LITMIR.BIZ

Скачать книгу

I na wkładce nie przedstawiono wszystkich reakcji jądrowych, o których sądzi się, że mają swój udział w pierwotnej nukleosyntezie, tylko najważniejsze z nich. Dlaczego więc wygląda na to, że łańcuch kończy się na 7Li? Przecież doskonale wiemy, że dzisiaj we Wszechświecie obecne są cięższe pierwiastki, takie jak węgiel, tlen i azot, ponieważ to właśnie z nich się składamy.

      Odpowiedź jest taka, że tylko pewne kombinacje protonów i neutronów są stabilne i trwałe, o czym decydują kwantowe właściwości wchodzących w ich skład kwarków. Następny pierwiastek w układzie okresowym to beryl, jednak zarówno 7Be, jak i 8Be są niestabilne (najpowszechniejszym izotopem berylu jest 9Be, którego jądro składa się z czterech protonów i pięciu neutronów). Nie wygląda to na małą lukę, ale raczej na ziejącą przepaść: taką, której nie dałoby się przeskoczyć w warunkach, jakie panowały w ciągu pierwszych kilkuset sekund po Wielkim Wybuchu. W następnym rozdziale zobaczymy, jak przepaść ta pokonywana jest we wnętrzach gwiazd, gdzie syntetyzowana jest większość pierwiastków cięższych od helu.

      Tak więc co dostajemy w wyniku? Mając warunki początkowe i zmierzone tempo wszystkich występujących w łańcuchu reakcji, równanie różniczkowe można rozwiązać metodami numerycznymi (przy użyciu komputera). Choć kluczowym ogniwem w całym łańcuchu reakcji jest jądro deuteru 2H, wykazuje ono tendencję do zużywania się niemal równie szybko, jak jest wytwarzane – w efekcie liczba jąder 2H na końcu całego procesu jest bardzo mała (stosunek jąder deuteru do jąder wodoru wynosi około 0,00003). Mniej więcej to samo można powiedzieć o jądrze 3He (szacuje się, że stosunek jąder 3He do jąder atomu wodoru jest mniejszy od 0,00007).

      Ponieważ jądro helu 4He jest tak stabilne, liczba tych jąder stale rośnie, aż na końcu nukleosyntezy ich zasoby sięgają imponujących rozmiarów 24 procent całkowitej masy. Liczba jąder 7Li pozostałych na końcu łańcucha również jest bardzo mała (stosunek 7Li do jąder atomu wodoru wynosi około 5 × 10–10), co oznacza, że pozostałe 76 procent całkowitej masy materii przypada na niebiorące udziału w reakcjach jądra 1H (protony).

Wszystkie neutrony Wszechświata zostały włączone w skład jąder helu 4He, co zapobiega dalszej ich utracie w wyniku procesów promieniotwórczych. Liczba jąder 4He jest więc ściśle uwarunkowana przez liczbę neutronów dostępnych na starcie nukleosyntezy. Ponieważ w każdym jądrze 4He znajdują się dwa protony i dwa neutrony, należałoby się spodziewać, że udział 4He w całkowitej masie będzie odpowiadał podwojonej wartości procentowego udziału neutronów w początkowej mieszance. Z istniejącej na początku proporcji między protonami i neutronami, wyrażanej stosunkiem 7:1, wynika, że udział procentowy neutronów był w przybliżeniu równy 12. Podwojone 12 procent to 24 procent40.

      Nukleosynteza zmienia naturę naładowanej elektrycznie plazmy. Mieszaninę protonów, neutronów, elektronów i fotonów przemienia w mieszaninę dodatnio naładowanych protonów (1H), dodatnio naładowanych jąder 4He, elektronów i fotonów. Są jeszcze wolne neutrina i cząstki ciemnej materii – choć nie odgrywają żadnej roli w tych wydarzeniach, nie powinniśmy o nich zapominać.

      Wszechświat wciąż wypełnia naładowana elektrycznie plazma, nadal szaleją w nim potężne burze elektryczne.

      Nic nie stoi na przeszkodzie, aby zmierzyć ilość wodoru i helu w dzisiejszym Wszechświecie. Z pewnością ów skład zmieniał się na przestrzeni 13,8 miliarda lat, które upłynęły od Wielkiego Wybuchu. Jak przekonamy się w następnym rozdziale, zarówno wodór, jak i hel zużywane są we wnętrzach gwiazd i przekształcane w cięższe pierwiastki. Gwiazdy „gotują” jądra wodoru, wytwarzając jeszcze więcej helu. Są jednak w przestrzeni międzygwiazdowej obłoki gazu, których skład niewiele różni się od tego, jaki charakteryzował pierwotny Wszechświat. Na podstawie obserwacji tych obiektów można wysnuć dość precyzyjne wnioski na temat wczesnej nukleo­syntezy, a te są całkowicie spójne z przewidywanym składem pierwotnej mieszaniny, wytworzonej zaledwie mniej więcej kilkaset sekund po Wielkim Wybuchu: zawierają one 76 procent wodoru i 24 procent helu.

      ALPHER, BETHE, GAMOW

      Jednym z pierwszych fizyków jądrowych, który bardzo poważnie potraktował ideę zapoczątkowania Wszechświata w wyniku Wielkiego Wybuchu, był Amerykanin ukraińskiego pochodzenia, George Gamow. W latach trzydziestych XX wieku Lemaître snuł spekulacje na temat możliwości, iż Wielki Wybuch obejmował zjawisko promieniotwórczego rozpadu swego rodzaju „pierwotnego atomu”, który zawierał wszystkie protony i neutrony Wszechświata.

      Choć wizja jest malownicza, to jednak model taki nie wyjaśnia względnej obfitości we Wszechświecie wodoru, helu i drobnej domieszki innych atomów. Taki pierwotny atom rzeczywiście byłby niestabilny i raczej dość szybko uległby rozpadowi, ale rozpad ten najprawdopodobniej obejmowałby reakcje rozszczepienia jądra atomowego, w których jądro dzieli się na mniejsze kawałki, a nie rozpada całkowicie w taki sposób, że powstają pojedyncze protony i neutrony. Gamow sądził, że bardziej logiczne jest przyjęcie założenia, iż młody Wszechświat składał się z pierwotnych neutronów (protony miałyby powstać w wyniku rozpadów zachodzących pod wpływem oddziaływań jądrowych słabych) i elektronów. Należało teraz zastosować zasady fizyki jądrowej i sprawdzić, co najprawdopodobniej mogło się stać w tych wczesnych etapach ewolucji kosmosu.

      Właśnie tak postąpili Gamow i współpracujący z nim doktorant, Ralph Alpher. Mimo błędnie przyjętego punktu wyjściowego (w tamtym czasie nie odkryto jeszcze kwarków i nie wiedziano, że protony i neutrony powstały w niemal równych ilościach w erze hadronowej) udało im się z powodzeniem przewidzieć względną obfitość wodoru i helu, będącą następstwem pierwotnej nukleosyntezy.

Wysyłając artykuł opisujący wykonane obliczenia do znanego naukowego periodyku, Gamow zdecydował się dodać do listy autorów nazwisko kolegi, również fizyka na emigracji, Hansa Bethego. Bethe nie brał udziału w pracach, ale Gamow, autor odnoszącej sukcesy serii książek popularnonaukowych o panu Tompkinsie, nie bez powodu miał opinię żartownisia41. Kiedy dostrzegł nadarzającą się okazję, aby artykuł zyskał unikatowy układ autorów (Alpher, Bethe, Gamow), natychmiast z niej skorzystał. W oczywisty sposób praca stała się znana jako artykuł alfa-beta-gamma.

Praca ukazała się w 1948 roku, dokładnie w prima aprilis. Gamow zaznaczył w oryginale artykułu, że Bethe figuruje w nim jako autor in absentia, lecz wydawca adnotację usunął. Bethe (który, jak się okazało, proszony był o zrecenzowanie rękopisu) nie zgłosił sprzeciwu. „Sądziłem wówczas, że jest to dość sympatyczny żart, a ponieważ zawarte w artykule tezy miały szansę okazać się słuszne, nie miałem nic przeciwko dołączeniu mojego nazwiska”42.

      Alpher nie był jednak zachwycony. Artykuł stanowił ukoronowanie jego rozprawy doktorskiej. Obaj wymienieni współautorzy, Gamow i Bethe, byli cenionymi fizykami o międzynarodowej renomie. Każdy, kto sięgnąłby po artykuł, zapewne doszedłby do wniosku, że całą pracę wykonało tych dwóch bardziej szanowanych uczonych.

      REKOMBINACJA

      Wszechświat przechodzi teraz okres umiarkowanego spokoju, który nie ma precedensu w jego dotychczasowej historii. Krótkotrwały i dość szalony początkowy etap, w trakcie którego z paroksyzmu rozdymanych przez inflację przestrzeni, czasu i energii wyłoniły się siły, a potem cząstki elementarne, ustąpił miejsca trwającemu 380 000 lat okresowi, gdy ogólny skład Wszechświata nie podlegał zauważalnym zmianom.

      Oczywiście, Wszechświat kontynuuje ekspansję i stale się ochładza – temperatura spada ostatecznie do około 3000 kelwinów. Fakt ten wyzwala coś, co z naszej perspektywy stanowi kolejny niezwykle znaczący moment w ewolucji Wszechświata. Jeszcze nim do niego doszło, wolne jądra helu (4He) zdążyły już połączyć się z wolnymi elektronami, tworząc

Скачать книгу