(ostatnia modyfikacja: ²⁴/₀₇.2020)

   

Skąd wzięły się pierwiastki chemiczne, jak powstały i dlaczego jednych pierwiastków jest więcej niż innych? Odpowiedzi na te pytania są zarówno tajemnicze jak i ekscytujące a znajdują się w gwiazdach. Powinniśmy więc wyruszyć w podróż po ścieżkach prowadzących nas od gwiazd, pyłu gwiezdnego, pierwiastków chemicznych do nas, ludzi.

   

Cała złożona materia dostępna na Ziemi, łącznie z nami, zbudowana jest z atomów, które z kolei zbudowane są z cząstek subatomowych. Należą do nich ujemnie naładowane elektrony, które otaczają niezwykle gęste jądro atomowe – zbudowane z dalszych cząstek: dodatnio naładowanych protonów i obojętnych elektrycznie neutronów. Liczba protonów składowych w jądrze określa podstawowe właściwości każdego ze znanych nam pierwiastków, takich jak wodór, tlen, węgiel czy żelazo. Atomy mogą następnie łączyć się z innymi za pomocą "elektronicznego kleju”, tworząc wiązania chemiczne, które generują miliony rodzajów cząsteczek – od zwykłej wody (dwa atomy wodoru i jeden tlenu) po złożony kod genetyczny DNA charakteryzujący poszczególnych ludzi.

  

Pierwiastki, zwłaszcza te składające się z cięższych atomów z dużą liczbą protonów, mogą występować w wielu odmianach nazywanych izotopami, z których każdy ma inną liczbę neutronów (liczba protonów jest zawsze taka sama, specyficzna dla każdego pierwiastka). Ta ostatnia liczba określa konkretne izotopy pierwiastka, który może istnieć. Różne możliwe kombinacje protonów i neutronów mogą w rzeczywistości wygenerować do 10 000 różnych rodzajów jąder atomowych. Jednak codzienna stabilna materia jest zbudowana tylko z około 300 odmian izotopowych. Należą do nich 83 pierwiastki i ich izotopy (tak naprawdę to powinniśmy powiedzieć: odmiany izotopowe 83 pierwiastków), które znajdujemy się na Ziemi. (W układzie okresowym znajdziemy ponad sto pierwiastków ale te powyżej liczby 83 wytworzono sztucznie w reaktorach jądrowych lub podczas wojskowych testów broni jądrowej i nie znajdujemy ich w materii Ziemskiej.)

  

Łącząc astronomię i fizykę, astrofizyka ma na celu rozszyfrowanie makrostruktury Wszechświata i jego różnych składników. Aby osiągnąć ten cel, prawa fizyczne (także struktury i reguły matematyczne) odkryte i potwierdzone na Ziemi są z powodzeniem stosowane w rozległym i różnorodnym laboratorium kosmosu. Obiekty kosmiczne wykazują cechy makroskopowe, na których wyraźne odciskają się palce mikro-fizyki cząstek elementarnych oraz jąder tworzących materię. Istnieje więc bardzo szczególne wzajemne oddziaływanie między fizyką jądrową a astrofizyką, które jest zawarte w dziedzinie powszechnie nazywanej „astrofizyką jądrową” lub "astrofizyką nuklearną". Jej głównym celem jest wyjaśnienie olbrzymiej ilości energii wytwarzanej przez niektóre obiekty kosmiczne, a zwłaszcza gwiazdy, a także zapewnienie spójnego obrazu przestrzennych i czasowych zmian obfitości nuklidów we Wszechświecie i różnych obiektach składowych. Oczywiście astrofizyka nuklearna musi być mocno osadzona na podstawowych właściwościach cząstek elementarnych a nie jedynie na właściwościach jąder atomowych. Jednak samo pochodzenie tych cząstek jest poza jej domeną. Na przykład astrofizyka nuklearna, poszukując pochodzenia nuklidów, jest usatysfakcjonowana istnieniem protonów i neutronów a odpowiedzialność za rozwikłanie zagadki ich pochodzenia pozostawia badaczom „barionosyntezy” lub inaczej "nukleosyntezy pierwotnej" albo "nukleosyntezy Wielkiego Wybuchu".

  

Zaczęto również dostrzegać znaczącą rolę, jaką odgrywają reakcje jądrowe w „alchemii” Wszechświata, co doprowadziło do powstania głównego działu astrofizyki jądrowej, określanego jako „teoria nukleosyntezy”. Niektóre modele nukleosyntezy opracowane pod koniec lat czterdziestych XX wieku zakładały, że nuklidy zostały zbudowane w pierwotnej „kuli ognia” na początku Wszechświata. Pomimo pewnych atrakcyjnych cech modele te nie wyjaśniły rosnących dowodów na to, że nie wszystkie gwiazdy mają taki sam skład powierzchni. Nie potrafiły również wyjaśnić obecności niestabilnego pierwiastka technetu (Tc) odkrytego przez Paula Merrilla w 1952 roku na powierzchni niektórych olbrzymów („typu S”) (żaden izotop technetu nie żyje dłużej niż kilka milionów lat).

   

Problemy napotykane przez te modele pierwotnej nukleosyntezy wysunęły na pierwszy plan pogląd wyrażony wcześniej przez Hoyle'a w 1946 roku, że gwiazdy mogą być głównymi czynnikami nukleosyntezy. Pod koniec lat pięćdziesiątych XX wieku model gwiezdnej nukleosyntezy, poparty niektórymi przełomowymi pracami, w tym słynnym B²FH z 1957 roku, został uznany za zdolny do wyjaśnienia pochodzenia ogromnej większości naturalnie występujących nuklidów o liczbach masowych A ≥ 12. Jeden klucz. teoretycznym krokiem w rozwoju tych idei była identyfikacja w 1951 roku tzw. transformacji jądrowej „3α” umożliwiającej mostkowanie w gwiazdach luki stabilnych nuklidów o masie A = 8. W tym procesie niezwiązane jądro ⁸Be utworzony w równowadze z układem α + α może wychwycić cząstkę α i wytworzyć 12C, co jest punktem wyjścia do syntezy cięższych gatunków. Rozważając względne obfitości ⁴He, ¹²C i ¹⁶O, Hoyle posunął się do przewidzenia istnienia stanu wzbudzonego 7,7 MeV 0+ jądra ¹²C jako stanu rezonansowego w reakcji 8Be + α, którą odkryto eksperymentalnie w 1953 roku. Pomimo tych wczesnych sukcesów, naturalne obfitości lekkich nuklidów (D, ³He, ⁴He, ⁶Li, ⁷Li, ⁹Be, ¹⁰B, ¹¹B) były trudne do wyjaśnienia w kategoriach gwiezdnych procesów termojądrowych a samo ich pochodzenie pozostawało zagadkowe

      

   

Słońce to zwykła gwiazda w średnim wieku, jedna ze 100 miliardów w samej naszej Galaktyce. Jako taka składa się głównie z wodoru (jądro zbudowane z jednego protonu) i helu (jądro zbudowane z dwóch protonów i dwóch neutronów). Uważa się, że te najlżejsze pierwiastki powstały w pierwotnych procesach nukleosyntezy w trakcie Wielkiego Wybuchu, około 13,6 miliardów lat temu, a następnie skondensowane zostały przez grawitację w masywne rozżarzone kule gazu – pierwsze gwiazdy. W gwiazdach ogromne ciśnienie i ciepło powodują syntezę (spalanie) jąder wodoru w hel, a także w węgiel, tlen i inne jądra, z uwolnieniem ogromnych ilości energii. Widzimy manifestację tego procesu jako światło słoneczne i ciepło, które podtrzymują życie, ale także w różnorodności pierwiastków wokół nas – tlenu, którym oddychamy, węgla, który jest podstawą życia i którego używamy jako paliwa.

  

Kiedy w rdzeniach gwiazd takich jak nasze Słońce (zwrot "jak nasze" oznacza gwiazdy o masie zbliżonej do masy Słońca) wyczerpie się paliwo do spalania wodoru, gwiazdy w końcu zdmuchną swoje zewnętrzne powłoki, a ich rdzenie stają się spokojnymi „białymi karłami”. Jednak gwiazdy, które są znacznie masywniejsze, zapadają się pod wpływem własnej grawitacji, a następnie eksplodują jako supernowa, wyrzucając materiał daleko w kosmos. Podczas tego gwałtownego wydarzenia ultraszybkie procesy jądrowe między przejściowymi egzotycznymi jądrami prowadzą do syntezy wielu ważnych pierwiastków, które kształtują nasze życie („nukleosynteza”). Takie supernowe wytwarzają wapń potrzebny do budowy naszych kości, żelazo wykorzystywane we krwi do transportu tlenu, krzem który znajdujemy w piasku na naszych plażach oraz rzadkie i cenne złoto i platynę. W końcu materiał rozproszony przez tę katastrofalną śmierć gwiazdy kondensuje się w nowe gwiazdy o bogatszym składzie chemicznym, być może z towarzyszącymi im planetami, które mogłyby podtrzymywać życie. Jesteśmy rzeczywiście dziećmi gwiezdnego pyłu! Astrofizycy jądrowi badają procesy leżące u podstaw powstawania pierwiastków i ich wpływ na budowę oraz ewolucję większych i bardziej złożonych obiektów kosmicznych.

   
   

     

Astrofizyka jądrowa (Astrofizyka nuklearna lub po angielsku Nuclear Astrophysics) to nauka o reakcjach jądrowych, które napędzają Słońce i inne gwiazdy we Wszechświecie, a także o tym, jak gwiazdy tworzą różnorodne jądra atomowe. Prawie wszystkie pierwiastki znalezione na Ziemi – poza najlżejszymi – powstały wyłącznie dzięki gwiazdom. Zrozumienie leżących u podstaw procesów astrofizycznych daje nam wskazówki dotyczące:
• pochodzenia pierwiastków chemicznych i ich obfitości;
• pochodzenia Ziemi i jej składu chemicznego;
• powstania i ewolucji życia;
• ewolucji gwiazd, galaktyk i samego Wszechświata;
• podstawowych praw i elementy składowych Natury.

   

Podczas swojego życia gwiazdy wytwarzają wiele egzotycznych, krótko żyjących jąder, których nie znajdujemy na Ziemi, ale które mimo to mają znaczenie dla zrozumienia struktury wszystkich rodzajów jąder i rządzących nimi sił podstawowych. Ta wiedza z kolei jest niezbędna do opracowywania np. nowych rodzajów bezpiecznych źródeł energii i izotopów o zastosowaniu przemysłowym czy medycznym.

   

Astrofizycy jądrowi prowadzą swoje badania na kilka sposobów:
• wykrywając i analizując promieniowanie i strumienie cząstek z gwiazd, pyłowych pozostałości po wybuchłych gwiazdach oraz zwartych „martwych” gwiazd;
• przeprowadzając eksperymenty laboratoryjne, które badają reakcje jądrowe zachodzące w Wielkim Wybuchu, w gwiazdach i podczas eksplozji supernowych;
• analizując ziemskie próbki geologiczne i próbki ze źródeł pozaziemskich, takich jak meteoryty i ziarenka „gwiezdnego pyłu”, które zawierają;
• przeprowadzając obliczenia numeryczne z wykorzystaniem różnych modeli matematycznych w celu badania zachowania materii jądrowej i jej interakcji z otoczeniem gwiazdowym.
W ostatnich latach odniesiono w tych obszarach wiele sukcesów badawczych, ale wciąż pozostaje wiele zagadek do rozwiązania.

  

Woda, na przykład, która składa się z wodoru i tlenu (H₂O, czyli dwa atomy wodoru i jeden atom tlenu), jest kluczem do życia na Ziemi. Wodór powstał podczas Wielkiego Wybuchu, podczas gdy tlen był syntetyzowany w gwiazdach jako produkt reakcji jądrowych.

   
     

    

W ciągu poprzedniego wieku naukowcy zbudowali spójny i mamy nadzieję, że niemal kompletny obraz czym są gwiazdy, przez jakie cykle życia przechodzą i jak nukleosynteza w gwiazdach kształtowała ewolucję Wszechświata i doprowadziła do powstania układów planetarnych podobnych do naszego (trzeba było skądś wziąć budulec do zbudowania skalistych planet).

   

W XIX wieku fizycy zauważyli, że widmo Słońca na tle wielobarwnego widma ciągłego zawierało wiele ciemnych linii „absorpcyjnych”, które były również charakterystyczne dla gorącej poświaty emitowanej przez poszczególne pierwiastki chemiczne w laboratorium. Badania spektroskopowe wykazały, że materia w całym Kosmosie rzeczywiście została zbudowana z tych samych elementarnych cegiełek. Od tego odkrycia, po ogromnych dokonaniach naukowych poczynionych na początku XX wieku – w odkrywaniu podstaw fizyki (fizyka kwantowa i teorie względności Einsteina) i astrofizyki (Wielki Wybuch i ekspansja Wszechświata) – naukowcy rozpoczęli długą podróż w poszukiwaniu odpowiedzi na pytania gdzie i jak powstały wszystkie pierwiastki chemiczne obserwowane dzisiaj tu na Ziemi i najodleglejszych rejonach Wszechświata.

  

W latach czterdziestych XX wieku Fred Hoyle opowiadał się za koncepcją, że to gwiazdy wytwarzają wszystkie pierwiastki chemiczne we Wszechświecie. Reakcje syntezy wodoru, które powodują, że Słońce i większość gwiazd świeci, zostały szczegółowo opracowane przez Hansa Bethe i Carla Friedricha von Weizsäckera pod koniec lat trzydziestych XX wieku. Jednak wielu naukowców pozostawało sceptycznych, ponieważ uważano, że wnętrza gwiazd nigdy nie nagrzewają się wystarczająco na tyle aby proponowane reakcje termojądrowe mogły zachodzić; a nawet gdyby tak było, nie było jasne, w jaki sposób produkty syntezy jądrowej mogą wydostać się z jądra gwiazdy. W 1928 roku George Gamow zaproponował zjawisko tunelowe zwane też efektem tunelowym – zjawisko przejścia cząstki przez barierę potencjału o wysokości większej niż energia cząstki, opisane przez mechanikę kwantową. Zjawisko to umożliwia pokonanie bariery odpychania kulombowskiego jąder atomów w temperaturze niższej, niż wynikałoby to z praw termodynamiki i dołączanie kolejnych nukleonów do utworzonych wcześniej jąder. Synteza jądrowa będąca źródłem energii Słońca zachodzi w dużym stopniu dzięki zjawisku tunelowemu. W 1948 roku George Gamow i jego doktorant Ralph Alpher poddali szczegółowej ocenie poprzednie pomysły na syntezę wszystkich pierwiastków w gorącym, wczesnym Wszechświecie Wielkiego Wybuchu. Późniejsze badania wykazały, że tylko kilka najlżejszych jąder (w szczególności deuteru, helu-3 i helu-4 oraz trochę litu-7) można wyprodukować we wczesnym środowisku Wszechświata, a wszystkie inne pierwiastki są syntetyzowane we wnętrzach gwiazd lub podczas eksplozji supernowych przez różne procesy jądrowe. Większość z nich została zdefiniowana i przeanalizowana niezależnie w przełomowych artykułach Alastaira Grahama Waltera Camerona, oraz Margaret i Geoffrey Burbidgów, Williama Fowlera i Freda Hoyle opublikowanych w 1957 r. (Znamienita praca ostatnich czworga jest obecnie nazywana pracą B²FH). Prace Camerona, oraz Burbidgów, Fowlera i Hoylea z 1957 roku w znacznym stopniu zdefiniowały Astrofizykę nuklearną w dzisiejszym rozumieniu.

  

   
   

      

Dzisiaj rozumiemy kosmiczną nukleosyntezę jako wynik złożonej serii sieci reakcji zachodzących na różnych etapach życia gwiazd i przebiegających inaczej w zależności od całkowitej masy konkretnej gwiazdy. Gwiazdy przez większość swojego życia „spalają” wodór w hel, gdy wodór zostanie zużyty, to hel z kolei zacznie się spalać, tworząc węgiel i tlen. To właśnie dzieje się w środku naszego Słońca. Kiedy całe to paliwo zostanie zużyte, gwiazda skurczy się pod wpływem grawitacji, tworząc gęsty rdzeń, a wydzielane ciepło spowoduje pęcznienie zewnętrznych warstw, tworząc czerwonego olbrzyma. W końcu zewnętrzne warstwy gazu oderwą się od rdzenia, pozostawiając gęstą pozostałość – białego karła składającego się głównie z produktów spalania helu: węgla i tlenu.

   

Znacznie bardziej masywne gwiazdy mogą spalić później węgiel, wytwarzając cięższe pierwiastki, takie jak neon i krzem; wreszcie spalanie krzemu daje pierwiastki do niklu i żelaza. Fazy syntezy przyspieszają z czasem – wodór spala się przez miliony lat lub dłużej, podczas gdy ostatnie etapy trwają zaledwie kilka dni. Na etapie czerwonego olbrzyma pierwiastki cięższe od żelaza powstają w procesie, w którym jądro wychwytuje zabłąkany neutron, tworząc cięższy izotop. Jeśli ten izotop jest niestabilny, następująca po tym przemiana neutronu w proton z emisją elektronu tworzy kolejny najcięższy pierwiastek. W tym procesie, zwanym procesem s dla „powolnego”, powstają małe ilości pierwiastków, aż do ołowiu i bizmutu.

      

Wiele cięższych pierwiastków powstaje w podobny sposób, ale w następstwie spektakularnej eksplozji, w której powstaje krótki, ale intensywny strumień neutronów. Seria reakcji wychwytywania neutronów w ciągu zaledwie kilku sekund powoduje szybki (lub r-) proces, w wyniku którego powstają również rzadkie, najcięższe pierwiastki, aż do złota i plutonu.

   

Taka eksplozja może się zdarzyć, gdy w masywnej gwieździe wyczerpie się paliwo jądrowe, a rdzeń centralny zapada się pod wpływem grawitacji, co tworzy gigantyczną falę uderzeniową, która pędzi na zewnątrz. Ciężkie pierwiastki bogate w neutrony mogą powstać w ciągu zaledwie kilku sekund, wraz z dużą ilością tlenu i innych pierwiastków aż do żelaza. Widzimy to zapadnięcie się jako supernowa – obiekt świecący miliony razy jaśniej niż Słońce. Z zapadniętego rdzenia takiej gwiazdy pozostaje supergęsty obiekt – gwiazda neutronowa lub czarna dziura.

   

W ten sposób nowo powstałe pierwiastki rozrzucane są w przestrzeni, tworząc ogromne obłoki materii zwane mgławicami, które ostatecznie kondensują, tworząc następne pokolenia gwiazd i planet. Z każdym kolejnym pokoleniem we Wszechświecie powstaje coraz więcej pierwiastków cięższych od wodoru. A zatem materia tworząca gwiazdę neutronową lub czarną dziurę jest dla nas stracona; nic dla nas użytecznego już z nich nie powstanie. Jednak rozrzucone w eksplozji zewnętrzne, bogate w pierwiastki, warstwy gwiazdy to tworzywo do zbudowania kolejnych pokoleń gwiazd, układów planetarnych i życia. Można pokusić się o analogię i stwierdzić, że kolejne wybuchy supernowych użyźniają swoim nawozem jałową z początku przestrzeń Wszechświata umożliwiając w ten sposób w przyszłości powstanie życia.

    

Stwierdzenie, że gwiazdy neutronowe i czarne dziury są już dla nas bezużytecznym popiołem jest chyba troszkę za mocne i może niesłuszne. Przeprowadzone w ostatnich latach obserwacje spektroskopowe pozostałości po zderzaniu się gwiazd neutronowych wskazują, że zdarzenia takie są bogatym źródłem ciężkich pierwiastków aż do złota i platyny. Wygląda więc na to, że również gwiazdy neutronowe pełnią ważną rolę w kosmicznej nukleosyntezie; nie są jedynie nieużytecznym odpadem.

   
    

    

Wodór w Twoim ciele, obecny w każdej cząsteczce wody, powstał w Wielkim Wybuchu. Innego znaczącego źródła wodoru we Wszechświecie nie ma. Węgiel, podobnie jak tlen, powstał w wyniku syntezy jądrowej, zachodzącej we wnętrzach gwiazd. Większość żelaza w Twoim ciele powstało podczas wybuchów supernowych, mających miejsce dawno temu, daleko stąd. Złoto Twojej biżuterii to prawdopodobnie wytwór zderzeń gwiazd neutronowych, które mogły być zaobserwowane jako krótkie błyski gamma. Pierwiastki takie jak fosfor czy miedź, znajdują się w naszych ciałach w niewielkich ilościach, lecz są bardzo istotne dla funkcjonowania całego, znanego nam życia. Przedstawiony układ okresowy pierwiastków został pokolorowany w sposób wskazujący na nuklearne pochodzenie wszystkich, znanych pierwiastków, według najlepszej naszej wiedzy. Miejsca nuklearnego powstawania niektórych pierwiastków, takich jak miedź, nie są jeszcze dobrze poznane, ale prowadzone są oczywiście badania, zarówno obserwacyjne, jak i poprzez symulacje komputerowe, mające na celu rozwikłanie tych zagadek

   

Astrofizyka nuklearna jest tą gałęzią astrofizyki, która pomaga zrozumieć Wszechświat, a przynajmniej niektóre z jego wielu twarzy, poprzez znajomość mikrokosmosu jądra atomowego. Próbuje znaleźć jak najwięcej śladów fizyki jądrowej w makrokosmosie i rozszyfrować, co te wiadomości mówią nam o różnych obiektach składowych we Wszechświecie obecnie i w przeszłości. W ostatnich dziesięcioleciach dokonał się duży postęp w astrofizyce jądrowej dzięki niekiedy spektakularnym postępom w modelowaniu struktury i ewolucji gwiazd, jakości i różnorodności obserwacji astronomicznych, a także w zrozumieniu eksperymentalnym i teoretycznym jądra atomowego i jego spontanicznych lub wymuszonych przemian. Do tego postępu przyczyniły się również osiągnięcia w innych podobszarach fizyki i chemii. Niezależnie od tych osiągnięć, wiele ważnych problemów pozostaje do rozwiązania, a teoretyczne zrozumienie dużej różnorodności faktów obserwacyjnych musi być oparte na bezpiecznych podstawach. Ponadto stale pojawiają się nowe pytania i nowe fakty zagrażające starym poglądom.