Ξέρουμε περισσότερα από 100 χημικά στοιχεία, τα οποία από τον 19ο αιώνα διευθετούνται κομψά σε γραμμές και σε στήλες του περιοδικού πίνακα, όπως τον δημιούργησε ο Dmitri Mendeleev τον δέκατο ένατο αιώνα. Από αυτά λίγα είναι σε αφθονία, όπως το υδρογόνο, ο άνθρακας, το πυρίτιο και ο σίδηρος. Άλλα, όπως ο χρυσός και το ουράνιο είναι σπάνια γι αυτό και η αξία τους συνεχώς ανεβαίνει. Βέβαια το 99% της συνηθισμένης βαρυονικής ύλης του σύμπαντος αποτελείται από δύο στοιχεία: το υδρογόνο και ήλιο εκ των οποίων το πρώτο δημιουργήθηκε τις πρώτες-πρώτες στιγμές του σύμπαντος. Το ήλιο δημιουργήθηκε μέσα στα πρώτα λεπτά μετά την Μεγάλη Έκρηξη.
Πώς όμως δημιουργήθηκαν τα υπόλοιπα στοιχεία; Για τους αστροφυσικούς είναι μεγάλη πρόκληση να εξηγήσουν την σχετική αφθονία (αναλογία) όλων των στοιχείων που βλέπουμε στον Κόσμο. Στην αρχή (πριν την ανάπτυξη της πυρηνικής φυσικής και κυρίως της κβαντικής θεωρίας) κανένας δεν γνώριζε την προέλευση τους και το κυριότερο ήταν ανεξήγητη. Όμως, από τις αρχές της δεκαετίας του 1940 γνωρίζουμε πλέον ότι σημαντικό ρόλο στη δημιουργία των χημικών στοιχείων παίζουν τα άστρα. Κάθε άστρο είναι ένας γιγάντιος πυρηνικός αντιδραστήρας, με ικανή θερμότητα για να μπορεί να παράγει βαρύτερα στοιχεία με την συνένωση ελαφρύτερων πυρήνων.
Τα πρώτα αστέρια άρχισαν να σχηματίζονται όταν τα αέρια υδρογόνο και ήλιο που δημιουργήθηκαν αμέσως μετά τη Μεγάλη Έκρηξη άρχισαν να σχηματίζουν πυκνά αέρια νεφελώματα. Αυτή η διαδικασία κράτησε πολλές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια, καθώς αρχικά η κοσμική ακτινοβολία υπόβαθρου ήταν υπερβολικά ισχυρή και βίαιη για να επιτρέψει στα αέρια να περάσουν σε κατάσταση ηρεμίας.
Τελικά, μόλις ψύχθηκε αρκετά το σύμπαν και χάρη στην ελκτική δύναμη της βαρύτητας, τα πυκνά νεφελώματα διασπάστηκαν και σχημάτισαν πρωτοαστέρες, δηλαδή σφαίρες αερίου που γίνονταν όλο και θερμότερες όσο συρρικνώνονταν από την βαρύτητα. Όταν η θερμοκρασία στο κέντρο μιας σφαίρας αερίου φτάνει τα λίγα εκατομμύρια βαθμούς, πυροδοτούνται πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης.
Τα κανονικά αστέρια γεννιούνται μόλις η εσωτερική τους πίεση αυξηθεί, λόγω της θερμοκρασίας, σε επίπεδο ικανά να σταματήσει την βαρυτική συστολή. Έχοντας σταθεροποιηθεί με αυτό τον τρόπο, το αστέρι λάμπει ανεμπόδιστα για εκατομμύρια (τα πρώτα άστρα ήταν τεράστια και έκαιγαν πολύ γρήγορα τα καύσιμά τους) ή ακόμα και για δισεκατομμύρια χρόνια (τα άστρα της τελευταίας γενιάς είναι πιο μικρά και έχουν μεγάλο χρόνο ζωής), ανάλογα με τη μάζα του. Τα αστέρια με χαμηλή μάζα, καθώς είναι σχετικά ψυχρά, καταναλώνουν τα πυρηνικά καύσιμα τους αργά, παρατείνοντας τη διάρκεια ζωής τους. Αντίθετα, τα αστέρια με μεγάλη μάζα κυριολεκτικά καταβροχθίζουν τα καύσιμα τους πολύ γρήγορα και σύντομα σβήνουν.
Τα αστέρια αντλούν το μεγαλύτερο ποσοστό της ενέργειας τους από τη μετατροπή του υδρογόνου σε ήλιο, μέσω της πυρηνικής σύντηξης. Στη Μεγάλη Έκρηξη αυτή η μετατροπή έγινε εύκολα και εν ριπή οφθαλμού, αφού το σύμπαν γεννήθηκε εφοδιασμένο με άφθονες προμήθειες σε ελεύθερα νετρόνια. Τα νετρόνια που υπήρχαν τότε σε αφθονία βοηθούσαν στην παρασκευή του πυρήνα του ηλίου έχει δύο πρωτόνια (ουσιαστικά δύο υδρογόνα) και δύο νετρόνια. Τα απομονωμένα νετρόνια είναι, όμως, ασταθή, άρα την εποχή που άρχισαν να σχηματίζονται τα άστρα δεν υπήρχαν ελεύθερα νετρόνια.
Έπρεπε, λοιπόν, να βρεθεί μια εναλλακτική λύση, που είναι στην πράξη πολύ βραδύτερη, για την παραγωγή του ηλίου στην οποία θα εμπλέκονταν μόνο τα άφθονα πρωτόνια. Τα πρωτόνια όμως απωθούνται μεταξύ τους, καθώς όλα έχουν θετικό ηλεκτρικό φορτίο. Όμως, στις πολύ υψηλές θερμοκρασίες, αναπτύσσουν τόσο μεγάλες ταχύτητες, που μπορούν τελικά να ξεπεράσουν αυτή την αμοιβαία απώθηση και να βρεθούν πολύ κοντά το ένα στο άλλο. Εάν, μάλιστα, η ταχύτητα είναι αρκετά μεγάλη, όπως συμβαίνει στο θερμό πυρήνα ενός άστρου, δύο πρωτόνια είναι δυνατό να προσεγγίσουν το ένα το άλλο σε αποστάσεις που εμπίπτουν στο βεληνεκές της ισχυρής πυρηνικής δύναμης, ανοίγοντας έτσι το δρόμο για την πυροδότηση των πυρηνικών μετατροπών.
Όμως η ισχυρή πυρηνική δύναμη έχει ακτίνα δράσης μέχρι 10-15 μέτρα και έτσι εξασθενεί ραγδαία, τείνοντας προς το μηδέν έξω από τις διαστάσεις του πυρήνα. Για να βρεθούν λοιπόν στη «ζώνη επιρροής» της, τα πρωτόνια θα πρέπει να πλησιάσουν σε απόσταση αναπνοής. Μόλις γίνει αυτό, η πυρηνική δύναμη είναι πλέον αρκετά ισχυρή για να νικήσει τη μεγαλύτερου βεληνεκούς ηλεκτρική απώθηση. Ας σημειώσουμε ότι καθώς δεν υπήρχαν μέσα στα άστρα νετρόνια, στην διαδικασία σχηματισμού ενός πυρήνα ηλίου από τέσσερα πρωτόνια, τα δύο από αυτά θα πρέπει να διασπαστούν σε νετρόνια.
Ενώ όμως για την έκλυση άφθονης ενέργειας στις αντιδράσεις σύντηξης είναι υπεύθυνη η ισχυρή πυρηνική δύναμη, η κρίσιμη μετατροπή των πρωτονίων σε νετρόνια είναι απόρροια της επίδρασης της ασθενούς πυρηνικής δύναμης. Επειδή αυτή η δύναμη είναι όντως ασθενής, επιβραδύνεται σημαντικά η όλη διαδικασία παραγωγής του ηλίου συγκριτικά με τον απίστευτο ρυθμό παραγωγής του μετά τη Μεγάλη Έκρηξη.
Η μετατροπή των πρωτονίων σε νετρόνια χάρη στην ασθενή πυρηνική δύναμη ήταν μια ευτυχής σύμπτωση, καθώς δίνει τη δυνατότητα στα περισσότερα άστρα να λάμπουν σταθερά για πάρα πολύ καιρό. Στην δική μας περίπτωση επέτρεψε στον Ήλιο μας να καίει εδώ και 5 δισεκατομμύρια χρόνια, ώστε να μπορέσει να εμφανιστεί η ζωή και να εξελιχτούν οι σύνθετοι οργανισμοί.
Οι πυρηνικές καύσεις στα αστέρια – δημιουργούνται νέοι πυρήνες
Μόλις τα αποθέματα υδρογόνου ενός άστρου αρχίζουν να εξαντλούνται, το άστρο έρχεται αντιμέτωπο με μια ενεργειακή κρίση. Τα άστρα με μάζες μικρού και μεσαίου μεγέθους χάνουν τη δυνατότητα της παραγωγής θερμότητας από πυρηνικές αντιδράσεις, σταδιακά συρρικνώνονται και τελικά μεταμορφώνονται σε λευκούς νάνους, οι οποίοι είναι ορατοί μόνο από τα απομεινάρια της θερμότητας τους. Όμως, τα άστρα μεγαλύτερης μάζας έχουν τη δυνατότητα να καταφύγουν σε πρόσθετες αντιδράσεις πυρηνικής σύντηξης και να διατηρήσουν τη λάμψη τους, καθώς μπορούν να φτάσουν σε υψηλότερες εσωτερικές θερμοκρασίες (ακόμα και σε εκατοντάδες εκατομμύρια βαθμούς).
Σύμφωνα με την θεωρία της νουκλεοσύνθεσης, οι περισσότεροι από τους πυρήνες υδρογόνου (πρωτόνια, H), δευτερίου (2H), ηλίου (3He και 4He) και του ισοτόπου λίθιο-7 (7Li) σχηματίστηκαν λίγο μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Οι υπόλοιποι πυρήνες μαγειρεύτηκαν αργότερα στον πυρήνα των ερυθρών γιγάντων άστρων. Το υδρογόνο και το ήλιο συνεχίζουν να είναι μακράν οι πιο άφθονοι πυρήνες. Μετά από το υδρογόνο και το ήλιο, οι πυρήνες του άνθρακα-12 και του οξυγόνου-16 είναι οι δύο πιο άφθονοι πυρήνες στο ορατό σύμπαν.
Πώς το σύμπαν δημιούργησε τον άνθρακα, το ζωοποιό στοιχείο
Η καύση ή η σύντηξη του ηλίου για την παραγωγή του άνθρακα και στη συνέχεια του οξυγόνου και του νέον, δεν ήταν ακόμη καλώς κατανοητή. Μόλις σχηματιζόταν ο άνθρακας – το στοιχείο κλειδί για την νουκλεοσύνθεση – το οξυγόνο θα μπορούσε να σχηματιστεί από τη σύντηξη του άνθρακα με ήλιο και το νέον θα μπορούσε στη συνέχεια να σχηματιστεί από τη σύντηξη του οξυγόνου με το ήλιο. Αλλά η κύρια δυσκολία ήταν να καταλάβουμε πώς παράγεται ο πυρήνας του ηλίου
Ποιό είναι, λοιπόν, το επόμενο βήμα μετά τη σύντηξη του υδρογόνου; H ευθεία οδός θα ήταν να προστεθεί ένα ακόμα πρωτόνιο στο ήλιο και να σχηματιστεί το λίθιο. Ωστόσο, αυτή η αντίδραση είναι αδύνατη, διότι ένας πυρήνας λιθίου με τρία πρωτόνια και μόνο δύο νετρόνια είναι ασταθής (κανονικά, το λίθιο έχει τρία ή τέσσερα νετρόνια). Μήπως θα μπορούσε να γίνει σύντηξη δύο πυρήνων ηλίου, για να σχηματιστεί το ισότοπο βηρύλλιο-8 (ένας πυρήνας με τέσσερα πρωτόνια και τέσσερα νετρόνια); Ούτε αυτή η λύση θα είχε το επιθυμητό αποτέλεσμα, αφού και αυτός ο πυρήνας είναι εξαιρετικά ασταθής και εξαϋλώνεται σχεδόν αμέσως. Το σταθερό ισότοπο του βηρυλλίου που υπάρχει στη φύση έχει πέντε νετρόνια, και όχι τέσσερα. Το άστρο, λοιπόν, περιέρχεται σε σοβαρό πυρηνικό αδιέξοδο.
Το αμέσως βαρύτερο στοιχείο μετά το βηρύλλιο είναι ο άνθρακας, που διαθέτει έξι πρωτόνια και έξι νετρόνια. Μήπως, λοιπόν, τα αστέρια έχουν ανακαλύψει κάποιον τρόπο να παρακάμπτουν το λίθιο και το βηρύλλιο, πηγαίνοντας κατευθείαν από το ήλιο στον άνθρακα; Για να γίνει αυτό, τρεις πυρήνες ηλίου θα πρέπει να συνενωθούν ταυτόχρονα. Σε αυτή την περίπτωση, η αριθμητική των πρωτονίων και των νετρονίων (δύο φορές το 3×2 = 6 + 6) βγάζει το σωστό αποτέλεσμα, δίνοντας ένα σταθερό πυρήνα άνθρακα.
Επειδή, όμως, σε αυτή την τριπλή πυρηνική συνάντηση συμμετέχουν περισσότερα πρωτόνια από ό,τι στην αρχική σύντηξη του υδρογόνου, η ηλεκτρική απώθηση είναι αντίστοιχα μεγαλύτερη. Άρα, και η θερμοκρασία θα πρέπει να είναι υψηλότερη, για να την υπερνικήσει και να μπορέσουν οι πυρήνες να προσεγγίσουν ο ένας τον άλλο σε τέτοια απόσταση, ώστε να βρεθούν κάτω από την επίδραση της -μικρού βεληνεκούς- ισχυρής πυρηνικής δύναμης. Αυτό δεν είναι πρόβλημα. O πυρήνας του άστρου, καθώς συρρικνώνεται όλο και περισσότερο, μπορεί να ανεβάσει τη θερμοκρασία στα απαιτούμενα επίπεδα.
Ενεδρεύει, όμως, μια θεμελιώδης δυσκολία, που αφορά την ίδια την αντίδραση. H πιθανότητα να συναντηθούν ταυτόχρονα στο ίδιο σημείο τρεις πυρήνες ηλίου είναι απειροελάχιστη. Βέβαια, δεν είναι απαραίτητο να φτάσουν ακριβώς την ίδια στιγμή στο ραντεβού. Μπορεί αρχικά να συμπέσουν δύο μόνο πυρήνες ηλίου, οι οποίοι θα σχηματίσουν έναν εξαιρετικά ασταθή πυρήνα βηρυλλίου, ο οποίος, προτού προλάβει να καταρρεύσει, θα ενωθεί με τον τρίτο πυρήνα του ηλίου. Όμως, οι πιθανότητες να συμβεί αυτό είναι εξαιρετικά μικρές. Ένας τυπικός πυρήνας βηρυλλίου αποσυντίθεται τόσο γρήγορα, που οι πιθανότητες να προλάβει να πέσει πάνω του και ένας τρίτος πυρήνας ηλίου εκμηδενίζονται. Εκ πρώτης όψεως, λοιπόν, και αυτή η εναλλακτική οδός προς τον άνθρακα είναι αδιέξοδη.
Αυτά τα δεδομένα είχαν υπόψη τους οι αστροφυσικοί στις αρχές της δεκαετίας του 1950. O Φρεντ Χόυλ, ένας σχετικά άγνωστος τότε Βρετανός αστρονόμος, καταπιάστηκε με τη μελέτη αυτού του αινίγματος. Ξεκίνησε από την υπόθεση ότι δε θα είχαν εμφανιστεί ποτέ τα – βασισμένα στον άνθρακα – νοήμονα όντα εν γένει και ο ίδιος ειδικότερα, εάν η σύνθεση των χημικών στοιχείων είχε «κολλήσει» στο ήλιο. Θα πρέπει να συνέβη κάτι που επέτρεψε τη δημιουργία του άνθρακα. Ενδεχομένως, μάλιστα, αυτό το κάτι να κρύβεται στο εσωτερικό των ίδιων των άστρων. Εάν οι γενικοί κανόνες της πυρηνικής φυσικής αδυνατούν να ερμηνεύσουν την προέλευση του άνθρακα, το αίτιο της δημιουργίας του μπορεί να είναι παράξενο και ασυνήθιστο.
Στο κλασικό του έργο του 1954 “Για τις πυρηνικές αντιδράσεις που συμβαίνουν σε πολύ καυτά αστέρια: Η σύνθεση των στοιχείων από τον άνθρακα έως το νικέλιο”, ο Fred Hoyle μπόρεσε να κάνει τον πρώτο πλήρη υπολογισμό της παραγωγής του άνθρακα, του οξυγόνου και του στοιχείου νέον στο εσωτερικό των ερυθρών γιγάντων άστρων. Εκείνη την εποχή ήταν καλά κατανοητό ότι τα αστέρια της κύριας ακολουθίας καίνε το υδρογόνο σε ήλιο. Όταν έχει εξαντληθεί το υδρογόνο, τα άστρα αποχωρούν από την κύρια ακολουθία, διαστέλλονται δραματικά (όπως ο ήλιος μας μετά από 5 δισεκατομμύρια χρόνια), και γίνονται ερυθροί γίγαντες οπότε αρχίζουν να καίνε το ήλιο τους.
Ερχόμαστε, λοιπόν, στην καρδιά του προβλήματος. Ένας γενικός κανόνας της επιστήμης λέει ότι πρέπει να αποφεύγουμε την επίκληση της τύχης. Σύμφωνα με «Το Ξυράφι του Όκκαμ», πάντα πρέπει να ξεκινάμε από τις απλούστερες και πιο προφανείς ερμηνείες. Ενίοτε, όμως, το απλούστερο και πιο προφανές δε μας βοηθούν, οπότε είμαστε υποχρεωμένοι να καταφύγουμε σε λύσεις που ξεφεύγουν από τα συνηθισμένα. Όπως θα έλεγε και ο Σέρλοκ Χολμς, αφού έχεις αποκλείσει το αδύνατο, αυτό που μένει, όσο απίθανο κι αν είναι, πρέπει να είναι η αλήθεια. Σε επίπεδο αρχής, η προσήλωση στα απλά και προφανή είναι η καλύτερη στρατηγική. Υπάρχει, όμως, ένα αντικείμενο επιστημονικής έρευνας στο οποίο έχει θέση ακόμα και η απίστευτη τύχη. Και το αντικείμενο αυτό είναι η ίδια η ζωή.
Ένας αυστριακός στην καταγωγή αστροφυσικός, ο Edwin Salpeter, πρότεινε αρχικά ότι με την συγχώνευση των τριών «σωματιδίων άλφα» (πυρήνες ηλίου-4) θα προέκυπτε ο άνθρακας-12 σε μια ταυτόχρονη σύγκρουση.
Οι υπολογισμοί του όμως έδειξαν ότι οι τρεις ταυτόχρονες συγκρούσεις ήταν πολύ σπάνιες και η ταχύτητα καύσης του ηλίου είναι πολύ αργή. Λαμβάνοντας υπόψη ότι οι δύο συγκρούσεις πυρήνων ηλίου ήταν πολύ πιο συχνές από τις τρεις συγκρούσεις, ο Salpeter έκανε τότε την εξής υπόδειξη:
η καύση του ηλίου συμβαίνει σε δύο στάδια, πρώτα δύο πυρήνες ηλίου συγκρούονται για να σχηματίσουν το ισότοπο βηρύλλιο-8 και στη συνέχεια αυτός ο πυρήνας του βηρυλλίου συγκρούεται με ένα πυρήνα ηλίου για να σχηματίσει τον άνθρακα.
Το πρόβλημα είναι ότι το βηρύλλιο-8 είναι εξαιρετικά ασταθές, διασπάται μέσα ελάχιστο χρόνο, καθιστώντας έτσι την συνάντηση του με έναν πυρήνα ηλίου πάρα πολύ απίθανη. Εάν, ωστόσο, αυτό συμβεί, θα πρέπει να οφείλεται στην ύπαρξη κάποιου συντονισμού στον άνθρακα C-12.
Συντονισμός ‘ή διέγερση του άνθρακα
Ο Φρεντ Χόυλ από την άλλη σκέφθηκε ότι για να είμαστε εδώ και να παρατηρούμε τα αστέρια θα υπάρχει μια απρόβλεπτη και μεταβλητή ιδιότητα του ατομικού πυρήνα, που επέτρεψε να σχηματιστεί σχετικά εύκολα ο πυρήνας του άνθρακα. H ιστορία προχωράει, λοιπόν, ως εξής: H ταχύτητα με την οποία συντελούνται οι πυρηνικές αντιδράσεις εξαρτάται από την ενέργεια των σωματιδίων που συμμετέχουν σε αυτές. Κατά κανόνα, οι διακυμάνσεις της ταχύτητας των αντιδράσεων είναι περιορισμένες, ενίοτε όμως ο ρυθμός των πυρηνικών αντιδράσεων εκτοξεύεται απότομα. Οι φυσικοί ονομάζουν αυτή την απότομη επιτάχυνση των αντιδράσεων συντονισμό, λόγω της συμμετοχής της κβαντομηχανικής στην όλη διαδικασία.
Σύμφωνα με την κβαντική θεωρία, τα σωματίδια, όπως οι πυρήνες, διαθέτουν κυματοειδείς ιδιότητες. Τα κύματα, ως γνωστόν, παρουσιάζουν συντονισμούς. Ένα κοινό παράδειγμα συντονισμού είναι η λειτουργία του ραδιοφώνου, καθώς γυρίζουμε το κουμπί της συσκευής μας για να πιάσουμε το σήμα ενός συγκεκριμένου σταθμού. Μόλις ταιριάξει η συχνότητα των κυκλωμάτων του δέκτη μας με τη συχνότητα των ραδιοκυμάτων που εκπέμπει ο σταθμός, τα κύματα συντονίζονται με το κύκλωμα, και το σήμα ενισχύεται σε πολύ μεγάλο βαθμό. Τα κβαντικά κύματα μπορούν επίσης να συντονιστούν, επιταχύνοντας έτσι το ρυθμό των ατομικών και πυρηνικών διαδικασιών.
O Χόυλ πίστευε ότι ο συντονισμός είναι το κλειδί για την ερμηνεία της παραγωγής του άνθρακα. H μάζα ενός τυπικού πυρήνα άνθρακα είναι σημαντικά μικρότερη από το άθροισμα της μάζας των τριών πυρήνων ηλίου που καλούνται να τον σχηματίσουν, λόγω της ενέργειας που εκλύεται κατά τη δημιουργία του. Οι πυρήνες, όμως, μπορεί να βρίσκονται και σε διεγερμένη κατάσταση. Ο Χόυλ υπολόγισε με ακρίβεια την ενέργεια συντονισμού, μία διεγερμένη κατάσταση του πυρήνα C-12, ότι ήταν περίπου 7,6 MeV πάνω από την βασική κατάσταση του.
Συμπέρανε, λοιπόν, ότι ο πυρήνας του άνθρακα πρέπει να βρίσκεται σε διέγερση, η οποία να ξεπερνά έστω και λίγο το άθροισμα της μάζας-ενέργειας των τριών πυρήνων ηλίου. Σε αυτή την περίπτωση, το σύστημα ηλίου-βηρυλλίου μπορεί να συντονιστεί με αυτή τη μάζα-ενέργεια, εφόσον αυτό το μικρό έλλειμμα καλυφθεί από την κινητική ενέργεια των σωματιδίων που πηγαινοέρχονται πυρετωδώς στο εσωτερικό του θερμού άστρου. O συντονισμός θα επιμηκύνει κατά πολύ το χρόνο ζωής του ασταθή πυρήνα του βηρυλλίου, δίνοντας έτσι στον τρίτο πυρήνα ηλίου την ευκαιρία να τον πετύχει. Έπειτα, ανοίγει διάπλατα ο δρόμος για το σχηματισμό άφθονων ποσοτήτων άνθρακα, ενάντια σε όλες τις προβλέψεις.
Όλα αυτά συνέβαιναν το μακρινό 1951. Οι επιστήμονες γνώριζαν ελάχιστα για τη διέγερση των πυρήνων, παρόλο που κατά τη διάρκεια του B’ Παγκοσμίου Πολέμου είχε αναπτυχθεί ένα πειραματικό πρόγραμμα στο πλαίσιο του Σχεδίου Μανχάταν για τη δημιουργία της ατομικής βόμβας. O Χόυλ επισκεπτόταν εκείνη την εποχή το Τεχνολογικό Ινστιτούτο της Καλιφόρνια. Εκεί συνάντησε μια ομάδα Αμερικανών πυρηνικών φυσικών, μεταξύ των οποίων ήταν και ο Willy Fowler, που βραβεύτηκε αργότερα με Νόμπελ για το σχετικό έργο του στην πυρηνική φυσική, και τους ενημέρωσε σχετικά με την υπόθεση του πυρηνικού συντονισμού του άνθρακα. Οι εν λόγω φυσικοί δεν μπορούσαν να πιστέψουν ότι ένας άσημος Βρετανός αστρονόμος είχε το θράσος να εμφανιστεί απρόσκλητος μπροστά τους και να υποστηρίξει ότι γνώριζε περισσότερα για τους πυρήνες του άνθρακα από τα μέλη εκείνης της επίλεκτης ομάδας πυρηνικών επιστημόνων των ΗΠΑ.
Όμως, ο Χόυλ ήταν τόσο πιεστικός και επίμονος, που ο Φάουλερ και οι συνάδελφοι του συμφώνησαν να ελέγξουν στο εργαστήριο τη βασιμότητα της θεωρίας του. Οι Αμερικανοί πυρηνικοί φυσικοί, αφού έκαναν ορισμένες τροποποιήσεις στον εξοπλισμό τους, διαπίστωσαν (και το ανακοίνωσαν δημοσίως) ότι ο Χόυλ είχε πετύχει διάνα. Πράγματι, υπάρχει συντονισμός στον πυρήνα του άνθρακα, ο οποίος μάλιστα έχει την ιδανική ενέργεια για να μπορέσουν τα άστρα να παράγουν άφθονες ποσότητες αυτού του στοιχείου, μέσω της αντίδρασης του τριπλού ηλίου.
Τα πειράματα τους επιβεβαίωσαν ότι ο συντονισμός επιμηκύνει το χρόνο ζωής του ασταθούς πυρήνα βηρυλλίου κατά περίπου 100 δισεκατομμυριοστά του δισεκατομμυριοστού του δευτερολέπτου – αρκετά, δηλαδή, για να γίνει η αντίδραση. Άπαξ και φτιαχτεί ο άνθρακας, όλα τα άλλα είναι εύκολα. Όλα τα εμπόδια εξαφανίζονται. Αμέσως μετά δημιουργείται το οξυγόνο, στη συνέχεια το νέον και το μαγνήσιο, και συνεχίζουμε με αυτό τον τρόπο να ανεβαίνουμε τον περιοδικό πίνακα, φτάνοντας μέχρι το σίδηρο.
Αυτά τα λίγα στοιχεία αρκούν, σε γενικές γραμμές, για να εμφανιστεί η ζωή. Τα αστέρια παράγουν βέβαια κι άλλα στοιχεία, που είναι βαρύτερα από το σίδηρο, όμως αυτό συμβαίνει αποκλειστικά κατά τη διάρκεια εκρήξεων, όταν είναι διαθέσιμες μεγαλύτερες ποσότητες ενέργειας.
Οι αστροφυσικοί έχουν επανειλημμένως υπογραμμίσει την πολύ ακριβή μικρορύθμιση που απαιτείται για την περίφημη διεγερμένη ενέργεια συντονισμού 7,644 MeV του άνθρακα-12. Η οποία ενέργεια συντονισμού (7,644 MeV) είναι “λίγο” πιο πάνω (στην πραγματικότητα 277,3 keV) από το άθροισμα των ενεργειών του βηρυλλίου-8 και του ηλίου-4.
Ο αστροφυσικός Mario Livio και οι συνάδελφοι του έχουν τρέξει συστηματικές προσομοιώσεις σε υπολογιστές των συνεπειών για την παραγωγή του άνθρακα στα αστέρια, αν αυξήσουν ή μειώσουν την τιμή των 7,644 MeV. Το 1989 η ομάδα δημοσίευσε τα αποτελέσματά της στο περιοδικό Nature. Μειώνοντας το επίπεδο των 7,644 MeV κατά 60 keV, η παραγωγή του άνθρακα γινόταν τέσσερις φορές υψηλότερη από το κανονικό.
“Φαίνεται ότι η παραγωγή του άνθρακα δεν είναι ιδιαίτερα ευνοημένη από τη φύση, διότι μια μικρή μείωση στη διαφορά της ενέργειας θα οδηγούσε σε μια σχετικά πολύ μεγαλύτερη αύξηση στην αφθονία του άνθρακα στο σύμπαν…”, λέει ο αστροφυσικός Mario Livio.
Όλη αυτή η ιστορία με τη δημιουργία του άνθρακα επηρέασε βαθιά τον Χόυλ. Συνειδητοποίησε ότι χωρίς αυτή τη διαβολική σύμπτωση του πυρηνικού συντονισμού με την ιδανική ενέργεια, ο άνθρακας – πιθανότατα και η ίδια η ζωή – θα απουσίαζαν από το σύμπαν. H ενεργειακή στάθμη που επιτρέπει το συντονισμό για την παραγωγή άνθρακα καθορίζεται από την αλληλεπίδραση ανάμεσα στην ισχυρή πυρηνική δύναμη και τον ηλεκτρομαγνητισμό. Εάν η ισχυρή δύναμη ήταν έστω και ελάχιστα ισχυρότερη ή ασθενέστερη (ενδεχομένως ακόμα και κατά 1 % μεγαλύτερη ή μικρότερη), οι δυνάμεις που κρατούν ενωμένους τους πυρήνες θα μεταβάλλονταν και η αριθμητική του συντονισμού δε θα ήταν αυτή που πρέπει: Το πιθανότερο αποτέλεσμα θα ήταν ένα σύμπαν χωρίς ζωή, που θα περνούσε για πάντα απαρατήρητο.
Πηγές: Δίκτυο και το βιβλίο “Συμπαντικό Tζακ Ποτ” του Paul Davis
Διαβάστε και τα σχετικά άρθρα
1. Ελέγχοντας τα στοιχεία που δημιουργήθηκαν στο Big Bang
2. Η δημιουργία των ελαφρών στοιχείων
3. Η δημιουργία των βαρέων στοιχείων
Leave a Comment