństwo jednoczesnego zderzenia czterech cząstek, nawet w ekstremalnych warunkach panujących we wnętrzu gwiazd, jest bardzo małe, stąd rozważa się kilka mechanizmów przebiegu tego procesu. Najważniejsze z nich to łańcuch proton-proton (p–p) i cykl węgiel–azot–tlen (CNO). Pierwszy z nich ma miejsce w gwiazdach średniej wielkości, takich jak nasze Słońce, w których temperatura rdzenia nie przekracza 15 mln K, drugi wymaga wyższej temperatury. Podstawowym procesem w łańcuchu proton-proton jest konwersja protonu do neutronu, dzięki której w pierwszym etapie procesu p-p kolizja dwóch protonów daje deuter. W drugim etapie deuter z protonem tworzą jądro helu-3, a w końcu ulegają zderzeniu dwa jądra helu-3, powstaje przy tym jądro helu-4 i uwalniane są dwa protony, które mogą ponownie partycypować w poprzednich etapach. Nasze Słońce spala w ten sposób około 10 bilionów ton wodoru w ciągu roku, tracąc przy tym ok. 1 proc. swojej masy w okresie miliarda lat. Natomiast w cyklu węgiel-azot-tlen reakcja fuzji protonów zachodzi dzięki pośrednictwu tych właśnie pierwiastków.

SUBTELNE ZESTROJENIE

Proces fuzji protonów wytwarza zatem jądra helu-4, które posiadając większą masę, siłami grawitacji przemieszczane są do rdzenia gwiazdy. Fuzja jąder wodoru zachodzi w dalszym ciągu, lecz w powłoce otaczającej rdzeń helowy. Gdy temperatura rdzenia helowego osiągnie wartość ok. 100 mln K, rozpoczyna się fuzja jąder helu. W procesie tym trzy jądra helu-4, czyli cząstki a, tworzą jądro węgla-12. Dlatego też reakcja ta nazywana jest potrójnym procesem alfa.

Potrójny proces alfa stał się obiektem bardzo ciekawych rozważań, które doprowadziły do rozwinięcia tzw. teorii antropicznej. Otóż, powstające w pierwszym etapie procesu alfa jądro berylu-8 jest bardzo nietrwałe, jego czas życia wynosi zaledwie 10-17 s. Zatem prawdopodobieństwo przyłączenia trzeciej cząstki a zanim jądro berylu ulegnie rozpadowi zależy silnie od energii, z jaką to jądro uderza w krótko żyjące jądro berylu-8. Wynika to z teorii rezonansu jądrowego, zgodnie z którą powstające jądro musi posiadać poziom energetyczny odpowiadający sumie energii kinetycznych kolidujących cząstek minus energia wynikająca z oddziaływań silnych. Okazuje się, że w jądrze węgla-12 występuje poziom energetyczny, który niemal dokładnie pokrywa się z sumą energii termicznych jąder helu-4 i berylu-8, występujących w typowej gwieździe. Dzięki temu produkcja węgla zachodzi z dużą wydajnością. A nasze życie oparte jest na węglu.

Ale to jednak tylko połowa historii, bo wytwarzany węgiel musi uniknąć zagłady w dalszych reakcjach jądrowych, a konkretnie w reakcji z helem-4. Stwórca (lub, jeżeli ktoś woli, Natura) dokonał jednak szczęśliwego wyboru, rezonans w jądrze tlenu-16 leży poniżej sumy energii zderzających się jąder, dlatego węgiel może występować w dużych ilościach we wnętrzu gwiazd. Struktura jądra atomowego jest niezmiernie złożona, lecz w ostatecznym rozrachunku położenie rezonansów jądrowych zależy od podstawowych sił przyrody, w tym przypadku oddziaływań silnych i elektromagnetycznych. Gdyby natężenia tych sił były nieznacznie inne niż są, to opisany układ rezonansów dla węgla-12 i tlenu-16 nie wystąpiłby i powstanie życia, przynajmniej w formie ziemskiej, byłoby znacznie mniej prawdopodobne. Analizując podobne koincydencje zaczęto odnosić wrażenie, że do zaistnienia warunków początkowych, z których mógł powstać niosący zadatki życia wszechświat, było konieczne coś w rodzaju „subtelnego zestrojenia”. Do tej pory wydawało się bowiem, że obecny wszechświat mógł rozwinąć się z jakiegokolwiek niemal zestawu warunków początkowych. Rodzi się zatem pytanie: Dlaczego właśnie taki wszechświat? Otóż dlatego, że my tutaj jesteśmy. Gdyby wszechświat nie posiadał takiej struktury, jaką ma, nie rozmawialibyśmy teraz o nim.

CZEGO CHCESZ OD NAS, PANIE?

Powróćmy jednak do naszych rozważań o procesach zachodzących we wnętrzach gwiazd. Energia uwalniana w wyniku fuzji wodoru i helu zwiększa ciśnienie termiczne rdzenia tak, że jest ono większe od sił grawitacyjnych i promień gwiazdy wzrasta. Jednak jej powierzchnia zwiększa się szybciej niż dostarczana energia, dlatego ulega ona ochłodzeniu i przybiera czerwony kolor. Kolor i duże rozmiary determinują nazwę – czerwony olbrzym. Gdyby Słońce zamieniło się w czerwonego olbrzyma, jego promień prawie dotykałby Ziemi, Merkury i Wenus wyparowałyby.

Jeżeli czerwony olbrzym ma dostatecznie dużą masę, mogą zachodzić procesy fuzji kolejnych pierwiastków. I tak: węgiel ulega fuzji do neonu, z neonu powstaje tlen, tlen daje krzem, a w końcu powstaje żelazo-56. I na tym koniec. Jądra żelaza-56 są najbardziej stabilne wśród wszystkich pierwiastków, ich fuzja nie uwalnia energii, wręcz przeciwnie, wymaga jej dostarczenia. Jeżeli powstawanie żelaza zachodzi szybko, wówczas rdzeń może się zapaść pod wpływem własnych oddziaływań grawitacyjnych. Ta zapaść powoduje kompresję pozostałych warstw i zachodzące w nich procesy fuzji ulegają gwałtownemu przyspieszeniu. W bardzo krótkim czasie wyzwalana jest ogromna ilość energii – wybucha supernowa. Większość jąder żelaza-56 zostaje rozbita wówczas na jądra helu, protony i głównie neutrony, które przy niezwykle wysokiej temperaturze, nieosiągalnej w procesie życia nawet bardzo dużych gwiazd, posiadają ogromną energię kinetyczną. Strumień tych cząstek, wyrzucony z rdzenia gwiazdy, wnika w otaczające warstwy, tworząc nowe pierwiastki o masach większych od 56. Proces ten trwa bardzo krótko, stąd rozpowszechnienie powstających pierwiastków nie jest duże. Wytworzone pierwiastki zostają wyrzucone w przestrzeń wszechświata, gdzie mogą przyłączyć się do mgławic formujących nowe gwiazdy i układy planetarne. Z nich została zbudowana Ziemia, z nich jesteśmy zbudowani również my sami.

W ten oto sposób powstaje ok. 100 pierwiastków, które są przedmiotem badań chemików. I kiedy pomyślimy, że tych 100 pierwiastków może tworzyć nieograniczoną liczbę połączeń zwanych związkami chemicznymi, z których znamy „zaledwie” ok. 22,5 mln, kiedy dalej uzmysłowimy sobie, że wiele z tych związków jest niezbędnych dla naszej egzystencji, a wiele z nich czyni nasze życie łatwiejszym i przez to, miejmy nadzieję, doskonalszym, czyż nie cisną się na usta słowa pieśni poety z Czarnolasu:

Czego chcesz od nas, Panie, 
za Twe hojne dary?
Czego za dobrodziejstwa, 
którym nie masz miary?

Dr hab. inż. Andrzej Sobkowiak, prof. Politechniki Rzeszowskiej, chemik, pracuje na Wydziale Chemicznym Politechniki Rzeszowskiej. 
Esej ten powstał dzięki dyskusjom prowadzonym z p. Profesorem Markiem Kalinowskim z Wydziału Chemii Uniwersytetu Warszawskiego, za co autor składa podziękowanie.

Uwagi.