Zachodniopomorski Uniwersytet Technologiczny w Szczecinie

Kochany Synku, opowiem Ci historię o gwiazdowym technecie

(ostatnia modyfikacja: 07/04.2018)


Następnym razem, kiedy będziesz spacerować nocą pod gwieździstym niebem, spróbuj pomyśleć z braterską czułością o tych świecących punktach przemykających się w olbrzymim Kosmosie ponieważ, w pewnym sensie, patrzysz na swoich przodków (pamiętaj o skończonej szybkości światła!). Ludzie w wśród nich Ty, wszystkie inne stworzenia żyjące na Ziemi a także sama Ziemia pochodzą z gwiazd! Większość pierwiastków chemicznych, z których jesteśmy zbudowani lub które potrzebujemy do przeżycia – węgiel (6C; 6 to liczba atomowa czyli liczba protonów w jądrze; izotopy pierwiastków chemicznych to jądra z taką samą, charakterystyczną dla pierwiastka, liczbą protonów ale różną liczbą neutronów; istnieją trzy naturalnie występujące izotopy węgla, 12C, (6,6)C, p6n6, ppppppnnnnnn, oraz 13C, (6,7)C, p6n7, ppppppnnnnnnn, są stabilne, natomiast izotop 14C, (6,8)C, p6n8, ppppppnnnnnnnn, jest promieniotwórczy o czasie połowicznego rozpadu równym około 5700 lat dzięki czemu wykorzystuje się go w datowaniu radiowęglowym), azot (7N), tlen (8O), wapń (20Ca), żelazo (26Fe) i wiele innych – są produkowane w gwiazdach. Nawet fluor, 9F, który wzmacnia nasze zęby (jedynym stabilnym izotopem fluoru jest 19F, (9,10)F, p9n10, pppppppppnnnnnnnnnn) czy złoto, 79Au, tak pożądane przez wielu z nas (złoto ma jeden trwały izotop, 197Au, (79,118)Au, p79n118, pppppppppp pppppppppp pppppppppp pppppppppp pppppppppp pppppppppp pppppppppp ppppppppp nnnnnnnnnn nnnnnnnnnn nnnnnnnnnn nnnnnnnnnn nnnnnnnnnn nnnnnnnnnn nnnnnnnnnn nnnnnnnnnn nnnnnnnnnn nnnnnnnnnn nnnnnnnnnn nnnnnnnn, będący jednocześnie jedynym naturalnie występującym izotopem złota; znanych jest kilkadziesiąt radioizotopów otrzymanych syntetycznie, których masy atomowe są w zakresie od 126 do 205).

Nukleosynteza

Nukleosynteza to proces fizycznych przemian, w którym atomy lżejszych pierwiastków chemicznych łączą się ze sobą, tworząc atomy pierwiastków cięższych. Atomy pierwiastków chemicznych składają się z trzech podstawowych składników - protonów i neutronów połączonych w gęste jądro i elektronów otaczających to jądro. W procesie syntezy lekkie jądra (zawierające mniejszą liczbę nukleonów w jądrze) zderzają się, rekombinują protony i neutrony w cięższe jądra i uwalniają nadmiar energii. Proces ten wymaga ogromnych ilości ciepła i energii niezbędnych do zderzenia się jąder atomowych obdarzonych dodatnim ładunkiem elektrycznym; dlatego synteza może zachodzić tylko w ekstremalnych warunkach wysokich temperatur i ciśnień. Warunki takie znajdujemy we wnętrzach gwiazd w stabilnych fazach ich ewolucji oraz podczas wybuchów masywnych gwiazd kończących ich ewolucję.
Ścisły fizycznie i matematycznie oraz precyzyjny opis takiego łączenia się jąder atomowych w gwiazdach jest dziś najbardziej spójną teorią dotyczącą pochodzenia ciężkich pierwiastków chemicznych (dla fizyków oznacza to: cięższych od wodoru). Większość z nas zgadza się z poglądem, że wczesny Wszechświat zawierał tylko bardzo lekkie pierwiastki, głównie atomy wodoru zawierające jeden proton (wodór-1, 1H, 1H, p1), jego izotopu, deuteru (D, 2H, p1n1, pn), izotopów helu 2He (3He, p2n1, ppn i 4He, p2n2, ppnn) oraz izotopu litu 3Li (7Li, p3n4, pppnnnn). Pozostałe pierwiastki układu okresowego, w tym także te niezbędne dla związków chemicznych budujących nasze ciała, zostały następnie wytworzone w gwiazdach w procesach nukleosyntezy, zanim uformowała się Ziemia.
Jednym z najsilniejszych naukowych dowodów potwierdzających teorię gwiezdnej nukleosyntezy jest obserwacja linii absorpcyjnych technetu w widmach odległych gwiazd.

Podstawy spektroskopii

Pierwsze naukowe odkrycia w dziedzinie optyki były fundamentem powstania spektroskopii, która umożliwiła przeprowadzenie obserwacji i identyfikację technetu. Isaac Newton użył pryzmatu, aby zademonstrować, że białe światło można podzielić na składowe o różnych barwach lub inaczej mówiąc na składowe o różnych długościach fal. Joseph von Fraunhofer dokonał później tego samego za pomocą siatki dyfrakcyjnej, kolejnego narzędzia optycznego, które precyzyjniej dzieli światło na jego "barwy" składowe. Pozwoliło to na dokładny pomiar długości fali światła o różnych barwach. Kiedy Fraunhofer użył siatki dyfrakcyjnej do obserwowania światła płynącego ze Słońca, odkrył pierwsze "widmo gwiezdne". Składa się ono ze zbioru "ciemnych linii" jakby wyciętych z ciągłej tęczy Newtona.
Bazując na tych początkowych odkryciach,odkryto związek między produkowanymi długościami fal i zawartością pierwiastków chemicznych obecnych w źródłach światła. Gustav Kirchhoff i Robert Bunsen wykorzystali siatkę dyfrakcyjną Fraunhofera do analizy specyficznych długości fal emitowanych przez różne pierwiastki. W swoich eksperymentach używali "wzbudzonych" cząsteczek związków i pierwiastków chemicznych, ogrzewanych nad płomieniem palnika gazowego. Po zaabsorbowaniu energii cieplnej i chwilowym wzbudzeniu pierwiastki wracały do początkowego staniu emitując przy tym spowrotem do otoczenia promieniowanie o określonych długościach fal charakterystycznych dla tego pierwiastka - ich chemiczne podpisy. Badając linie emisyjne za pomocą siatki dyfrakcyjnej, stworzyli szablon dla "długości linii papilarnych" dla pełnej listy testowanych pierwiastków.
Ten eksperymentalny fundament, który określa związek między poszczególnymi pierwiastkami chemicznymi i określonymi długościami fal, stanowił bazę dla odkrycia Kirchhoffa i Bunsena, że ciemne prążki odpowiadające długościom fal nieobecnym w widmie słonecznym - linie absorpcyjne wykryte przez Fraunhofera - są związane z liniami emisyjnymi pierwiastków testowanych w laboratorium. Linie widmowe Słońca bezpośrednio reprezentowały pierwiastki chemiczne, które ono zawierało.
Ponieważ wszystkie gwiazdy emitują te "odciski palców" o określonej długości fali, astronomowie do dziś wykorzystują linie emisyjne gwiazd i planet, aby zidentyfikować konkretne atomy i cząsteczki, które je zawierają. Linie widmowe odpowiadają długościom fal "odcisku palca" dla pojedynczego pierwiastka. Ta metoda, zwana spektroskopią, była podstawą pierwszego odkrycia, które wspierało teorię nukleosyntezy.

Okres połowicznego rozpadu technetu

Wiedza o radioaktywnym rozpadzie jąder technetu również dostarcza ważnych dowodów na uzasadnienie nukleosyntezy. Technet zawierający w jądrze 43 protony jest najlżejszym pierwiastkiem, który jest wyłącznie radioaktywny, nie ma stabilnych izotopów (wszystkie lżejsze pierwiastki chemiczne, zawierające mniejszą liczbę protonów, posiadają przynajmniej jeden stabilny izotop). Ponieważ jest niestabilny, jego jądro rozpada się spontanicznie w jądra lżejszych pierwiastków, zamieniając atom technetu w inne atomy bardziej stabilnych pierwiastków.
Okres połowicznego rozpadu pierwiastka radioaktywnego (mówiąc dokładniej rozpadu jądra pierwiastka radioaktywnego), takiego jak technet, jest miarą czasu, w którym następuje rozpad promieniotwórczy - w szczególności czasu, w którym połowa próbki (połowa jąder w próbce) ulega rozpadowi radioaktywnemu.
Naukowcy empirycznie ustalili okres połowicznego rozpadu technetu dzięki dokładnej analizie produktów rozpadu minerałów lub jądrowych odpadów przemysłowych lub laboratoryjnych zawierających technet. Na początku zbierano i izolowano materiały zawierające istotne ilości pierwiastka. Po oczyszczeniu próbki na tyle, że zawierała 100% cząsteczek zawierających technet próbkę pozostawiono do rozpadu na dokładnie odmierzony czas. Ponieważ technet uległ rozkładowi na inne pierwiastki w tym okresie, związki zawierające otrzymane trwałe atomy mogły być rozpuszczone i usunięte za pomocą odpowiednich rozpuszczalników chemicznych. Rozpuszczenie i usunięcie zanieczyszczeń umożliwiło pomiar mierzalnej zmiany masy w celu określenia frakcji atomów, które uległy rozpadowi. Analizując proporcję rozpadnięcia pierwiastka odniesioną do ilości czasu, naukowcy byli w stanie określić czas potrzebny na rozpad technetu. W rezultacie oszacowali, że najdłuższy możliwy okres połowicznego rozpadu dla jąder technetu wynosi 4,2 miliona lat (technet-98, 98Tc, p43n55, pppppppppp pppppppppp pppppppppp pppppppppp ppp nnnnnnnnnn nnnnnnnnnn nnnnnnnnnn nnnnnnnnnn nnnnnnnnnn nnnnn).
Technet (43Tc) to pierwszy z dwóch pierwiastków lżejszy od bizmutu (83Bi), który nie zawiera nieradioaktywnych izotopów; drugim takim elementem jest promet (61Pm; pierwiastek sztuczny otrzymany po raz pierwszy w 1945 roku; najbardziej stabilny izotop to 145Pm, p61n84, o czasie połowicznego rozpadu 17,7 lat). Dostępne atomy technetu uzyskuje się przede wszystkim sztuczne, tylko śladowe ilości istniejące w przyrodzie wytwarzane są przez spontaniczne rozszczepienie lub wychwytywanie neutronów przez molibden. Pierwsze syntetyczne izotopy technetu to 97Tc i 99Tc otrzymane w 1936 r. jako pierwsze atomy (pierwiastki chemiczne) sztucznie wyprodukowane przez człowieka. Najbardziej stabilne radioizotopy technetu to 97Tc (okres połowicznego rozpadu: 4,21 miliona lat), 98Tc (okres połowicznego rozpadu: 4,2 miliona lat) i 99Tc (okres połowicznego rozpadu: 211 100 lat). Bizmut 87Bi ma 35 izotopów o masach atomowych z przedziału od 184 do 218. Żaden z nich nie jest stabilny. W 2003 roku we francuskim Institut d'Astrophysique Spatiale w Orsay wyznaczono okres połowicznego rozpadu najtrwalszego izotopu bizmutu (209Bi, p83n126), który wynosi ok. 1,9×1019 lat (tj. ponad miliard razy więcej niż szacowany wiek Wszechświata 13,8×109 lat). Wszystkie pierwiastki chemiczne od bizmutu 83Bi poczynając nie posiadają trwałych izotopów. Najcięższym pierwiastkiem posiadającym trwałe izotopy jest ołów 82Pb (pamiętajmy o dwóch "wyrwach" jakie tworzą technet 43Tc i promet 61Pm nie posiadające trwałych izotopów).

Odkrycie Paula W. Merrill’a i jego konsekwencje

Oparte na spektroskopii metody obserwacyjne umożliwiły zaobserwowanie w 1952 roku przez amerykańskiego astronoma Paula Willarda Merrill'a czterech linii widmowych atomów technetu w widmach specyficznych gwiazd klasyfikowanych jako czerwone olbrzymy typu S, których wiek szacuje się na kilka miliardów lat (szacuje się, że masy gwiazd tego typu wynoszą 1.5 – 5.0 masy Słońca; gwiazda o masie Słońca żyje przez ok. 10 mld lat; gwiazda o masie 5.0 mas Słońca żyje już tylko ok. 100 mln lat). Ponieważ linie absorpcyjne technetu były wyraźnie obecne w widmie kilku gwiazd, wynikało z tego, że gwiazdy zawierały pierwiastek radioaktywny, który - w oparciu o znany z pomiarów na Ziemi okres połowicznego rozpadu - nie mógł być obecny w składzie gwiazd w czasie gdy gwiazdy te formowały się i uruchamiały reakcje nukleosyntezy w swoich jądrach. Wszystko wskazuje na to, że gwiazdy, których widma zawierają linie absorpcyjne technetu, prawdopodobnie niedawno syntetyzowały technet przez reakcje jądrowe (ang. s-process, slow neutron capture process). Tzw. powolny wychwyt neutronu (proces s) to reakcja jądrowa nukleosyntezy zachodząca przy stosunkowo niskiej gęstości neutronów i średniej temperaturze, zachodząca w gwiazdach o masach porównywalnych do masy Słońca w końcowym etapie ich życia, gdy gwiazda przechodzi przez fazę AGB (gwiazda na asymptotycznej gałęzi olbrzymów diagramu Hertzsprunga-Russella).

Wyobraźmy sobie, że znaleźliśmy w kosmosie puszkę z założoną plombą uniemożliwiającą jej otwieranie. Na plombie odczytaliśmy informację, że puszkę wykonano i zaplombowano kilka miliardów lat temu wcześniej umieszczając w środku, na pamiątkę, atomy różnych pierwiastków. Wiedzeni ciekawością zerwaliśmy plombę i otworzyliśmy puszkę. Ze zdumieniem znaleźliśmy w środku również nieco atomów z informacją, że są one nie starsze niż kilka milionów lat. Jakie wnioski możemy stąd wyciągnąć? Jeśli nie zostaliśmy wprowadzeni w błąd przez kogoś kto ukradkiem otworzył puszkę i dosypał młodszych atomów lub zanieczyścił w jakiś inny sposób to dochodzimy do wniosku, że atomy te zostały wyprodukowane wewnątrz puszki już po jej zamknięciu i zaplombowaniu. Nie wiemy jak to mogło się stać? Jedyna rozsądna odpowiedź jaka przychodzi nam do głowy to: powolny wychwyt neutronów, proces s. Wynika stąd, że przez cały czas w puszce produkowane są nowe atomy, które zanikają z okresem połowicznego rozpadu. 


Spektroskopowe obserwacje niestabilnych jąder technetu wskazują, że pierwiastek ten musiał powstać w ciągu ostatnich kilkuset tysięcy lat w gwiazdach, w których został zaobserwowany, co sugeruje ponadto, że ten (który produkuje jądra technetu) proces nukleosyntezy przebiega także dzisiaj, przynajmniej w niektórych gwiazdach. Ten ciężki pierwiastek wynoszony jest z rdzenia gwiazdy (tam, gdzie jest wytwarzany) na powierzchnię (w pobliżu, gdzie jest obserwowany) gdy materia z głębokich warstw, w których zachodzą procesy spalania helu, wynoszona jest na powierzchnię przez procesy konwekcyjne.
Odkrycie to stało się mocnym dowodem na to, że obserwowany w widmach gwiazdowych technet nie mógł istnieć przed uformowaniem się gwiazd i zostać wchłonięty z zewnątrz podczas formowania się gwiazd ale musiał być zsyntetyzowany niedawno (w skali astronomicznej) w obrębie już istniejącej gwiazdy. W październiku 1957 roku Margaret Burbidge, Geoffrey Burbridge, William Fowler i Fred Hoyle opublikowali swoją przełomową pracę pod tytułem "Synteza elementów w gwiazdach" (E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, and F. Hoyle, 1957, Synthesis of the Elements in Stars, Reviews of Modern Physics, Volume 29, Number 4, pages 547-650), w której wykorzystali te obserwacje jako potwierdzenie proponowanej teorii opisującej procesy gwiezdnej nukleosyntezy w dzisiejszym rozumieniu. Umożliwiło to także zrozumienie innych przypadków nukleosyntezy pierwiastków chemicznych podczas Wielkiego Wybuchu i wybuchów supernowych, które stworzyły znacznie lżejsze, od technetu, i znacznie cięższe pierwiastki układu okresowego.
Również promet 61Pm został zidentyfikowany z obiektach astronomicznych. Ślad widmowy prometu zidentyfikowano w widmie gwiazdy HR 465 w gwiazdozbiorze Andromedy. Został również znaleziony w widmie HD 101065 (gwiazda Przybylskiego) i HD 965. Ze względu na krótki okres połowicznego rozpadu izotopów prometu (jeszcze krótszy niż w przypadku technetu!), atomy pierwiastka powinny powstawać w pobliżu powierzchni tych gwiazd ponieważ konwekcja jest zbyt powolna aby zdążyć przetransportować nowo wyprodukowane jądra prometu z centralnych części gwiazd na ich powierzchnie (skąd odczytujemy ślad widmowy) w czasie porównywalnym z okresem połowicznego rozpadu czyli 17,7 lat.
17 sierpnia 2017 r. o godz. 14.41 CEST bliźniacze detektory LIGO znajdujące się w Hanford w stanie Waszyngton i w Livingston w stanie Luizjana (USA) zarejestrowały sygnał fal grawitacyjnych (zdarzenie oznaczone GW170817). Detekcji fal grawitacyjnych dokonano dzięki obserwatoriom LIGO, zaś udział europejskiego obserwatorium Virgo pozwolił na uściślenie obszaru nieba, z którego nadszedł sygnał. Źródłem sygnału było zderzenie się dwóch gwiazd neutronowych w odległości około 130 milionów lat świetlnych od Ziemi. Masy obu obiektów oszacowano na 1,1-1,6 masy Słońca. Według naukowców nowo wykryte sygnały sygnalizują zarazem obecność tzw. kilonowej - obiektu, o którego istnieniu teoretycy mówią od ponad 30 lat. Astronomowie szacują, że przy zderzeniu gwiazd neutronowych GW170817 powstała ilość złota i platyny odpowiadająca masie kilkudziesięciu planet takich jak Ziemia. Astronomowie sądzą, że znają odpowiedź na pytanie jak do tego doszło. Tuż po zderzeniu w przestrzeń kosmiczną została wyrzucona niezwykle gorąca materia. W dodatku materia ta nie była już tak niewiarygodnie gęsta, jak wtedy, gdy znajdowała się w gwieździe neutronowej. Pamiętajmy, że gwiazda neutronowa to tak naprawdę jądro atomowe o rozmiarze dużego miasta. Nagle więc pojawiły się warunki odpowiednie do ponownego rozpoczęcia się reakcji jądrowych. Wszędzie wokół przelatywały grudki gęsto upakowanych neutronów. Pojedyncze neutrony zaś rozpadały się na protony – cząstki jądrowe obdarzone ładunkiem dodatnim. (Neutrony będące częścią jąder atomowych są zwykle stabilne. Swobodne neutrony (tzn. występujące poza jądrem) nie są stabilne i rozpadają się w wyniku oddziaływań słabych. Średni czas życia swobodnego neutronu wynosi 885,7 sekund (około 15 minut). Neutron rozpada się z wytworzeniem protonu, elektronu i antyneutrina elektronowego.) Razem z nowo powstałymi protonami neutrony tworzyły masywne skupiska materii jądrowej, która natychmiast rozpadała się na mniejsze, bardziej stabilne jądra. Pierwiastki radioaktywne szybko ulegały rozpadowi, co prowadziło do powstania dużej ilości promieniowania, głównie o długości fali odpowiadającej światłu czerwonemu i podczerwonemu. Na koniec po wszystkim pozostała rozszerzająca się i stygnąca chmura ciężkich pierwiastków, w tym również tak cennych jak złoto i platyna. Nie jest wykluczone, że całe wszechświatowe zapasy tych cennych metali powstały w wyniku zderzeń gwiazd neutronowych. Kilonowe mogą być więc głównymi obiektami odpowiedzialnymi za rozprzestrzenianie w kosmosie bardzo ciężkich pierwiastków chemicznych, w tym m.in. złota (79Au) i platyny (78Pt), wyprodukowanych w procesie tzw. szybkiego wychwytu neutronu (ang. r-process, rapid neutron captures process). Gdybyś wziął do ręki jakiś przedmiot wykonany ze złota, może obrączki rodziców, być może spodoba Ci się myśl, że złoto z którego je wykonano mogło zostać wytopione podczas łączenia się gwiazd neutronowych.

"Jesteśmy gwiezdnym pyłem – węglem sprzed miliardów lat"

Jeśli nie popełniliśmy wielu fatalnych pomyłek to było zapewne tak, że Wszechświat był na początku pierwotną mieszaniną cząstek elementarnych. Po upływie kilkuset tysięcy lat cząstki te połączyły się w proste atomy wodoru, 1H, i helu, 2He. Gdyby nigdy nie doszło do powstania i ewolucji gwiazd, gdyby nigdy nie rozpaliły się kosmiczne reaktory jądrowe skryte głęboko w ich wnętrzach, Wszechświat wciąż zawierałby jedynie to – wodór, 1H, i hel, 2He. Być może to nie wystarczyłoby do powstania życia.
Ziemia, my i wszystkie przedmioty, które nas otaczają zawierają dużą ilość cięższych pierwiastków. Węgla, 6C, tlenu, 8O, i azotu, 7N. Sodu, 11Na, wapnia, 20Ca, i fosforu, 15P. Magnezu, 12Mg, glinu, 13Al, i żelaza, 26 Fe. I wszystkie te pierwiastki powstały we wnętrzach gwiazd w ciągu 13,8 miliarda lat kosmicznej ewolucji. W sumie stanowią zaledwie około 1 procenta całkowitej masy Wszechświata.
Pierwiastki te, zawarte w mgławicach planetarnych i pozostałościach po wybuchach supernowych były wypychane w pustkę kosmiczną przez wiatry gwiazdowe i trafiły w końcu do przestrzeni międzygwiazdowej. Niewielkie ilości jeszcze cięższych atomów, takich jak miedź, cynk, złoto i uran powstały w burzliwych i chaotycznych warunkach panujących tuż po wybuchu supernowej lub w katastrofalnych zderzeniach gwiazd neutronowych. Obłoki gazowe zostały wzbogacone o złożone cząsteczki i drobiny pyłu.Powstało nowe pokolenie gwiazd, którym towarzyszyły planety, czasami tak ciepłe, że mogła na nich istnieć woda w stanie ciekłym. Przynajmniej na jednym z tych skalistych światów bezustannie opadające na powierzchnię planety cząsteczki zawierające węgiel utworzyły zorganizowane struktury organiczne i przekształciły się w pierwsze organizmy żywe. Po około 3 miliardach lat niektóre z nich wyszły z wody i skolonizowały suchy ląd. Kilka miliardów lat później jeden z wielu gatunków, ludzie, gatunek próbuje dowiedzieć się jak to wszystko przebiegało.
Moim zdaniem jest to jedna z najwspanialszych, zapierających dech i przywodzących o zawrót głowy, opowieści, jaką ma nam do przekazania nauka – to że wszystkie atomy węgla, 6C, w naszych mięśniach, wapnia, 20Ca, w kościach, żelaza, 26Fe, we krwi i fosforu, 15P, w DNA powstały w wyniku reakcji syntezy jądrowej zachodzących kiedyś w odległych słońcach. Jak ujęła to kanadyjska pieśniarka folkowa Joni Mitchell w swojej balladzie Woodstok z 1969 roku: "Jesteśmy gwiezdnym pyłem – węglem sprzed miliardów lat" (We are stardust. Billion year old carbon.).
Nasze życie jest ściśle powiązane z narodzinami, życiem i śmiercią gwiazd.
Dzięki głębokiemu zrozumieniu podstaw analizy widmowej i opracowaniu precyzyjnych narzędzi badawczych, dzięki zmierzeniu czasów połowicznego rozpadu najdłużej żyjących izotopów technetu oraz bezpośredniej obserwacji linii widmowych technetu w widmach emisyjnych gwiazd, proces nukleosyntezy, który napędza gwiazdy i produkuje pierwiastki chemiczne, uzyskał swoje trwałe miejsce w naukowym obrazie świata. Gwiezdna nukleosynteza jest odpowiedzią na powszechne kosmiczne pochodzenie elementów budowlanych, które zostały wykorzystanie także do zbudowania Ciebie i mnie.
Atomy, z których zbudowane jest twoje ciało, ja i otaczający nas Wszechświat zostały wytopione w gorących tyglach gwiazd. Bez powstania galaktyk, bez narodzin, życia i śmierci gwiazd, bez planetarnych mgławic i wybuchów supernowych nie mogłyby powstać nasze ciała.