Poland

Delikatnie mówiąc, bez gwiazd nie moglibyśmy istnieć. W rzeczy samej, nie byłoby chyba żadnego życia. Czemu jednak gwiazdy są w tym tak istotne?

Najprostszą odpowiedzią jest, oczywiście, energia. Gwiazdy wytwarzają, dzięki reakcjom syntezy jądrowej, energię niezbędną do życia. Gdyby nie utworzyły się one we Wszechświecie, panowałaby wieczna ciemność i trudne do wyobrażenia niskie temperatury, bliskie -273˚C. Nasze Słońce wysyła miliardy wat mocy i ogrzewa planetę Ziemia, wytwarzając na niej temperaturę akurat niezbędną do utrzymywania wody w stanie ciekłym i, konsekwentnie, życia.

Być może jednak jest rzeczą ważniejszą, że gwiazdy wytwarzają szereg niezbędnych do życia pierwiastków. Większość najważniejszych cząsteczek chemicznych w naszych ciałach zbudowanych jest z węgla. Potrzebujemy też w wodzie tlenu, wapnia w naszych kościach, żelaza we krwi i wielu innych pierwiastków. Wszystkie te pierwiastki tworzą się we wnętrzach gwiazd. Gdy gwiazda umiera, pierwiastki są wyrzucane w przestrzeń kosmiczną, a potem spotykamy je na Ziemi. Jesteśmy dosłownie złożeni z gwiazd!

Przez większość swego życia, gwiazdy spalają wodór i syntezują wodór do jąder helu. Istnieją dwie drogi, które wiodą do tego celu. Pierwsza z nich to cykl proton-proton (lub p-p), druga zaś, to cykl CNO.

Gwiazdy spalające wodór są nazywamy gwiazdami ciągu głównego, o którym uczyliśmy się w poprzednim rozdziale. Nasze Słońce jest taką gwiazdą, w której ok. 98,5% wytwarzanej energii pochodzi głównie z cyklu p-p, pozostałe zaś 1,5% pochodzi z cyklu CNO. To typowa sytuacja w gwiazdach rodzaju Słońca. Cykl p-p jest dominującym procesem jądrowym w gwiazdach z ciągu głównego o masach 1 - 1,5 masy naszego Słońca. Dowolnie większa masa pozwalałaby na dominację cyklu CNO. Do chwili obecnej Słońce, którego wiek wynosi w przybliżeniu 4,5 miliarda lat, spaliło w swoim centrum w przybliżeniu połowę wodoru.

Cykl proton-proton rozpoczyna się zawsze od połączenia dwóch jąder wodoru, które w drodze reakcji tworzą hel-4. Jądra wodoru (które tworzyłyby atom wodoru, gdyby towarzyszyły im elektrony), to efektywnie pojedyncze protony p. Tak więc dwa protony ulegają fuzji, w wyniku której tworzy się deuteron, któremu towarzyszy emisja pozytonu i neutrina, a jeden z protonów transmutuje do neutronu. Powstający deuteron tworzy w reakcji fuzji z innym protonem izotop helu, hel-3, a przy tym emitowany jest foton.

Dzieje się to w ciągu życia gwiazdy, w której, dzięki opisanemu wyżej procesowi, mamy dużą liczbę cząsteczek helu-3. Od tej chwili mamy trzy możliwości powstawania helu-4. Cykl p-p I, z którego pochodzi 86% energii Słońca: proces ten polega na syntezie dwóch jąder helu-3, kiedy to procesie tworzy się hel-4, a dwa pozostałe protony są uwalniane i mogą brać udział w kolejnym cyklu - reakcji łańcuchowej p-p.

W cyklu p-p II wytwarzane jest około 14% energii Słońca. Tu jedna z cząsteczek helu-3 wchodzi w reakcję z istniejącą już cząsteczką helu-4 i w wyniku reakcji tworzy się beryl-7 i foton. Beryl-7 jest jednak jądrem nietrwałym i rozpada się drogą wychwytu elektronu. Reakcja ta prowadzi do powstania jądra litu-7 i neutrina. Na końcu, lit-7 w reakcji z cząsteczką deuteru tworzy dwie cząsteczki helu-4.

Istnieje też cykl p-p III, odpowiadający za zaledwie 0,02% energii Słońca. W cyklu tym beryl-7 w reakcji z protonem tworzy bor-8 i foton. Bor-8 jest nadzwyczaj nietrwały i w jego rozpadzie pojawiają się dwa jądra helu-4, pozyton i neutrino.

Skrót CNO pochodzi od ang. carbon-nitrogen-oxygen: węgiel - azot - tlen. Pierwiastki te pełnią w cyklu CNO rolę katalizatorów w produkcji helu.
Creative Commons 
License
W tym wypadku proton ulega fuzji z jądrami węgla-12, w której tworzy się nietrwały azot-13 i foton. Azot-13 rozpada się drogą rozpadu beta do węgla-13, a w rozpadzie tworzą się jeszcze pozyton i neutrino. Następnie, węgiel-13 ulega syntezie jądrowej z innym protonem i tworzy się azot-14 (i foton), który w kolejnej reakcji fuzji z kolejnym protonem tworzy azot-15, pozyton i neutrino. W ostatnim etapie azot-15 w reakcji syntezy z protonem natychmiast rozszczepia się na jądro helu-4 i jądro węgla-12, które może zapoczątkować kolejny, cały cykl CNO.

Zachodzące na Słońcu procesy jądrowe, cykle p-p czy CNO, wytwarzają wiele produktów, o których należałoby powiedzieć. Oczywiście, gdy mówimy o energii, to przede wszystkim jest ona związana z fotonami, które obserwujemy jako światło słoneczne. W procesach jądrowych tworzy się także mnóstwo neutrin.

Oczyma fizyka, neutrina są bardzo intrygującymi, niezwykłymi cząstkami. Niosą one mnóstwo energii, ale prawie nie oddziałują z materią. Nie posiadają ładunku elektrycznego, ich masa zaś jest nadzwvczaj mała. Neutrina mogą przenikać obiekty niczym światło słoneczne przez czyste okno szklane. Przelatują niezatrzymywane od Słońca do Ziemi w około 8 minut.

Korzystając z niezwykle złożonej aparatury, uczeni znaleźli jednak sposób na zaobserwowanie neutrin w ogromnych, podziemnych laboratoriach, z dala od promieniowania docierającego do powierzchni. Wyniki uzyskiwane dzięki takiej aparaturze oferują uczonym sposób na zrozumienie, co dzieje się we wnętrzu Słońca, tam, gdzie tworzą się te cząstki.

Ściana zbiornika z wodą detektora o angielskiej nazwie Super-Kamiokande Neutrino Detector (w Japonii) zawiera tysiące detektorów fotonów, każdy o wielkości piłki plażowej. Czasem neutrino przylatujące ze Słońca oddziaływa z cząsteczką wody, co objawia się wyprodukowaniem fotonów, które zostają zarejestrowane przez jeden z tych detektorów. Źródło: Kamioka Observatory, ICRR Tokyo

Uczeni spekulowali na temat istnienia neutrina na długo przedtem niż zostało ono zaobserwowane i mogli nawet przewidzieć, ile neutrin na sekundę może być produkowane przez Słońce, i ile z nich można byłoby zaobserwować na Ziemi. Jednakże, gdy w roku 1960 wykonano doświadczenie, które mogło potwierdzać te spekulacje, pojawiła się istotna niezgodność. Przez wiele lat sądzono, że nasz model Słońca musi być niewłaściwy, jako że obserwowało się jedynie około jednej trzeciej do jednej drugiej obliczonej liczby neutrin docierających do Ziemi. Tę sytuację nazwano problemem neutrin słonecznych.

Aby zrozumieć rozwiązanie tego problemu trzeba wyobrazić sobie, że mamy trzy rodzaje neutrin (lub też ich zapachów): to neutrina elektronowe, mionowe i taonowe. Neutrina są wytwarzane jedynie przez reakcje jądrowe zachodzące wewnątrz Słońca. Jeśli jednak założy się, że podczas swej podroży ze Słońca do Ziemi neutrina elektronowe mogą się w jakiś sposób przemieniać w neutrina mionowe czy taonowe, to założenie takie pozwala na wyjaśnienie zagadki brakujących neutrin.
Source: SNO

Aż do roku 2002, ziemskie detektory neutrin mogły obserwować jedynie neutrina elektronowe, podczas gdy neutrina mionowe nie mogły być obserwowane w żadnym z eksperymentów prowadzonych od roku 1960. Neutrina elektronowe i mionowe można było zaobserwować dopiero w roku 2002 w nowym detektorze w Sudbury Neutrino Observatory (SNO) w Kanadzie. Wtedy to dowiedziono eksperymentalnie, że neutrina mogą zmieniać swój rodzaj. Problem neutrin słonecznych został rozwiązany, gdyż suma liczby zaobserwowanych neutrin elektronowych i neutrin mionowych odpowiadała ściśle przewidywaniom teoretycznym naszego modelu Słońca.

Fotografia pokazuje duży zbiornik napełniony przedestylowaną ciężką wodą w podziemnym laboratorium SNO w Kanadzie. Eksperyment pozwalał na zaobserwowanie zarówno neutrin elektronowych jak mionowych, co rozwiązało problem. Źródło zdjęcia: Sudbury Neutrino Observatory.

Pod koniec życia gwiazd z końca ciągu głównego, gdy gwiazdy wyczerpią swój zapas wodoru do spalania, fuzja wodoru zatrzymuje się. Rdzeń gwiazdy, pozbawiony możliwości produkcji energii potrzebnej do podtrzymania swego własnego ciężaru, zaczyna się zapadać, zwiększając w rdzeniu ciśnienie i temperaturę.

Source: Behacker & 
Partner
W końcu rdzeń gwiazdy staje się wystarczająco gorący, aby móc spalać hel. Przyczynia się to do zwiększenia zewnętrznej powłoki, ale ze względu na energię rozprzestrzeniającą się na większą powierzchnię, gwiazda ciemnieje i staje się czerwieńsza. Właśnie z tego względu gwiazdy pod koniec swego życia zwane są czerwonymi olbrzymami.

Fuzja helu, która pojawia się w procesach jądrowych nazywana jest potrójnym procesem alfa, a produktami tej reakcji są węgiel i tlen. Węgiel jest atomem zasadniczym dla życia, gdyż może tworzyć konieczne dlań kompleksy cząsteczkowe (DNA, białka). To samo można powiedzieć o tlenie, jako że życie potrzebuje cząsteczek wody, (H2O), które zawierają tlen. Możemy się o tym przekonać, gdyż tam, gdzie nie ma wiele wody, życie nie istnieje lub też istnieje w bardzo małym stopniu, jak na pustyniach czy na planecie Mars.

Węgiel tworzy się drogą spalania helu w szczególnym procesie jądrowym zwanym potrójnym procesem alfa . To proces dwustopniowy, w którym najpierw dwa jądra helu (cząstek alfa) łączą się w beryl-8 (8Be).

Creative Commons 
License
W drugim kroku dołącza się do 8Be inna cząstka alfa i tworzy się węgiel-12 (12C). Jednakże wiązanie dwóch cząstek alfa w 8Be jest bardzo słabe i jądro to szybko się rozpada (po ok. 10-16 s). Wychwycenie trzeciej cząstki alfa przez 8Be przed rozpadem jest możliwe tylko dzięki temu, że wychwyt jest wzmocniony przez tzw. rezonans w 12C, którego obecność bardzo silnie wzmacnia wydajność wychwytu tej trzeciej cząstki alfa.

Istnienie i szczegółowe własności tego rezonansu zostały przewidziane przez angielskiego uczonego, Freda Hoyle'a (1915-2001), na podstawie prostych rozważań, że bez takiego rezonansu produkcja węgla w gwiazdach nie pozwalałaby na trwanie życia. Zaledwie dwa lata po jego przewidywaniu, wspomniany rezonans został odkryty w eksperymencie laboratoryjnym. Wyjątkowość procesu potrójnego wynika z faktu, że, jak się wydaje, jest to jedyny przypadek, kiedy to wynik uzyskany w eksperymencie laboratoryjnym został właściwie przewidziany na mocnym przekonaniu, że inaczej byśmy nie istnieli.

Sir Fred Hoyle jest znany z wielu teorii i pisania powieści science fiction. Według jego wyczucia, Wszechświat znajdował się w stanie stacjonarnym i rozszerzył się wskutek tworzenia nowej materii, a nie powszechnie uznawanej teorii Wielkiego Wybuchu. Jak na ironię, nazwa "Big Bang - Wielki Wybuch" została stworzona przez niego w pracy krytykującej tę teorię. Określenie miało na początku ośmieszać teorię, jednak jej zwolennicy uznali, że nazwa im odpowiada i utrzymali ją.

Przewidywanie, a następnie odkrycie rezonansu 12C przez Freda Hoyle'a bardzo silnie poparło jedną z jego innych teorii: hipotezę gwiezdnej nukleosyntezy, która mówiła, że wszystkie naturalne pierwiastki chemiczne tworzą się z wodoru wewnątrz gwiazd.

Gdy hel w środku gwiazdy się wyczerpie, rdzeń gwiazdy znów się kurczy, co podnosi temperaturę i gęstość na tyle, że teraz zaczyna spalać się węgiel. Taki mechanizm kurczenia się i zapalania innego paliwa, gdy tylko poprzednie jest wyczerpane, powtarza się i prowadzi do kolejnych faz spalania, w których produkty wcześniejszego spalania stanowią paliwo dla kolejnych faz spalania. Prowadzi to do sytuacji, w której w kolejnych, zaawansowanych fazach spalania tworzy się coraz więcej cięższych atomów: węgla, tlenu, neonu i krzemu. Spalanie krzemu, tworzące głównie żelazo, jest ostatnią płonącą fazą gwiazdy. Potem już jądrowe spalanie nie może wytworzyć żadnej energii - fuzja żelaza i jąder cięższych od żelaza nie prowadzi do emisji energii.
Richard Pogge, OSU.edu

Obraz pokazuje rdzeń masywnej gwiazdy pod koniec spalania krzemu. Typowy promień rdzenia byłby ~RZiemi, podczas gdy promień jej otoczki wynosiłby ~5AU. Źródło:Richard Pogge, OSU.

Spalaniu jądrowemu w środku gwiazd towarzyszy spalanie powłokowe. Procesy te są podobne do poprzedzających je faz spalania centralnego i pojawiają się jednocześnie z zaawansowanym spalaniem centralnym (ang. advanced central burning) w kulistych powłokach wokół centrum, w którym temperatura i gęstość nie są tak duże ale wciąż istnieje w nich lżejsze paliwo jądrowe. Na przykład, kiedy rdzeń gwiazdy syntezuje węgiel do tlenu, w powłoce mamy wciąż pozostałości helu. Energia wytwarzana przez rdzeń, w którym syntezuje się węgiel, ogrzewa zewnętrzną powłokę do momentu, gdy ta jest wystarczająco gorąca, aby móc spalać hel. Hel syntezuje się do węgla, który jest ciężki i spada do rdzenia zwiększając w nim zawartość paliwa.

Nie wszystkie gwiazdy sa w stanie stworzyć pełną listę wymienionych wyżej pierwiastków. Im gwiazda jest większa, tym jej rdzeń może osiągnąć wyższą temperaturę i może on z większym prawdopodobieństwem stworzyć cięższe pierwiastki. Słońce, na przykład, nie jest szczególnie duże. Gdy syntezuje wodór aby utworzyć hel i kończy swe życie, będzie najprawdopodobniej jeszcze w stanie syntezować hel i wytworzyć rdzeń węglowy. Jest jednak rzeczą mało prawdopodobną, że mógłby osiągnąć temperaturę niezbędną do zsyntezowania węgla.

W wypadku gwiazd o masach mniejszych od ośmiu mas Słońca jedynym spalaniem jest spalanie wodoru i helu ponieważ rdzeń gwiazdy nigdy nie osiąga temperatury i gęstości wystarczających na to, aby zapalić kolejną fazę palenia. Gdy kończy się proces spalania helu, pozostają jedynie dwie ostatnie zewnętrzne powłoki: wodór na zewnątrz, hel nieco bliżej rdzenia, i rdzeń gwiazdy. Rdzeń składa się z węgla i tlenu utworzonych w potrójnej reakcji alfa. Pulsacje i silny wiatr gwiazdowy zdmuchują zewnętrzne warstwy tworząc mgławicę planetarną i pozostawiając za sobą białego karła.

W gwiazdach o masach większych od 8 mas Słońca procesy jądrowe mogą być kontynuowane dłużej - aż do spalania krzemu, pozostawiając żelazny rdzeń. Gdy to się kończy, gwiazda nie jest w stanie podtrzymać swej masy i wtedy warstwy zewnętrzne gwałtownie wpadają do gwiazdy, następnie odbijają się wstecz od gęstszego rdzenia tworząc silną falę uderzeniową. Proces ten prowadzi do charakterystycznego, silnego wybuchu supernowej typu II, która pozostawia za sobą gwiazdę neutronową.

Poprzez te wiatry i eksplozje, świeżo utworzone w gwiazdach pierwiastki rozchodzą się w przestrzeni kosmicznej w postaci gazu i obłoków pyłu. Tak więc gwiazdy zachowują sie jak małe fabryki wytwarzające pierwiastki, które stanowią materiał do budowy nowych gwiazd, planet i w końcu nas samych - ludzi.

Źródło: NASA

Utworzone w gwiazdach pierwiastki rozchodzą się w przestrzeni dzięki mgławicom planetarnym (z lewej strony) i supernowym (z prawej). Źródło fotografii: NASA

Najcięższym pierwiastkiem, który może być utworzony przez gwiazdę jest żelazo, powstające w reakcji fuzji, która oprócz utworzenia pierwiastka wyzwala także energię. W wypadku pierwiastków cięższych niż żelazo, składowe jądra są jednak mniej chętne do połączenia się. Na przykład, jeśli dodatnio naładowany proton próbuje połączyć się z jakimś jądrem atomowym, to ze względu na fakt, iż obie cząstki mają ładunki dodatnie, odpychają się i miast tworzyć przy połączeniu energię, to one w tej sytuacji potrzebują energii na zajście procesu fuzji. By osiągnąć wysoką energię dla przezwyciężenia odpychania, potrzebne są coraz wyższe temperatury.

W jaki zatem sposób tworzą się tak ciężkie pierwiastki jak złoto czy uran?

Przynajmniej niektórych z tych problemów daje się uniknąć, gdy przypomnimy sobie o istnieniu neutronów. Te nie mają ładunku elektrycznego, co pozwala im na łączenie się jądrem atomowym bez konieczności pokonywania sił elektrycznego odpychania. Jeśli jądra pochłoną neutrony, mogą powstać jądra o większych zawartościach neutronów. Gdy z kolei jądro ma już zbyt wiele neutronów, niektóre z nich zostają przekształcone w protony drogą rozpadu beta. Właśnie w ten sposób powstają cięższe pierwiastki.

Tak może się jednak dziać tylko wtedy, gdy spełnione są szczególne warunki. Istnieją dwa procesy, znane pod wspólną nazwą nukleosyntezy gwiazdowej (tworzącej jądra atomowe w gwiazdach).

Proces powolny lub proces s (od ang. slow): proces ten ma miejsce podczas spalania się helu w czerwonych olbrzymach. W tej to fazie istnieje pewien nadmiar neutronów, które są wychwytywane przez inne jądra. Proces ten jest powolny ze względu na małą liczbę tworzonych neutronów i utworzenie większej zawartości ciężkich pierwiastków zabiera wiele milionów lat. Powstają wtedy takie pierwiastki jak cyrkon, który używany jest jako klejnot lub wykorzystywany jest do procesów katalizy. Tworzone w taki sposób pierwiastki są na ogół trwałe, gdyż sam proces jest na tyle wolny, że pozwala jądrom na rozpad do jąder stabilnych nim wychwycą jakiś kolejny neutron.

Proces gwałtowny lub proces r (r od ang. rapid): proces ten zachodzi w fazie supernowej typu II. W tym wypadku neutrony tworzą się przez łączenie się protonów i elektronów (wychwyconych przez protony). Gwałtowność procesu jest wynikiem dużej liczby powstających neutronów, dzięki czemu tworzenie dużych ilości ciężkich pierwiastków zajmuje tylko sekundy. Właśnie w taki sposób powstaje złoto czy uran. Tworzone w procesie r nowe pierwiastki powstają znacznie szybciej niż trwa rozpad ich jąder, co powoduje nietrwałość tych pierwiastków.

Promienie kosmiczne z przestrzeni kosmicznej były pierwszymi z badanych cząstek o wysokich energiach. Gdziekolwiek jesteśmy, w ciągu każdej sekundy przez nasze ciała przenika kilka cząstek tego promieniowania. Trudno dokładnie wyznaczyć jego źródło, gdyż promieniowanie dociera do nas ze wszystkich stron. Duża jego część pochodzi ze Słońca, pozostałe zostały prawdopodobnie wyemitowane przez supernowe. Promienie kosmiczne, uderzające w zewnętrzne warstwy atmosfery, to poruszające się bardzo szybko protony. Na swej drodze ku Ziemi zderzają się z atomami zawartymi w powietrzu (głównie azotu i tlenu), tworząc nowe cząstki, które jak deszcz spadają na powierzchnię Ziemi. Większość tych nowych cząstek, to nietrwałe izotopy.

Jedną z najbardziej intrygujących zagadek w historii fizyki jądrowej było odkrycie w Afryce w 1972 r. naturalnego reaktora jądrowego.

Image 
source: John de Laeter Centre
Rutynowe pomiary wykonywane na próbkach UF6 z kopalni w Oklo w Gabonie, Afryka Centralna, pokazały na rozbieżność wyznaczonej ilości izotopu 235U z obserwowaną w innych kopalniach. Niższa zawartość tego izotopu, a także obecność innych, jak neodymu i rutenu sugerowały, że w tym miejscu musiała zachodzić reakcja jądrowa. Było to zaskakujące i niektórzy zaczęli spekulować, że obserwowane produkty odpadowe zawdzięczamy obcej cywilizacji, która pozostawiła odpady promieniotwórcze z napędów swych statków kosmicznych.

W końcu jednak stwierdzono, że naturalny uran, znajdujący się w skałach dzięki procesom geologicznym, został w nich skoncentrowany w tak wielkich ilościach, że około dwa miliardy lat temu możliwe się stało samorzutne zachodzenie reakcji łańcuchowych, podtrzymywanych przez tak długi okres, jak milion lat.

Po Wielkim Wybuchu, około 13,7 miliardów lat temu (po lewej stronie na górze rysunku pokazanego niżej), Wszechświat składał się z gazu: czystego wodoru i helu i żadnych innych pierwiastków (na górze część środkowa). Gęstsze obszary tego gazu zapadły się wskutek własnego pola grawitacyjnego i wytworzyły gwiazdy (po środku z prawej strony). W gwiazdach tworzyły się pierwiastki (z żelazem jako najcięższym pierwiastkiem w większości gwiazd) w trakcie milionów i miliardów lat (spód). W końcu swego życia, gwiazdy rozsypały, poprzez mgławice planetarne i supernowe, utworzone pierwiastki w przestrzeń kosmiczną. Pierwiastki cięższe niż żelazo są tworzone przez supernowe (lewa strona po środku). Pierwiastki te tworzą nowe gwiazdy, po czym proces jest kontynuowany. Taki cykl zdarzył się wielokrotnie nim utworzyły się Słońce i inne planety (prawa strona na górze). Układ słoneczny zawiera pierwiastki stworzone w gwiazdach powstałych w poprzednich pokoleniach.
Źródło zdjęcia: Behacker & Partner

Pobierz quiz!
1. Który z pierwiastków jest tym najcięższym, który może wytworzyć gwiazda?
  1. Tlen
  2. Krzem
  3. Żelazo
  4. Potas
2. W którym z procesów na Słońcu wytwarzana jest największa energia?
  1. Cykl p-p
  2. Cykl CNO
  3. Potrójna reakcja alfa
3. Jakie są zapachy neutrin?

4. Które z neutrin, odkrytych po raz pierwszy w roku 1960, spowodowały problem neutrin słonecznych?
Pokaż odpowiedzi ...
1.c 2.a 3.elektronowe, mionowe i taonowe 4.neutrino elektronowe