Wszyscy jesteśmy dziećmi gwiazd

Gwiazdy to obiekty dość trwałe, które powstają z obłoków gazu i pyłu kosmicznego kurczącego się pod wpływem grawitacji. Bez nich niemożliwe byłoby powstanie Ziemi i narodziny życia we wszechświecie. Budująca naszą rzeczywistość materia składa się w większości z wodoru (około 3/4 całości) i helu (około 1/4). Pozostałe pierwiastki występują w śladowych ilościach, a astronomowie nazywają je "metalami", choć tak naprawdę nie wszystkie wykazują właściwości metaliczne.

Na początku był Wielki Wybuch. W pierwszej kolejności powstał wodór i hel, dopiero później cięższe cząstki tworzące jądra atomowe. W pierwszej sekundzie po Wielkim Wybuchu, temperatura była tak wysoka (kilkaset bilionów stopni), że protony i neutrony znajdowały się w równowadze. Stan ten nie trwał długo, bowiem kiedy temperatura spadła poniżej wartości krytycznej, neutrony zaczęły się rozpadać. Produktami tego procesu były: proton, elektron i antyneutrino. Ale wszechświat nie pozbył się całego zapasu neutronów, gdyż automatycznie pojawiła się reakcja hamująca - ochraniająca neutrony synteza z protonami. W wyniku tego powstał deuteron, czyli jądro deuteru.

Zaistniały wtedy odpowiednie warunki do tworzenia się innych, cięższych jąder atomowych. Zderzenie dwóch deuteronów dało neutron i jądro helu-3 (jeden neutron plus dwa protony). Bardziej powszechne jest jądro helu-4 (dwa neutrony i dwa protony), a tylko nieliczne atomy helu łączą się, tworząc jądra litu-7.

Przepis na kosmiczną zupę tuż po Wielkim Wybuchu jest prosty: trzy części wodoru, jedna helu-4, szczypta deuteru oraz helu-3, śladowe ilości litu... i gotowe! Ale co z cięższymi pierwiastkami, które nie powstały w pierwszych minutach po Wielkim Wybuchu? One zrodziły się w gwiazdach.

We wnętrzu gwiazd, gęstość i temperatura są na tyle wysokie, że jądra łączą się ze sobą w reakcjach nukleosyntezy, nawet pomimo wzajemnych oddziaływań. Cała powstająca w Słońcu energia pochodzi z syntezy wodoru w hel. Podobny schemat astronomowie obserwują we wszystkich gwiazdach, znajdujących się w tzw. ciągu głównym, w fazie spalania wodoru. Proces ten jest wyjątkowo wydajny energetycznie, w związku z czym większość swojego życia gwiazdy spędzają na tym etapie.

Sam mechanizm przemian wodoru w hel zależy od masy gwiazdy. Obiekty o masie równej lub mniejszej od masy Słońca przechodzą przez tzw. cykl protonowy, zaś w bardziej masywnych gwiazdach zachodzi cykl węglowo-azotowo-tlenowy (CNO). W tym procesie, atomy węgla, azotu i tlenu są katalizatorami fuzji wodoru w hel.

Na pozór cykl CNO kryje w sobie poważną sprzeczność: skoro węgiel, azot i tlen są produkowane w gwiazdach, to jak mogą być katalizatorami w reakcjach przemian wodoru w hel? Przyjrzawszy się genezie wszystkich obiektów we wszechświecie staje się to jasne.

Pierwsze gwiazdy powstałe po Wielkim Wybuchu faktycznie zawierały jedynie wodór i hel, a cięższe pierwiastki tworzyły się stopniowo. Kończąc swój żywot, w czasie wybuchu supernowej, wytworzone pierwiastki były wyrzucane z wnętrza gwiazdy do przestrzeni międzygwiazdowej, która stopniowo wzbogacała się w węgiel, azot i tlen. Te z kolei były już wykorzystywane w budowie kolejnych generacji gwiazd na tyle, by móc działać jako katalizatory.

Procesy nukleosyntezy we wnętrzach gwiazd zachodzą tak długo, aż nie skończy się zgromadzony zapas wodoru. Dla przykładu, Słońce spala 600 mln ton wodoru w każdej sekundzie, przekształcając go w 596 mln ton helu. Brakujące 4 mln ton całkowicie zostają przekształcone w energię. W toku ewolucji gwiazdy, staje się ona większa, zimniejsza oraz coraz bardziej czerwona. Tak powstaje czerwony olbrzym. Słońce w tę fazę wkroczy za około 5 miliardów lat.

W jądrze dojrzałej gwiazdy, temperatura i gęstość są tak wysokie, że możliwa jest następna reakcja termojądrowa: spalanie helu. Z dwóch jąder helu powstaje jądro berylu, które jest niestabilne i szybko się rozpada. Niektóre z nich mogą jednak zderzyć się z jądrem helu, w wyniku czego powstaje jądro węgla, a to z kolei połączywszy się z helem tworzy tlen. To właśnie we wnętrzach czerwonych olbrzymów powstaje najbardziej życiodajna mieszanina we wszechświecie - hel przemienia się w węgiel i tlen.

Dla gwiazd kilka razy większych od Słońca to koniec. Pozostały w ich wnętrzu węgiel i tlen nie pozwalają na zapoczątkowanie kolejnych reakcji termojądrowych. Odrzucając zewnętrzne warstwy w postaci mgławicy planetarnej, gwiazda przemienia się w białego karła.

Najbardziej masywne gwiazdy kontynuują swój żywot. Wytwarzając intensywne pole grawitacyjne, które powoduje kurczenie się jądra (zwiększając temperaturę i gęstość), zapoczątkowane zostają kolejne reakcje termojądrowe. W ten sposób, gwiazdy mogą produkować magnes, krzem, chlor, siarkę, wapń i neon. Są one nazywane pierwiastkami alfa, bowiem pochodzą od jąder helu-4, zwanych cząstkami alfa. Z kolei pierwiastki takie, jak fluor i sód nie powstają w wyniku przyłączania helu. Proces ten rzadziej zachodzi w przyrodzie i opiera się na fuzji neutronów, protonów lub deuteronów.

Poprzez łączenie się jąder helu-4 może powstać jądro niklu-56 - jest ono jednak nietrwałe i błyskawicznie rozpada się do jądra żelaza-56. Do tego momentu, w gwiazdach była produkowana energia, która przeciwstawiając się sile grawitacji, umożliwiała jej istnienie. Żelazo-56 jest najbardziej stabilnym jądrem i może przemienić się w inny pierwiastek, tylko po dostarczeniu odpowiedniej porcji energii.

Gwiazda zatem nie jest już w stanie wykorzystać reakcji termojądrowych do podtrzymania swojego istnienia. Nie może już walczyć z grawitacją, więc zapada się, gwałtownie odbija i kończy żywot jako supernowa. W momencie wybuchu, w przestrzeń międzygwiazdową, wyrzucane są wszystkie wyprodukowane pierwiastki, dając początek innemu życiu, w innym zakątku wszechświata.