Karolina Głowacka: Chcę zrozumieć, jak działa Wszechświat, a jednocześnie nie umiem myśleć o sobie jako o jego części. Pamiętam, że Ziemia jest w kosmosie, ale wydaje mi się on taki poza nami, obcy, zewnętrzny, za duży.
prof. Jean-Pierre Lasota: Myśl poziomami. Od bardzo małego do bardzo dużego. Wszystko składa się najpierw z cząstek elementarnych, które tworzą większe cząstki, te z kolei tworzą atomy, a z nich zbudowane są struktury materii, z których składasz się i ty, i gromady galaktyk. Jeśli chcesz zrozumieć swoje miejsce we Wszechświecie, odpowiedz sobie na pytanie, skąd się wzięłaś: twoje oczy, włosy, mózg, serce, ręka i noga.

Prof. Jean-Pierre Lasota
Fizyk teoretyk i astrofizyk, profesor honorowy w Instytucie Astrofizyki w Paryżu, profesor wizytujący w Centrum Astronomicznym im. Mikołaja Kopernika.

Skąd?
- Większość pierwiastków, z których składa się twoja noga, powstało wiele lat temu w gwiazdach. Azot w naszym DNA, wapń w zębach, żelazo we krwi i węgiel w razowcu – tak wyliczał znakomity popularyzator nauki Carl Sagan – to wszystko pochodzi z gwiezdnej materii. Dla mnie, fizyka, twoja noga składa się z atomów. W atomie mamy jądro złożone z nukleonów, czyli protonów i neutronów, oraz krążące wokół niego elektrony. Taka np. cząsteczka wody, która jest podstawą naszego istnienia, składa się z trzech atomów, dwóch wodoru i jednego tlenu: H2O. Wodór to najprostszy pierwiastek – składa się z jednego protonu i jednego elektronu.

Tlen jest już bardziej złożony, a w twojej nodze są też jeszcze bardziej skomplikowane pierwiastki: żelazo, magnez, potas. We Wszechświecie jest jeszcze kilkadziesiąt cięższych pierwiastków. Najcięższym pierwiastkiem stabilnym, to znaczy nieradioaktywnym, jest ołów, który ma 82 protony i może zawierać do 126 neutronów. Wszystkie cięższe pierwiastki są radioaktywne, co znaczy, że się rozpadają. Tak jak uran, z którego po serii rozpadów robi się w końcu ołów.

Właśnie stosunek ilości uranu 238 do ilości ołowiu służy do wyznaczania wieku Ziemi i Układu Słonecznego. Znając szybkość rozpadu uranu, badając, ile go jest w stosunku do ołowiu, możemy ocenić, od kiedy istnieje w skałach czy meteorytach. Do scharakteryzowania tej szybkości fizycy używają pojęcia „czasu połowicznego rozpadu”, to znaczy czasu, podczas którego rozpada się połowa ilości danego pierwiastka. Ale z tego wynika, że obecny na Ziemi uran istniał przed powstaniem naszej planety. Skąd się tu wziął?

Tak jak wszystko? Z Wielkiego Wybuchu?
- Otóż nie. W wyniku Big Bangu powstały tylko wodór, jego izotop deuter, trochę helu, odrobina litu i berylu. Tylko najlżejsze pierwiastki. Cała reszta nie mogła zostać utworzona, gdyż ekspansja Wszechświata była wtedy jeszcze na tyle szybka, że dużo wolniejsze od niej reakcje jądrowe nie miały czasu na budowę cięższych pierwiastków. Na początku mieliśmy więc Wszechświat, który w prawie trzech czwartych składał się z wodoru, w około jednej czwartej z helu i śladowych ilości pozostałych.

Skąd więc w moim ciele wzięły się węgiel, tlen, potas?

- Z gwiazd.

Przecież one są niewyobrażalnie daleko!
- Najbliższa, czyli Słońce, jest tuż-tuż. Ale atomy twoje i Słońca, pochodzą z gwiazdy, która wybuchła tu niedaleko, ale bardzo, bardzo dawno temu. Słońce, tak jak Ziemia, zawiera już pierwiastki cięższe od helu – np. węgiel, azot czy tlen. Samo ich nie wyprodukowało, były w nim od początku, tak samo jak były na Ziemi. Cały Układ Słoneczny powstał z dysku materii, w którym znajdowały się te wszystkie pierwiastki. Skądś musiały się wziąć. Słońce nie należy do pierwszej generacji gwiazd.

Przed nim rodziły się i, co ważne, umierały inne, masywniejsze gwiazdy. Umierały szybciej, niż umrze Słońce, bo im masywniejsza gwiazda, tym krótszy jej żywot. Pierwsze istniały najpewniej przez kilka milionów lat. To właśnie w tych pierwotnych gwiazdach powstawały cięższe pierwiastki, które podczas – mniej lub bardziej gwałtownej – śmierci gwiazdy zostawały wyrzucane w przestrzeń, zanieczyszczając znajdującą się w niej materię wodorowo-helową. Z obłoków takiej zanieczyszczonej materii powstawały następne pokolenia gwiazd, m.in. Słońce ze swoimi planetami i wreszcie, na jednej z nich, ty.

Jak doszło do powstania pierwszych gwiazd? Dlaczego wszystko nie zostało taką zupą wypełnioną cząstkami?
- Z powodu grawitacji. W dużej – a z naszej perspektywy olbrzymiej – skali Wszechświat nadal jest jednorodny. Podobnie jak właśnie zupa. Ale nawet w takiej zupie powstają jakieś grudki, zaburzenia, które tworzą pierwotne obłoki. W nich tworzą się mniejsze, bardziej zagęszczone obłoki. Niektóre z nich gęstnieją tak bardzo, że stają się niestabilne grawitacyjnie. Grawitacja zaczyna przeważać.

Przeważać nad czym?
- Nad ciśnieniem, czyli siłą odpychającą tworzoną przez ruchy cząsteczek obłoku. W pewnych warunkach grawitacja wygrywa i obłok coraz bardziej zapada się w sobie. Ważne, że pierwsze takie obłoki składały się wyłącznie z wodoru i helu, bo przecież w całym Wszechświecie w zasadzie nie było wtedy nic innego. Masa obłoku, z którego powstanie gwiazda – zwana masą Jeansa, od nazwiska znanego angielskiego astrofizyka – zależy od jego temperatury, a ta z kolei od tego, jak dobrze obłok stygnie.

Otóż obłoki wodorowo-helowe marnie stygną, mówiąc inaczej: mają kłopoty z chłodzeniem. Przy czym chłodzenie, które mam na myśli, to świecenie, emitowanie fotonów. Wodór świeci marnie, nie mówiąc już o helu. Wskutek tego pierwsze gwiazdy były prawdopodobnie bardzo masywne, dużo bardziej niż obecnie obserwowane populacje gwiazd.

Prawdopodobnie?
- Masy tych gwiazd zależały od tego, w jakiej postaci występował w nich wodór. Jeśli w postaci cząsteczkowej, czyli jako dwa połączone atomy wodoru, to chłodził się zupełnie nieźle, a więc pierwsze gwiazdy nie byłyby tak bardzo masywne. Z drugiej strony wodór cząsteczkowy mógłby być zniszczony przez intensywne promieniowanie ultrafioletowe z nowo powstających gwiazd. Z trzeciej strony pierwsze gwiazdy, tak jak i obecne, mogłyby powstawać w gęstych obłokach cząsteczkowych, które osłaniałyby je przed promieniowaniem ultrafioletowym. Ale – z czwartej strony – nie wiemy, czy te obłoki naprawdę chroniły pierwsze gwiazdy przed fotodysocjacją, bo tak to się nazywa, wodoru cząsteczkowego.