Wszystko, co nas otacza, jest zbudowane z niesamowicie małych cegiełek, nazywanych pierwiastkami. Przykładowo, człowiek składa się przede wszystkim z tlenu, węgla i wodoru. Skorupa ziemska to również w większości tlen, a także krzem, glin, wapń i żelazo. Okazuje się jednak, że w skali kosmosu proporcje te są zupełnie inne. Najwięcej znajdziemy tam wodoru (75%) wraz z helem (23%) i jedynie śladowymi ilościami tlenu (1%). Wszystkie pozostałe pierwiastki to razem zaledwie 1% całego wszechświata.

Gdy spojrzymy na znaną nam ze szkoły tablicę Układu Okresowego, zobaczymy ponad 100 pozycji, zaobserwowanych na świecie lub wytworzonych sztucznie w laboratorium. Jednak gdybyśmy cofnęli się w czasie i postanowili odtworzyć taki Układ dla pierwiastków istniejących niedługo po Wielkim Wybuchu, okazałoby się, że jest ich tylko kilka – wodór, hel, lit i beryl. Rodzi się zatem pytanie, skąd wzięły się te i pozostałe pierwiastki i w jaki sposób wszechświat się nimi wypełnił?

Pierwotna nukleosynteza

Co właściwie oznacza „niedługo po Wielkim Wybuchu”? Według najbardziej uznawanej wśród naukowców teorii wszechświat miał swój początek w niesamowicie gęstym i gorącym punkcie. Punkt ten zaczął się rozszerzać, tworząc czasoprzestrzeń, a zgromadzona w nim energia – przemieniać w cząsteczki. Efekt tych wydarzeń możemy obserwować teraz jako rozszerzający się, zmniejszający swoją temperaturę wszechświat, w którym powstają coraz bardziej złożone struktury.

Około jednej stutysięcznej sekundy po Wielkim Wybuchu temperatura wynosiła około 3 biliony Kelvinów, co odpowiada energii 300 MeV na cząstkę. Jego średnica była rzędu jednego roku świetlnego. Powstały wtedy pierwsze cząstki elementarne, takie jak elektrony, fotony, neutrina i antyneutrina. Inne cząstki, kwarki, zaczęły łączyć się, tworząc protony i neutrony. Około 3-4 minuty później rozpoczął się proces powstawania pierwszych jąder atomowych, nazywany pierwotną nukleosyntezą.

Gdy poruszający się swobodnie neutron natrafił na proton, powstawało jądro deuteru i wyzwalała się energia w postaci fotonu, o wartości 2,23 MeV. Jest ona równa tzw. energii wiązania jądra deuteru, czyli tego, jak silnie cząsteczki tworzące jądro trzymają się razem. Gdyby foton o energii równej lub większej od tej wartości uderzył w powstałe jądro deuteru, rozpadłoby się ono z powrotem na neutron i proton, co miało miejsce, dopóki wszechświat nie ochłodził się i znajdowały się w nim fotony o odpowiedniej energii.

Powstanie lekkich pierwiastków

Po około 100 sekundach od Wielkiego Wybuchu temperatura wynosiła 109 K i mogły powstać jądra innych lżejszych pierwiastków: trytu i helu. Poniżej znajdują się równania zachodzących procesów.

Przyjrzyjmy się prawdopodobieństwu zajścia takiej reakcji. Żeby dwa nukleony (neutrony lub protony) mogły się ze sobą połączyć, muszą znajdować się w odległości rzędu jednej dziesięciobiliardowej części metra od siebie, gdzie działają siły jądrowe, które „przytrzymają” je razem. Neutrony nie posiadają żadnego ładunku, dlatego mogą bez problemu łączyć się z innymi neutronami lub jądrami atomowymi. Dwa protony będą się wzajemnie odpychały, ponieważ posiadają taki sam ładunek. Nazywamy to barierą kulombowską. Wysokość tej bariery dla dwóch cząstek jest proporcjonalna do iloczynu ich ładunku. Im bliżej jądra, tym wyższa wartość bariery, aż do osiągnięcia odległości, na której zaczynają działać siły jądrowe, a cząstki zaczynają się przyciągać. Zatem, żeby dwie cząstki o jednakowych ładunkach się połączyły, muszą posiadać energię wystarczającą dla przekroczenia bariery kulombowskiej. Zdarza się jednak, że cząstka „przeniknie” za barierę kulombowską. Występowanie takiego wydarzenia przewiduje fizyka kwantowa i opisuje je jako zjawisko tunelowania.

Wykres przedstawiający barierę kulombowską. Odległość od cząsteczki o przeciwnym ładunku ilustruje pozioma oś; punkt, w którym zaczynają działać siły jądrowe to rc ; pionowa oś E oznacza energię konieczną do zbliżenia się do cząsteczki; VJ to energia oddziaływań jądrowych.

Oznacza to, że prawdopodobieństwo przejścia cząstki przez barierę kulombowską możemy przedstawić jako iloczyn wykresów prawdopodobieństwa posiadania przez cząstkę energii kinetycznej wystarczającej do przekroczenia bariery oraz prawdopodobieństwo, że cząstka po prostu przeniknie do jądra. Jako że energia kinetyczna ciała zależy od temperatury otoczenia, im wyższa temperatura, tym wyższe prawdopodobieństwo na przekroczenie bariery kulombowskiej.

Rozkład Maxwella-Boltzmana. Zakreskowane pole jest iloczynem wykresów energii koniecznej do przekroczenia przez cząsteczkę bariery kulombowskiej oraz prawdopodobieństwa na jej przeniknięcie dla podanej powyżej temperatury.

Warunki panujące we wszechświecie około 3-4 minuty po jego powstaniu pozwoliły na powstanie jąder najlżejszych pierwiastków: wodoru, deuteru, helu, litu i bardzo niewielkich ilości berylu i boru. Wszystkie swobodne neutrony i część protonów połączyły się, tworząc materię, której 76% stanowiły jądra wodoru, a w 24% jądra helu. Dalszy spadek temperatury wszechświata sprawił, że mogły zajść procesy wychwytu elektronów i powstać pierwsze pierwiastki. Dla przykładu, równania procesów powstania atomów wodoru i helu.

Energia wyemitowanego fotonu jest równa energii wiązania elektronów w atomie. Przykładowo, dla deuteru jest to wartość 10 eV. Podobnie jak przy wcześniej omawianych procesach, dopóki wszechświat był na tyle gorący, aby znajdowały się w nim fotony o energii równej lub wyższej energii wiązania, mogły zachodzić procesy odwrotne, hamujące powstawanie pierwiastków.

Cięższe pierwiastki powstały w zupełnie inny sposób, na długo po omówionych wyżej lekkich pierwiastkach. Za ich obecność we wszechświecie odpowiadają procesy zachodzące wewnątrz gwiazd, a te uformowały się około miliard lat po Wielkim Wybuchu.

Link do części drugiej

Autor

Małgorzata Pluskota