Πριν υπάρξουν αστέρια

Το σύμπαν είναι η μεγαλύτερη ιστορία συγχώνευσης που υπάρχει. Πλήρης με μυστηριώδη προέλευση, δυνάμεις του φωτός και του σκότους και αρκετά περίπλοκη χημεία για να κάνει το χημικό συγκρότημα BASF να κοκκινίζει, το ταξίδι από τις πρώτες στιγμές μετά τη Μεγάλη Έκρηξη μέχρι το σχηματισμό των πρώτων άστρων είναι μια ιστορία συνεννόησης σε μακριές κλίμακες που εκτείνονται πολλές τάξεις μεγέθους. Για να συνδυάσουν αυτή την ιστορία, οι επιστήμονες στράφηκαν στον ουρανό, αλλά και στο εργαστήριο για να προσομοιώσουν μερικά από τα πιο ακραία περιβάλλοντα στην ιστορία του σύμπαντός μας. Η αφήγηση που προκύπτει είναι γεμάτη εκπλήξεις. Εξίσου σημαντικό μεταξύ αυτών, είναι πόσο σχεδόν δεν συμβεί—και δεν θα συνέβαινε, χωρίς τους ρόλους που έπαιξαν ορισμένοι απίθανοι ήρωες. Δύο από τα πιο σημαντικά, τουλάχιστον όταν πρόκειται για το σχηματισμό άστρων, που παρήγαγαν τα βαρύτερα στοιχεία που είναι απαραίτητα για την ανάδυση της ζωής, είναι κάπως περίεργα:η σκοτεινή ύλη και το μοριακό υδρογόνο. Εκτός από τις λεπτομέρειες, εδώ είναι η ιστορία τους.

Σκοτεινή ύλη

Η Μεγάλη Έκρηξη δημιούργησε την ύλη μέσω διαδικασιών που ακόμα δεν κατανοούμε πλήρως. Το μεγαλύτερο μέρος του - περίπου το 84 τοις εκατό κατά μάζα - ήταν μια μορφή ύλης που δεν αλληλεπιδρά ούτε εκπέμπει φως. Ονομάζεται σκοτεινή ύλη, φαίνεται να αλληλεπιδρά μόνο βαρυτικά. Το υπόλοιπο 16 τοις εκατό, που ονομάζεται βαρυονική ή συνηθισμένη ύλη, αποτελεί το καθημερινό σύμπαν που ονομάζουμε σπίτι. Η συνηθισμένη ύλη αλληλεπιδρά όχι μόνο βαρυτικά αλλά και ηλεκτρομαγνητικά, εκπέμποντας και απορροφώντας φωτόνια (μερικές φορές ονομάζεται ακτινοβολία από τους γνωστούς και γνωστό ως φως στη δημοτική γλώσσα).

Καθώς το σύμπαν διαστέλλεται και ψύχεται, μέρος της ενέργειας από το Big Bang μετατρέπεται σε συνηθισμένη ύλη:ηλεκτρόνια, νετρόνια και πρωτόνια (τα τελευταία είναι ισοδύναμα με ιονισμένα άτομα υδρογόνου). Σήμερα, τα πρωτόνια και τα νετρόνια βρίσκονται άνετα μαζί στους πυρήνες των ατόμων. Αλλά στα δευτερόλεπτα μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, τυχόν πρωτόνια και νετρόνια που συντήχθηκαν για να σχηματίσουν βαρύτερους ατομικούς πυρήνες διαλύθηκαν γρήγορα από φωτόνια υψηλής ενέργειας που ονομάζονται ακτίνες γάμμα. Το υπολειπόμενο πεδίο θερμικής ακτινοβολίας της Μεγάλης Έκρηξης παρείχε πολλά από αυτά. Ήταν πολύ ζεστό για να ψηθεί. Αλλά τα πράγματα βελτιώθηκαν λίγα δευτερόλεπτα αργότερα, όταν η θερμοκρασία της ακτινοβολίας έπεσε σε περίπου ένα τρισεκατομμύριο βαθμούς Kelvin - ακόμα λίγο πιο ζεστή από τη θερμοκρασία δωματίου των 300 Kelvin στην οποία έχουμε συνηθίσει, αλλά ένας κόσμος διαφοράς για την ύλη στο πρώιμο σύμπαν.

Οι βαρύτεροι πυρήνες θα μπορούσαν τώρα να επιβιώσουν από τον βομβαρδισμό με ακτίνες γάμμα. Η αρχέγονη πυρηνοσύνθεση ξεκίνησε, επιτρέποντας στις πυρηνικές δυνάμεις να δεσμεύουν πρωτόνια και νετρόνια μαζί, μέχρι που η διαστολή του σύμπαντος έκανε πολύ κρύο για να συνεχιστούν αυτές οι αντιδράσεις σύντηξης. Σε αυτά τα 20 λεπτά, το σύμπαν ήταν κατοικημένο με άτομα. Η προκύπτουσα στοιχειακή σύνθεση του σύμπαντος ζύγιζε περίπου 76 τοις εκατό υδρογόνο, 24 τοις εκατό ήλιο και ίχνη λιθίου - όλα ιονισμένα, καθώς ήταν πολύ ζεστό για τα ηλεκτρόνια να περιστρέφονται σταθερά γύρω από αυτούς τους πυρήνες. Και αυτό ήταν, μέχρι που σχηματίστηκαν τα πρώτα αστέρια και άρχισαν να σφυρηλατούν όλα τα άλλα στοιχεία του περιοδικού πίνακα.

Ωστόσο, προτού σχηματιστούν αυτά τα αστέρια, χρειάστηκε να συγκεντρωθούν νεοσχηματισμένα άτομα υδρογόνου και ηλίου για να δημιουργήσουν πυκνά σύννεφα. Αυτά τα σύννεφα θα είχαν παραχθεί όταν ελαφρώς πυκνότερες περιοχές του σύμπαντος προσέλκυαν βαρυτικά ύλη από το περιβάλλον τους. Το ερώτημα είναι, ήταν το πρώιμο σύμπαν αρκετά συμπαγές για να συμβεί αυτό;

Για να απαντήσουμε στην ερώτηση, μπορούμε να κοιτάξουμε τον σύγχρονο νυχτερινό ουρανό. Σε αυτό, βλέπουμε μια αμυδρή λάμψη ακτινοβολίας μικροκυμάτων που έχει ένα ακόμη πιο αχνό μοτίβο μέσα της. Αυτή η λεγόμενη κοσμική δομή μικροκυμάτων υποβάθρου χρονολογείται από 377.000 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, ένα κλάσμα της τρέχουσας ηλικίας του σύμπαντος των 13,8 δισεκατομμυρίων ετών, και ανάλογη με λιγότερο από μία ημέρα στο προσδόκιμο ζωής των 81 ετών για μια γυναίκα που ζει σήμερα στις Ηνωμένες Πολιτείες.

Εκείνη την εποχή, το σύμπαν είχε μόλις κρυώσει σε περίπου 3.000 Kelvin. Τα ελεύθερα ηλεκτρόνια άρχισαν να συλλαμβάνονται σε τροχιά γύρω από πρωτόνια, σχηματίζοντας ουδέτερα άτομα υδρογόνου. Τα φωτόνια από το φλας της Μεγάλης Έκρηξης, των οποίων η πρόοδος είχε παρεμποδιστεί από τη σκέδασή τους από αδέσμευτα ηλεκτρόνια, θα μπορούσαν τελικά να ρέουν σε όλο τον κόσμο, ουσιαστικά ελεύθερα. Αυτά τα φωτόνια συνεχίζουν να διαπερνούν το σύμπαν σήμερα, σε παγωμένη θερμοκρασία μόλις 2,7 Kelvin, και αποτελούν το κοσμικό μικροκυματικό υπόβαθρο που μετρήσαμε χρησιμοποιώντας μια σειρά επίγειων τηλεσκοπίων, μπαλονιών και δορυφορικών τηλεσκοπίων.

Αυτοί οι χάρτες του ουρανού πρότειναν κάτι εκπληκτικό:Η ένταση της υπολειπόμενης θερμότητας από τη Μεγάλη Έκρηξη έκανε το πρώιμο σύμπαν πολύ λείο για να σχηματιστούν νέφη αερίου.

Εισαγάγετε τη σκοτεινή ύλη. Επειδή δεν αλληλεπιδρά άμεσα με το φως, δεν επηρεάστηκε από την ίδια ακτινοβολία που εξομάλυνε τη συνηθισμένη ύλη. Ως εκ τούτου, έμεινε με σχετικά υψηλό βαθμό συσσωμάτωσης. Αυτή, αντί της κανονικής ύλης, ξεκίνησε το σχηματισμό των αστεριών και των γαλαξιών που συνθέτουν τη σύγχρονη δομή του σύμπαντος. Περιοχές του διαστήματος με πάνω από τη μέση πυκνότητα σκοτεινής ύλης προσέλκυσαν βαρυτικά την ύλη από περιοχές με χαμηλότερη πυκνότητα. Σχηματίστηκαν φωτοστέφανα σκοτεινής ύλης και συγχωνεύτηκαν με άλλα φωτοστέφανα, φέρνοντας τη συνηθισμένη ύλη στη διαδρομή.

Μοριακό Υδρογόνο

Μόλις το σύμπαν έγινε ουδέτερο, το αέριο άρχισε να σχηματίζεται σε σύννεφα. Καθώς η συνηθισμένη ύλη επιταχύνθηκε στα βαρυτικά πηγάδια της σκοτεινής ύλης, η βαρυτική δυναμική ενέργεια μετατράπηκε σε κινητική ενέργεια, δημιουργώντας ένα καυτό αέριο από ταχέως κινούμενα σωματίδια με υψηλές κινητικές ενέργειες ενσωματωμένα σε φωτοστέφανα της σκοτεινής ύλης. Ξεκινώντας από θερμοκρασίες γύρω στα 1.000 Kelvin, αυτά τα νέφη αερίου γέννησαν τελικά τα πρώτα αστέρια όταν το σύμπαν ήταν περίπου μισό δισεκατομμύριο ετών (περίπου τέσσερα χρόνια στη διάρκεια ζωής της τυπικής γυναίκας των ΗΠΑ).

Για να σχηματιστεί ένα αστέρι, ένα νέφος αερίου πρέπει να φτάσει μια ορισμένη πυκνότητα. αλλά αν τα συστατικά του μόρια είναι πολύ καυτά, με φερμουάρ προς κάθε κατεύθυνση, αυτή η πυκνότητα μπορεί να είναι απρόσιτη. Το πρώτο βήμα προς τη δημιουργία νεφών που σχηματίζουν αστέρια ήταν να επιβραδύνουν τα άτομα αερίου ακτινοβολώντας την κινητική τους ενέργεια έξω από το σύννεφο και στο μεγαλύτερο σύμπαν, το οποίο μέχρι τότε είχε κρυώσει κάτω από τα 100 Kelvin.

Αλλά δεν μπορούν να ψυχθούν:Καθώς τα άτομα συγκρούονται σαν μπάλες του μπιλιάρδου, ανταλλάσσουν κινητική ενέργεια. Όμως η συνολική κινητική ενέργεια του αερίου παραμένει αμετάβλητη. Χρειάζονταν έναν καταλύτη για να δροσιστούν.

Αυτός ο καταλύτης ήταν μοριακό υδρογόνο (δύο άτομα υδρογόνου συνδεδεμένα μεταξύ τους μοιράζοντας τα ηλεκτρόνια τους). Τα θερμά σωματίδια που συγκρούονται με αυτό το μόριο σε σχήμα αλτήρα μετέφεραν μέρος της δικής τους ενέργειας στο μόριο, προκαλώντας την περιστροφή του. Τελικά αυτά τα διεγερμένα μόρια υδρογόνου θα χαλαρώσουν πίσω στη χαμηλότερη ενεργειακή τους κατάσταση (ή στη βάση) εκπέμποντας ένα φωτόνιο που ξέφυγε από το σύννεφο, μεταφέροντας την ενέργεια έξω στο σύμπαν.

Για την παραγωγή μοριακού υδρογόνου, τα νέφη του ατομικού αερίου χρειάζονταν να κάνουν κάποια χημεία. Μπορεί να εκπλήσσει αν ακούγεται ότι συνέβαινε καθόλου χημεία, δεδομένου ότι ολόκληρο το σύμπαν είχε μόνο τρία στοιχεία. Τα πιο εξελιγμένα χημικά μοντέλα πρώιμων νεφών αερίου, ωστόσο, περιλαμβάνουν σχεδόν 500 πιθανές αντιδράσεις. Ευτυχώς, για να κατανοήσουμε τον μοριακό σχηματισμό υδρογόνου, χρειάζεται να ασχοληθούμε μόνο με δύο βασικές διαδικασίες.

Οι χημικοί ονόμασαν την πρώτη συνειρμική αποκόλληση αντίδρασης, ένα όνομα κατάλληλο για μια ψυχιατρική πάθηση εκτός του DSM-V για την οποία ένας κλινικός γιατρός θα μπορούσε να συνταγογραφήσει κάποιο αρχέγονο λίθιο. Αρχικά, το μεγαλύτερο μέρος του υδρογόνου σε ένα νέφος αερίου ήταν σε ουδέτερη ατομική μορφή, με το θετικό φορτίο ενός μοναδικού πρωτονίου να ακυρώνεται από το αρνητικό φορτίο ενός μόνο ηλεκτρονίου σε τροχιά. Ωστόσο, ένα μικρό κλάσμα των ατόμων του αιχμαλώτισε δύο ηλεκτρόνια, δημιουργώντας ένα αρνητικά φορτισμένο ιόν υδρογόνου. Αυτά τα ουδέτερα άτομα υδρογόνου και τα φορτισμένα ιόντα υδρογόνου «συσχετίστηκαν» μεταξύ τους, προκαλώντας την αποκόλληση του επιπλέον ηλεκτρονίου και αφήνοντας πίσω τους ουδέτερο μοριακό υδρογόνο. Στη χημική σημείωση, αυτό μπορεί να αναπαρασταθεί ως H + H- → H₂ + e-. Η συνειρμική αποκόλληση μετέτρεψε μόνο περίπου το 0,01 τοις εκατό του ατομικού υδρογόνου σε μόρια, αλλά αυτό το μικρό κλάσμα επέτρεψε στα σύννεφα να αρχίσουν να ψύχονται και να γίνονται πιο πυκνά.

Όταν το σύννεφο είχε γίνει αρκετά δροσερό και πυκνό, ξεκίνησε μια δεύτερη χημική αντίδραση. Ονομάζεται συσχέτιση τριών σωμάτων και γράφεται ως H + H + H → H₂ + Η. Αυτό το ménage-à-trois ξεκινά με τρία ξεχωριστά άτομα υδρογόνου και τελειώνει με δύο από αυτά συζευγμένα και το τρίτο να έχει μείνει έξω στο κρύο. Η σύνδεση τριών σωμάτων μετέτρεψε ουσιαστικά όλο το εναπομείναν ατομικό υδρογόνο του νέφους σε μοριακό υδρογόνο. Μόλις όλο το υδρογόνο ήταν πλήρως μοριακό, το νέφος ψύχθηκε στο σημείο όπου το αέριο του μπορούσε να συμπυκνωθεί αρκετά για να σχηματίσει ένα αστέρι.

Stars

Από το σχηματισμό ενός πυκνού νέφους μέχρι την ανάφλεξη της σύντηξης στην καρδιά ενός άστρου είναι μια διαδικασία της οποίας η πολυπλοκότητα υπερβαίνει κατά πολύ αυτό που προηγήθηκε. Στην πραγματικότητα, ακόμη και οι πιο εξελιγμένες προσομοιώσεις υπολογιστών που είναι διαθέσιμες δεν έχουν ακόμη φτάσει στο σημείο όπου το αντικείμενο γίνεται αστρικό σε μέγεθος και αρχίζει η σύντηξη. Η προσομοίωση του μεγαλύτερου μέρους της διαδικασίας των 200 εκατομμυρίων ετών είναι σχετικά εύκολη, καθώς απαιτεί μόνο περίπου 12 ώρες χρησιμοποιώντας ισχύ υπολογιστή υψηλής ταχύτητας παράλληλης επεξεργασίας. Το πρόβλημα βρίσκεται στα τελευταία 10.000 χρόνια. Καθώς η πυκνότητα του αερίου αυξάνεται, η δομή του νέφους αλλάζει όλο και πιο γρήγορα. Έτσι, ενώ για τα πρώτα χρόνια χρειάζεται μόνο να υπολογίσει κανείς πώς αλλάζει το σύννεφο κάθε 100.000 περίπου χρόνια, για τα τελευταία 10.000 χρόνια πρέπει να υπολογίζει την αλλαγή κάθε λίγες μέρες. Αυτή η δραματική αύξηση στον απαιτούμενο αριθμό υπολογισμών μεταφράζεται σε περισσότερο από ένα χρόνο συνεχούς χρόνου υπολογιστών στα πιο γρήγορα μηχανήματα του σήμερα. Η εκτέλεση προσομοιώσεων για το πλήρες εύρος των πιθανών συνθηκών εκκίνησης σε αυτά τα αρχέγονα σύννεφα υπερβαίνει αυτό που μπορεί να επιτευχθεί σε μια ανθρώπινη ζωή. Ως αποτέλεσμα, δεν γνωρίζουμε ακόμη την κατανομή μάζας για την πρώτη γενιά αστεριών. Δεδομένου ότι η μάζα ενός άστρου καθορίζει ποια στοιχεία σφυρηλατεί στον πυρήνα του, αυτό εμποδίζει την ικανότητά μας να ακολουθούμε το μονοπάτι με το οποίο το σύμπαν άρχισε να συνθέτει τα στοιχεία που χρειάζονται για τη ζωή. Όσοι από εμάς ανυπομονούμε να μάθουμε την απάντηση, βασιζόμαστε σε έναν ακόμη ήρωα:τον νόμο του Moore.

Ο Daniel Wolf Savin είναι αστροφυσικός που παίζει κοντραμπάσο στο Πανεπιστήμιο Columbia.