tajemnice kosmosu



chemia kosmosu





Zapewne każdy czasami zastanawiał się, skąd się bierze na Ziemi cała gama kształtów, kolorów, zapachów itd. i taka różnorodność we wszechświecie. Otóż wszystkiemu winne są gwiazdy. A ściślej - procesy w nich zachodzące. W kosmosie występują pierwiastki od najlżejszych jak wodór i hel, których sumaryczna masa wynosi 98% wszystkich pierwiastków. Ciekawostką może być fakt, iż w 1868r. podczas całkowitego zaćmienia Słońca w Indiach Jules Janssen zaobserwował nieznaną linię widmową w koronie słonecznej - hel, który otrzymał nazwę pochodną od Heliosa, greckiego boga Słońca. Natomiast na Ziemi hel odkrył dopiero w 1895r. William Ramsay. Jeśli występowanie wodoru z helem szacuje się na 98%, to udział zwykłej materii (atomy i wolne jony znane z układu okresowego pierwiastków) w całej maso-energii Wszechświata na 4,6%.

Odpowiadają za nią trzy rodzaje procesów:
- pierwotnej nukleozy - powstają pierwiastki o liczbie atomowej niższej lub równej 4
- syntezy we wnętrzu gwiazd - powstają pierwiastki o liczbie atomowej od 4 do 26
- wybuchów supernowych - powstają pierwiastki o liczbie atomowej powyżej 26

Najczęściej we wszechświecie występuje wodór 1H (atom z jednym protonem). Chemicznie cała zwykła materia powstała właśnie z wodoru 1H. W początkowej fazie ewolucji Wszechświata zachodził proces pierwotnej nukleozy - poprzez łączenie nukleonów dochodziło do tworzenia się nowych jąder atomowych o liczbach atomowych większych niż 1. W erze leptonowej istniały jedynie protony i neutrony (cząstki elementarne i nukleony) trwające w równowadze termodynamicznej. Wraz ze spadkiem temperatury rozpoczęła się synteza termojądrowa - powstały nowe jądra 2H, 3H, 3He, 4He i śladowe ilości 7Li.
Około 4 minut po Wielkim Wybuchu temperatura osiągnęła 108K, w której jądra deuteru 2H uległy stabilizacji. Poprzez zderzenia cząstek deuteru powstały jądra trójnukleonowe helu 3He i tryty 3H. Przy agregacji kolejnego nukleonu powstawały cząstki alfa 4He i niewielkie ilości litu (poniżej 10-10%). Przy dalszym spadku temperatury i nagromadzeniu cząstek alfa, procesy termojądrowe uległy wyhamowaniu.

Na reakcje cyklu protonowego składają się zazębiające się cykle ppI, ppII i ppIII.
Cykl ppI zachodzi w przedziale temperatur 107 7K. W takich warunkach po połączeniu dwóch protonów wodoru jądro deuteru 2H, neutrino elektronowe i pozyton, który anihiluje z wytworzeniem promieniowania gamma. Jądro deuteru łaczy się z wodorem, tworząc 3He i dwa protony wodoru 1H. Cykl ppII zachodzi w zakresie temperatur 1,4 x 107 7K. Po reakcjach cyklu ppI dochodzi do syntezy jąder 3He i 4He, powstaje jądro berylu 7Be i kwant promieniowania gamma. Jądro berylu po połączeniu z elektronem tworzy 7Li. Na koniec lit łączy się z wodorem 1H i powstają dwa jądra 4He. Cykl ppIII wymaga najwyższych temperatur reakcji cyklu protonowego - wyższych od 2,3 x 107K. Po powstaniu 7Be i promieniowania gamma (pierwsza reakcja ppII) jądro berylu łączy się z wodorem tworząc jądro boru 8B. Wychwytując elektron powstaje neutrino elektronowe, pozyton i jądro berylu 8Be, które wzbudzone rozpada się na dwa jądra helu 4He z wytworzeniem energii.
Jeśli w centralnej części gwiazdy występują wystarczająco wysokie temperatury, jądra helu ulegają dalszym syntezom (jak w diagramie Hertzsprunga-Russella).

W zależności od wielkości gwiazd i ich temp. mogą zachodzić reakcje spalania i powstawania jąder pierwiastków o coraz większych liczbach atomowych. Do potrójnego procesu alfa dochodzi przy temp. 108K i wypaleniu się zapasu wodoru. Wówczas z trzech jąder helu 4He (?) powstaje jedno stabilne jądro węgla 12C i na krótko niestabilne jądro berylu 8Be.
W przypadku gwiazd mało masywnych dochodzi do tzw. "błysku helowego" - bardzo gwałtownej reakcji powstawania węgla. W nieco wyższych temp. obok helu powstają krzem, magnez, neon i tlen.
W gwiazdach o masach 8 Słońc i przy temp. 6 x 108K w reakcji spalania węgla powstają jądra magnezu, neonu i sodu. W temp. 109K spalanie tlenu prowadzi do powstania jąder fosforu, siarki i krzemu. Ostatnią reakcją jest spalanie krzemu i powstanie żelaza.

Po wyczerpaniu paliwa i ustaniu reakcji termojądrowych gwiazda zaczyna się gwałtownie zapadać do gęstości rzędu 1018 kg/m3. Jądra atomów zostają rozbite, uwalniając materię do swobodnych elektronów, wchodzących w procesy powstawania metali o liczbie atomowej ponad 26. Są to procesy szybkiego wychwytywania:
- neturonów przez nuklidy - typ "r" (rapid - szybki) i "s" (slow - wolny)
- protonów przez nuklidy - typ "rp"
- reakcje fotojądrowe z jądrami powstałymi w reakcji "r" i "s" - typ "p"
W reakcjach typu "r" z szybkiego przechwytywania wielu neutronów powstaje niestabilny nuklid bogaty w neurony. Następnie dochodzi do serii rozpadów ß i emisji elektronów stabilizując nuklidy. Natężenie strumienia wynosi 1022 neutronów na cm2. Reakcje te możliwe są jedynie w wysokich temp. wybuchów supernowych. Liczba masowa powstających pierwiastków dochodzi do 300.
Reakcje typu "s" charakteryzuje długotrwałe w czasie bombardowanie nuklidów neutronami (dochodzi do wszystkich możliwych rozpadów ß). Liczba masowa powstających atomów osiąga 209 (bizmut).
Proces "rp" wymaga natężonych strumieni protonów o energii zdolnej do pokonania bariery potencjału odpychającego wokół jądra atomowego, tzw. bariery coulombowskiej. Efektem jest jądro telluru o liczbie atomowej 52, a w wyniku promieniowania cząstek alfa cięższe metale rozpadają się. W reakcjach procesu "p" foton gamma wybija nukleony z jądra atomowego, prowadząc do powstawania jąder atomowych z nadmiarem protonów.

Jedynie podczas eksplozji supernowych powstają pierwiastki cięższe od żelaza, a fala uderzeniowa rozprzestrzenia je we Wszechświecie. Po pewnym czasie powstają z nich nowe generacje gwiazd i dysków protoplanetarnych. W ten również sposób 4,6 miliarda lat temu powstał Układ Słoneczny, a całe zróżnicowanie materii, w tym również żywych organizmów, zawdzięczamy rozpoczętej ok. 14 miliardów lat temu ewolucji, której znajomość pozwala nam m.in. na badanie kosmosu.
Przykładem może być wykrycie w 2007r. w gwieździe poza Drogą Mleczną toru, którego okres połowicznego rozpadu wynosi 14 miliardów lat. Na tej podstawie oszacowano wiek gwiazdy na 12 miliardów lat. Na podstawie obserwacji linii uranu,toru, irydu, europu i osmu oszacowano wiek gwiazdy HE 1523-0901 (najstarszej we wszechświecie) na 13,2 miliarda lat.
W obłokach materii międzygwiazdowej odnajdujemy również cząsteczki m.in. H2, CN, CH, CH+, C2, C3, H2CO, C6H6 i alkohol. Rozczaruję jednak smakoszy - wyprawa w kosmos na nic się nie przyda, gdyż jest to odmiana alkoholu metylowego. Odnajdujemy masery metanolowe (CH3OH), wodne (H2O), masery OH czy masery SiO.
W 2008r. zespół badaczy zaobserwował naftalen, a w 2010r. grupa badaczy pod kierunkiem Susan Iglesias Groth ogłosiła odkrycie w kosmosie antracenu - złożonej cząsteczki organicznej o wzorze C14H10.
Czy zatem znów wracamy do pytania: "Czy w kosmosie istnieje życie?" Czy raczej "kiedy odkryjemy życie w kosmosie?"





góra  strony...





Dorota Kuryło