PRZEDMOWA W; raz z Martinem Reesem byliśmy doktorantami w Cam- bridge. Mieliśmy różne przygotowanie: on studiował ma- tematykę i przerzucił się na fizykę i astrofizykę, podczas gdy ja studiowałem fizykę w Oksfordzie i próbowałem opanować mate- matykę potrzebną do zrozumienia ogólnej teorii względności Einsteina. Obaj prowadziliśmy badania pod kierunkiem Dennisa Sclamy, który działał na nas bardzo stymulujące, chociaż ani Martin, ani ja nie zgadzaliśmy się z niektórymi jego poglądami. W tym czasie trwała wielka debata nad tym, czy Wszechświat zaczął się od Wielkiego Wybuchu, czy też (zgodnie z teorią powstałą w Cambridge) istniał zawsze w stanie stacjonarnym. Scla-ma popierał teorię stanu stacjonarnego, ale do nas obydwu silnie przemawiały dowody obserwacyjne związane ze zliczeniami radloźródeł i kwazarów, które sugerowały, że to teoria Wielkiego Wybuchu jest poprawna. Odkrycie słabego promieniowania tła, które mogło być tylko pozostałością po Wielkim Wybuchu, rozwiązało w końcu ten spór. Był to wspaniały czas na studiowanie kosmologii. Zarówno w teorii, jak i w obserwacjach dokonywano zaskakujących odkryć. Wszystko było nowe, więc młodzi badacze dostrzegali możliwości, których nie zauważały pozbawione świeżego spojrzenia umysły bardziej dojrzałych uczonych. Niezwykłe jest to, że, nie 8 • PRZED POCZĄTKIEM Ucząc kilku zrywów i przestojów, sytuacja wygląda tak nadal. Dziedzina ta rozwija się obecnie tak samo dynamicznie. Jak wów czas. Nasze badania poszły Jednak w różnych kierunkach. Pod czas gdy Ja Interesowałem się głównie rozwijaniem teorii i wiele moich wyników nie zostało Jeszcze potwierdzonych obserwacyj- nie, badania Martlna były zawsze blisko związane z obserwa cjami i tym, co mówią nam one o Wszechświecie. Sądzę, że te róż nice w podejściu znajdują odzwierciedlenie w napisanych przez nas książkach. Ta książka umożliwia czytelnikowi kontakt z rze czywistą materią astronomii - bez używania słowa „Bóg", które, Jak się wydaje, wprawia Martina w zakłopotanie. W końcu jest to idea teoretyczna. Stephen Hawking mqf 1997 PODZIĘKOWANIA W książce tej autor przedstawia osobiste spojrzenie na ko smologię: w jaki sposób postrzegamy nasz Wszechświat, czego dotyczą toczące się obecnie spory oraz jaki jest zakres i ograniczenia naszej przyszłej wiedzy. Nie udałoby się jej ukończyć, a na pewno nie w jej obecnej postaci, gdyby nie wsparcie Nicka Webba z brytyjskiego oddziału wydawnictwa Simon & Schuster. Jego rady były nieocenione: zachęcał mnie w szczególności, abym nieco pospekulował i zawarł w książce tematy kontrowersyjne, których raczej wolałem uniknąć. Książka przeznaczona jest dla szerokiego kręgu czytelników, którzy podzielają zaraźliwą fascynację Nicka Webba tym, jak powstaje nauka, i fundamentalnymi pytaniami, z którymi próbują się zmagać kosmolodzy. Jestem również głęboko wdzięczny Jeffowi Robbin-sowi i jego współpracownikom z wydawnictwa Addison-Wesley. WSTĘP Filozofia zaczyna sif od zdziwienia. A potem, gdy myilfilozoficzna sroki już, co w jej mocy, zdziwienie pozostaje. A. N. WHITEHEAD Kosmiczna perspektywa Nasz Wszechświat miał początek - w Wielkim Wybuchu lub, jak wolą inni, ognistej kuli. Następnie rozszerzał się i ochładzał. Skomplikowany układ gwiazd i galaktyk, który widzimy wokół nas, pojawił się tysiące milionów lat po Wielkim Wybuchu. Przynajmniej na jednej planecie krążącej wokół przynajmniej jednej gwiazdy atomy połączyły się w stworzenia wystarczająco złożone, aby mogły zastanawiać się nad swoim pochodzeniem. Cynicy mówili zwykle, i nie bez powodu, że kosmologia dys- ponuje tylko dwoma faktami: że nasz Wszechświat się rozszerza i że niebo nocą jest ciemne. Nie jest to już prawdą. Za pomocą znajdujących się na Ziemi i w przestrzeni kosmicznej teleskopów zaobserwowaliśmy galaktyki położone tak daleko, że ich światło zostało wysłane, gdy Wszechświat był 10 razy młodszy niż obecnie. Posługując się komputerami, potrafimy modelować powstawanie galaktyk z bezkształtnych początków. Inne metody obserwacyjne pozwoliły nam odkryć „skamieniałości" z jeszcze wcześniejszych epok historii kosmosu. Potrafimy odtworzyć ewolucję Wszechświata, cofając się w czasie aż do chwili, gdy Jego wiek wynosił zaledwie jedną sekundę. To stwierdzenie byłoby dużym zaskoczeniem dla wcześniejszych pokoleń kosmologów, którzy uważali swoją dziedzinę raczej za 12 • PRZED POCZĄTKIEM matematyczne ćwiczenie bardzo odległe od testów obserwacyj nych. Gotów jestem założyć się o dużą sumę, że Wielki Wybuch naprawdę miał miejsce, że początkiem wszystkiego w naszym obserwowalnym Wszechświecie była gęsta kula ognista, dużo gorętsza niż środek Słońca. Większość kosmologów założyłaby się o podobnie wysokie stawki. (Ciągle jednak niewielka grupa uczonych nie zgadza się z tym poglądem). Kosmos i mikroświat Gwiazdy i galaktyki, chociaż są olbrzymie, znajdują się nisko na skali złożoności. Dlatego prób ich zrozumienia nie można uznać za zarozumiałość. Żaba jest o wiele bardziej onieśmiela jącym wyzwaniem dla nauki niż gwiazda. Układy planetarne występują często wokół innych gwiazd. Jakie jest więc prawdopodobieństwo, że w sprzyjających warun kach dojdzie do powstania życia, które osiągnie interesujący etap ewolucji? Na to biologiczne pytanie ciągle nie ma odpowie dzi. Możliwe, że kosmos kipi życiem. Prawdopodobne jest też, że ewolucja organiczna wymaga tak rzadkiej kombinacji zbie gów okoliczności, iż tylko na Ziemi istnieją Inteligentne istoty obdarzone świadomością. Nasz cykl kosmiczny może być zamknięty i Wszechświat za kończy się kiedyś globalną katastrofą, zwaną Wielkim Kolap sem. Nie stanie się tak jednak dopóty, dopóki nie zgasną gwiaz dy i wszystkie atomy - również czarne dziury - nie zostaną przetworzone na promieniowanie. Nawet jeśli życie i Inteligencja występują teraz tylko na Ziemi, będą miały czas rozprzestrze nić się w całej Galaktyce i poza nią. Gdyby życie na Ziemi wymar ło, zmniejszyłyby się możliwości całego Wszechświata. Nasza biosfera może mleć istotne znaczenie dla całego kosmosu, a nie tylko dla Ziemi. Potrafimy z dużym prawdopodobieństwem odtworzyć historię kosmosu aż do pierwszej sekundy po Wielkim Wybuchu. Gdy cofamy się jeszcze bardziej, do pierwszej milisekundy, stąpamy po bardziej grząskim gruncie. Jednak postęp, jaki dokonał się WSTĘP • 13 ostatnio, sprawia, że możemy poważnie zastanawiać się nad pytaniami, które wcześniej miały charakter spekulatywny: dlaczego nasz Wszechświat Jest taki duży? A przede wszystkim: dlaczego w ogóle się rozszerza? Wyzwanie stojące przed następnym Newtonem lub Einsteinem polega na zjednoczeniu sił natury: zinterpretowaniu oddziaływań elektrycznych, jądrowych i grawitacyjnych jako różnych przejawów jednej, pierwotnej siły. Taka unifikacja może występować (i zostać zaobserwowana) tylko przy niezwykle wysokich energiach -prawdopodobnie istniała w pierwszych chwilach Wielkiego Wybuchu, kiedy wszystko, co obserwują astronomowie, było ściśnięte w obszarze mniejszym od piłki golfowej, a fluktuacje kwantowe wstrząsały całą tkanką przestrzeni. Zalążki galaktyk i innych struktur kosmicznych oraz ulotna ciemna materia, która wypełnia nasz Wszechświat, są pozostałościami tej epoki. Metawszechświat Gdy Wszechświat się ochładzał, wypełniająca go szczególna mieszanka energii i promieniowania - a może nawet liczba wymia- rów przestrzennych - mogła powstać tak przypadkowo, jak rysunek lodu na zamarzającym jeziorze. Prawa fizyczne zostały ustalone w czasie Wielkiego Wybuchu. Nasz Wszechświat i rządzące nim prawa muszą mleć (w dobrze zdefiniowanym sensie) dość szczególne cechy, skoro pojawili się ludzie. Musiały powstać gwiazdy, a ich jądrowe piece, dzięki którym świecą, musiały przetworzyć pierwotny wodór w węgiel, tlen i żelazo. Pojawienie się złożonego życia na Ziemi wymagało stabilnego środowiska oraz dużo przestrzeni i czasu. To szczególne dopasowanie, od którego zależy nasze istnienie, może być przypadkowe. Kiedyś tak właśnie sądziłem. Obecnie pogląd ten wydaje ml się jednak zbyt zawężony. To, co zwykle nazywamy Wszechświatem, może być tylko jednym z elementów większego zbioru. Mogą istnieć niezliczone inne wszechświaty, w których obowiązują inne prawa fizyki. Wszechświat, w którym żyjemy, należy do szczególnego podzbioru wszech- 14 • PRZED POCZĄTKIEM światów, umożliwiającego powstanie złożoności i świadomości. Jeśli zgodzimy się z tym poglądem, różne, na pozór szczególne, cechy naszego Wszechświata - przytaczane przez niektórych teologów jako dowody na Istnienie opatrzności czy planu - nie bę dą już niespodzianką. Ta linia rozumowania - poszerzona per spektywa, jaką stwarza metawszechświat - stanowi Jeden z mo tywów tej książki. Idea ta stanowi potencjalnie tak wielkie poszerzenie naszej kosmicznej perspektywy, jak przejście od wyobrażeń przedko- pemikowsklch do świadomości, że Ziemia okrąża tylko przecięt ną gwiazdę na skraju Drogi Mlecznej - jednej z niezliczonych galaktyk. Kosmolodzy mogą obecnie w całkowicie naukowy spo sób zajmować się nową dziedziną fundamentalnych pytań, na te mat których wcześniej jedynie spekulowali w wolnych chwilach. Nasz Wszechświat może być tylko jedną z wysp - w pewnym sensie: jednym atomem - w nieskończonym zbiorze: w kosmicz nym archipelagu. Każdy wszechświat zaczyna się od własnego wielkiego wybuchu, ochładzając się, nabiera kształtu (tworząc swój zestaw praw fizycznych) i przechodzi przez własny cykl ko smiczny. Wielki Wybuch, który dał początek naszemu Wszech światowi, jest w tej wielkiej perspektywie zaledwie drobnym frag mentem skomplikowanej struktury, która rozciąga się dużo dalej, niż mogą sięgnąć nasze teleskopy. Niektórzy kosmolodzy przypuszczają, że w istniejących wszechświatach powstają nowe „wszechświaty potomne". Im- plozja do olbrzymiej gęstości (na przykład w pobliżu czarnej dziury) może zapoczątkować rozszerzanie się nowego, niedostęp nego dla nas obszaru przestrzeni. Niewykluczone, że wszech światy da się nawet wytwarzać - wprawdzie na zrealizowanie tego eksperymentalnego wyzwania nie mamy obecnie wystar czających środków, ale może stać się ono osiągalne, zwłaszcza jeśli weźmiemy pod uwagę, że przed naszym Wszechświatem Jest jeszcze większa część jego życia. Z takim wszechświatem potomnym nie można by wymieniać żadnych informacji, mógłby on jednak zachować jakieś cechy wszechświata, od którego pochodzi. Nasz Wszechświat może być (planowanym lub nie planowanym) rezultatem takiego wydarzenia w jakimś innym ko- WSTĘP • 15 srnosle. Tradycyjny teologiczny dowód przez konstrukcję pojawia się w ten sposób w nowym przebraniu. Najbardziej naturalne byłoby założenie, iż nowe wszechświaty rodzą się martwe, w tym sensie, że nie są w stanie stworzyć środowiska sprzyjającego skomplikowanej ewolucji: mogą istnieć za krótko, mleć niewłaściwą liczbę wymiarów, uniemożliwiać reakcje chemiczne lub mieć inne wady. Niemniej nasz Wszechświat wcale nie musi należeć do najbardziej złożonych: inne kosmosy mogą mleć strukturę bogatszą, niż potrafimy sobie wyobrazić. O książce Natury kosmicznego środowiska nie da się uchwycić za pomocą samej myśli. Kosmologia stała się nauką dzięki nowoczesnym teleskopom i sondom kosmicznym, które badają coraz głębsze obszary przestrzeni, sięgają coraz dalej wstecz w czasie i poszu- kują niezwykłych obiektów, takich jak czarne dziury i struny kosmiczne. Ta książka opisuje pewne istotne elementy tych po- szukiwań, kładąc nacisk na odkrycia i idee, którymi dopiero teraz zaczynają się interesować uczeni. Starałem się jednak nakreślić również tło historyczne i wyjaśnić kilka starych problemów, które przez lata pojawiały się w dyskusjach: natura przesunięcia ku czerwieni, ciemna materia, grawitacja i tak dalej. Wzbogaciłem tekst wspomnieniami o wyjątkowych osobach, jakie spotkałem lub z którymi pracowałem, opisując, w jaki sposób ich podejście do nauki wynikało z ich osobowości, poglądów pozanaukowych, a czasami nawet - obsesji. ««• Oto, co znajdujemy w CoUegiate Dictionary Merriama-Webstera pod hasłem „pióro": Zrogowaciały wytwór naskórka, stanowiący zewnętrzne po- loycte dala ptaków i składający stę ze stosiny, od które) z każ- 16 • PRZED POCZĄTKIEM dej strony odchodzą rzędy promieni, a na nich umocowane są promyki oraz promyki zakończone haczykami, łączące się z promykami sąsiedniego promienia i tworzące ciągłą chorą giewkę. Definicja ta. Jak sądzę, może się przydać komuś o olbrzymiej wiedzy, kto nigdy nie widział ptaka. Wygląda na to, że również niektóre książki o nauce przeznaczone są dla (niemal nie ist niejącej) grupy czytelników, która ma bogate słownictwo, lecz czuje się zakłopotana w kontakcie z liczbami czy równaniami. Na ukowy żargon może być mniej strawny niż proste równania. Starałem się unikać zarówno żargonu, jak i równań. Nie da się Jednak uniknąć liczb. Ponieważ opisujemy kosmos, niektóre z tych liczb muszą być bardzo duże. Istotny jest jednak ich rząd wielkości, a nie dokładna wartość, przedstawiam Je więc w po staci potęg 10(10^, gdzie x oznacza liczbę zer w liczbie, gdy za piszemy ją w normalnej postaci). Niels Bohr, wielki pionier współczesnej fizyki, radził swoim kolegom, aby „mówili tak jasno, jak myślą, ale nie jaśniej". Wy gląda na to, że sam stosował się do tej rady - znany był z ciche go i niezrozumiałego mamrotania. Matematyka, jaką posługują się teoretycy, i przyrządy używane przez obserwatorów mogą rze czywiście wydawać się skomplikowane. Jednak te szczegóły nie muszą obchodzić nikogo poza specjalistami; są to tylko narzędzia, za pomocą których zmagają się oni z wielkimi pytaniami kosmo logii: w jaki sposób powstały gwiazdy, planety i życie? Dlaczego nasz Wszechświat jest taki, jaki jest? Skąd się wzięły prawa, któ re nim rządzą? Czy mogą istnieć inne wszechświaty? Każdy mo że zastanawiać się nad tymi pytaniami i - gdy szukamy po omac ku - specjaliści wyprzedzają laików zaledwie o pół kroku. Niektóre stwierdzenia dotyczące naszego Wszechświata po parte są silnymi dowodami i w tych kwestiach panuje wśród ko smologów powszechna zgoda. Inne jednak są bardzo niepewne lub spekulatywne. Starałem się ich nie pomieszać. Książka ta opisuje niektóre idee składające się na powszechnie akceptowaną wiedzę, jak również przypuszczenia, z którymi nie zgodziliby się moi koledzy. Nie chciałem jednak zamazywać granicy WSTĘP • 17 między tym, co dobrze znane, a tym, czego - przynajmniej na razie - nie wiemy na pewno. Mój kolega z Cambridge, Stephen Hawking, stwierdził w swojej Krótkiej historii czasu, że każde umieszczone w książce równanie zmniejsza jej sprzedaż o połowę. W swej książce trzymał się tej wskazówki i ja również tak robię. Hawking (a może Jego wydawca) doszedł jednak do wniosku, że każda wzmianka o Bogu podwoi sprzedaż. Pomysł ten znalazł uznanie i Bóg pojawił się w tytułach kilku kolejnych książek - Boska Cząstka, Bóg i nowa jizyka i tym podobnych. Pod tym względem nie będę naśladował Stephena. Gdy przedstawiciele nauk przyrodniczych wkraczają na teren teologii lub filozofii, efektem tego może być żenująca naiwność lub dogmatyzm. Kosmologia może mieć bardzo głęboki wpływ na te dziedziny ludzkiej myśli, lecz skromność nie pozwala mi zapuszczać się na te obszary. Zgadzam się raczej z innym kolegą, kosmologiem Josephem Sllkiem, który stwierdził: „Pokora w obliczu wielkich, trudnych zagadek jest prawdziwą filozofią, jaką ma do zaoferowania współczesna fizyka". ROZDZIAŁ l OD ATOMÓW DO ŻYCIA: GALAKTYCZNA EKOLOGIA Jestem czf/cuf Słońca, jak moje oczy stf częścią mnie. O tym, u jestem częścią Ziemi, wiedzą doskonale moje stofy, a moja krew jest cześcuf morza. D. H. LAWRENCE .Podczas tego, jak planeta nasza, ulegając ściśle prawu ciążenia, dokonywała swego obrotu, z tak prostego początku zdołał po- wstać i wciąż się jeszcze rozwija nieskończony szereg form najpiękniejszych i najdziwniejszych".* W ten sposób kończy się O powstawaniu gatunków Karola Darwina. Kosmolodzy cofają się jeszcze dalej niż do wspomnianego przez Darwina „prostego początku" i chcą umieścić nasz Układ Słoneczny w obszerniejszym schemacie ewolucyjnym, sięgającym do powstania Drogi Mlecznej i dalej, aż do chwili, gdy Wszechświat zaczął się rozszerzać w Wielkim Wybuchu. Ośmielamy się więc spekulować: Jakie możliwości niesie ze sobą kosmiczna ewolucja w odległej przyszłości? Czy mogą istnieć inne wszechświaty, rządzone innymi prawami? Jeśli tak, to czy stwarzają one równie sprzyjające warunki do powstania „form najpiękniejszych"? Zagadnienia te będą tematem późniejszych rozdziałów. Aby światło Słońca przebyło drogę do Ziemi, wystarcza 8 minut, natomiast aby dotrzeć do Neptuna i Plutona, najdalszych planet naszego Układu Słonecznego, potrzebuje już kilku godzin. Światło jasnych gwiazd Drogi Mlecznej - innych słońc po- * Przekład Szymona Dicksteina i Józefa Nusbauma [w:] Dzida Karola Darwina. Nakładem Redakcyi „Przeglądu Tygodniowego", Warszawa 1884-5, s. 408. 20 • PRZED POCZĄTKIEM dobnych do naszego - podróżowało do nas przez stulecia. Jed nakże nawet cała Droga Mleczna, Galaktyka, do której należy nasze Słońce, jest tylko jednym z obiektów na pierwszym planie kosmicznego krajobrazu. Nasz obecny horyzont rozciąga się do obiektów położonych tak daleko, że ich światło podróżowało do nas przez kilka miliardów (czyli kilka tysięcy milionów) lat. Nawet gdybyśmy nic nie wiedzieli o przestrzennych skalach. Ja kie ukazują nam współczesne teleskopy, już nasz Układ Słonecz ny związany jest z tak wielkimi skalami czasowymi, że trudno je powiązać z ludzką (czy nawet historyczną) perspektywą. Przy puśćmy, że Stany Zjednoczone istniały zawsze i że gdy powsta wała Ziemia, wyruszyliśmy w podróż ze Wschodniego Wybrzeża, a dotarliśmy do Kalifornii w chwili, gdy umiera Słońce. Aby od być taką podróż, należałoby robić jeden krok co dwa tysiące lat. Zaledwie trzy lub cztery kroki odpowiadałyby całej udokumento wanej historii ludzkości. Co więcej, kroki te stawialibyśmy w po łowie drogi, gdzieś w Kansas - wcale nie pod koniec podróży. Na sze Słońce nie przeżyło jeszcze połowy swojego życia, a my ciągle jesteśmy w „prostym początku" ewolucyjnej opowieści. Słońce i jego metabolizm Słońce i inne gwiazdy są gigantycznymi kulami świecącego ga zu. W ich wnętrzach zmagają się ze sobą dwie siły: grawitacja i ci śnienie. Grawitacja usiłuje ścisnąć wszystko w kierunku środ ka, lecz na skutek zgniatania gaz podgrzewa się i powstające w ten sposób ciśnienie równoważy grawitację. Powierzchnia Słońca jest rozpalona do białości i świeci przy temperaturze 6000 stopni. Aby jednak ciśnienie osiągnęło wystarczającą wiel kość, środek Słońca musi być dużo gorętszy - jego temperatu ra wynosi około 15 milionów stopni. Co powoduje, że Słońce świeci? Gdyby nie było paliwa, grawitacja stopniowo ściskałaby Słońce, a jego ciepło wyciekałoby w przestrzeń kosmiczną. W XIX wieku wielki fizyk szkocki lord Kelvln obliczył, że w takich warunkach Słońce skurczyłoby się do połowy swoich obecnych rozmiarów w ciągu około 10 milio- OD ATOMÓW DO ŻYCIA; GALAKTYCZNA EKOLOGIA • 21 nów lat. Jest to długi czas, ale niewystarczający: zbyt krótki w porównaniu z określonym przez Darwina czasem trwania ewolucji biologicznej i współczesnymi oszacowaniami wieku Ziemi na podstawie warstw geologicznych i erozji. Kelvln uświadomił sobie, że życie Słońca można by przedłużyć tylko wówczas, gdyby Istniało „jakieś nieznane źródło energii powstałe w chwili stwo- rzenia". W latach dwudziestych naszego stulecia stało się jasne, że wchodzi tu w grę energia „subatomowa": słynne równanie Einsteina E=mc2 oznacza, że w całej materii uśpiona jest energia i że zaledwie 1% masy Słońca wystarcza do podtrzymania jego świecenia. Do lat trzydziestych dowiedziano się o energii jądrowej wystarczająco dużo, aby rozwiązać paradoks KeMna. Słońce zasilane jest w wyniku tych samych reakcji, które powodują wybuch bomby wodorowej. Atomy wodoru są najprostszymi atomami, jakie istnieją: ich jądro składa się tylko z jednego protonu. Im gorętszy jest gaz, tym szybciej poruszają się tworzące go atomy. W jądrze Słońca protony zderzają się ze sobą tak silnie, że dochodzi do ich połączenia. W wyniku szeregu reakcji z czterech jąder wodoru (protonów) powstaje jedno jądro helu. Waży ono jednak o 0,7% mniej niż cztery protony, które posłużyły do jego stworzenia. Przekształcenie wodoru w hel prowadzi więc do uwolnienia energii równej 0,007mc2, co wystarcza, aby Słońce świeciło przez kilka miliardów lat. Uwalnianie energii w gwieździe odbywa się w sposób stacjonarny i kontrolowany, a nie wybuchowy, jak w przypadku bomby. Dzieje się tak, ponieważ grawitacja wystarczająco mocno ściska zewnętrzne powłoki gwiazdy, aby „przytrzymać pokrywkę", pomimo olbrzymich ciśnień panujących w jądrze gwiazdy. Słońce pozostaje w takiej równowadze, że synteza jądrowa dostarcza energii w tempie, jakie potrzebne jest do wyrównania straty wydostającego się z jego powierzchni ciepła, od którego zależy życie na Ziemi. Obecnie rozumiemy, jak funkcjonuje Słońce, przynajmniej w ogólnym zarysie. Trwające teraz dyskusje skupiają się na drobniejszych szczegółach: co powoduje powstawanie ciemnych plam i gwałtownych wybuchów na jego powierzchni? Jak możemy badać jego głębokie wnętrze? Czy Słońce świeci jednostajnie, 22 • PRZED POCZĄTKIEM czy też jego Jasność zmienia ale w stopniu wystarczającym, aby wpływać na ziemski klimat? Słońce narodziło się z międzygwiazdowego obłoku. Początko wo prędkość obrotu tego obłoku była ledwo zauważalna, kur cząc się Jednak, obracał się on coraz szybciej (tak jak to robi łyżwiarka, przyciągając do siebie ramiona). Siła odśrodkowa ro sła, aż zrównoważyła grawitację. Wokół rodzącego się w cen trum Słońca powstał wirujący dysk. Formujące się Słońce dalej stopniowo się kurczyło (mniej więcej tak, jak opisywał Kelvin), aż do momentu, gdy jego wnętrze stało się wystarczająco gorące, aby zapoczątkować syntezę wodoru. W tym samym czasie ota czający Słońce dysk stygł, a część Jego materii łączyła się w pył i skały, które następnie utworzyły planety. Słońce, otoczone już wtedy układem planetarnym, osiągnęło stan równowagi, powoli, ale równomiernie łącząc wodór w hel. W wyniku tego procesu powstaje tak wiele ciepła, że do tej po ry Słońce nie zużyło nawet połowy swojego zapasu wodoru, cho ciaż ma już 4,5 miliarda lat. Będzie ono Jeszcze świecić przez 5 miliardów lat, po czym rozszerzy się i przekształci w czerwo nego olbrzyma, gwiazdę tak wielką, że pochłonie ona planety wewnętrzne i spowoduje, iż całe życie na Ziemi przestanie Istnieć. Po fazie czerwonego olbrzyma Słońce odrzuci swoją zewnętrzną powłokę, pozostawiając jądro, które skurczy się do postaci bia łego karła - gęstej, nie większej od Ziemi, chociaż kilkaset ty sięcy razy masywniejszej gwiazdy. Będzie ona oświetlać niebie skim światłem - słabszym niż światło dzisiejszego Księżyca - to, co pozostanie z Układu Słonecznego. Inne gwiazdy W jaki sposób jasność i barwa gwiazdy zależą od jej masy, wieku i składu chemicznego? Astrofizycy potrafią obecnie odpowie- dzieć na takie pytania. Podobnie jak w przypadku Słońca, nauczyli się modelować cykle życia gwiazd, które początkowo są lżejsze lub cięższe od Słońca: mają masę o połowę mniejszą od Słońca, dwa lub cztery razy większą i tak dalej. Masywniejsze OD ATOMÓW DO ŻYCIA: GALAKTYCZNA EKOLOGIA • 23 gwiazdy są jaśniejsze, a ich cykl życiowy - krótszy. W takich obliczeniach jako założeń wyjściowych używa się tego, czego fizycy nauczyli się o atomach i jądrach z doświadczeń laboratoryjnych. Jak jednak sprawdzić takie wyniki? W porównaniu z astronomami gwiazdy żyją tak długo, że dane nam jest oglądać tylko pojedyncze zdjęcie z życia każdej z nich. Mimo to można sprawdzać teorie, badając całe populacje gwiazd. Drzewa również mogą żyć setki lat, ale nawet jeśli nigdy wcześniej nie widziało się drzewa, wystarczy przez jedno popołudnie pospacerować po lesie, aby poznać cykl ich życia: zobaczylibyśmy sadzonki, duże okazy i takie, które są już martwe. Możemy się tu posłużyć malowniczą metaforą Williama Herschela, wielkiego astronoma angielskiego, który pod koniec XVIII wieku odkrył Urana i badał później Drogę Mleczną: Czy nie jest niemal tym samym żyć i oglądać kolejno wzrost, kwitnienie [...] i usychanie rośliny, co w jednej chwili objąć wzrokiem wielką liczbę okazów, z których każdy przedstawia inny etap życia rośliny? Najłatwiej obserwować gwiazdy, gdy znajdują się one w najjaśniejszych fazach ewolucji: dobrze znane gwiazdy, takie jak Betelgeza i Arktur, przechodzą obecnie stadium olbrzyma. Najlepszymi laboratoriami do sprawdzania naszych teorii ewolucji gwiazd są tak zwane gromady kuliste - skupiska liczące nawet milion gwiazd różnej wielkości, połączonych ze sobą przyciąga- niem grawitacyjnym - które powstały w tym samym czasie. Białe karły - „popioły" pozostawione przez gwiazdy podobne do Słońca, które zakończyły już swój cykl życiowy - występują bardzo powszechnie w naszej Galaktyce, ale ponieważ świecą tak słabo, trudniej jest je badać. Gwiazdy, które powstały niedawno, mają bardzo gorące powierzchnie (i są w rzeczywistości niebieskie, a nie białe), ale stopniowo się ochładzają, ponieważ nie mogą wytwarzać wystarczająco dużo energii, by uzupełnić to, co wypromleniowują. Temperaturę białych karłów można odczytać z ich barwy (w miarę ochładzania się stają się coraz bardziej czerwone), co z kolei pozwala nam określić ich wiek (czyli czas, jaki 24 • PRZED POCZĄTKIEM upłynął od chwili, gdy ich macierzyste gwiazdy wyczerpały swo je główne paliwo jądrowe). Najzimniejsze białe kariy liczą kilka mi liardów lat, a to z kolei mówi nam, że niektóre gwiazdy zużyły swoje paliwo jądrowe, zanim jeszcze powstał Układ Słoneczny. Gwałtowna śmierć Nie wszystko we Wszechświecie zachodzi powoli. Czasem gwiaz dy wybuchają gwałtownie jako supernowe. Pojawiająca się w po bliżu nas supernowa rozjaśnia się na kilka tygodni i staje się najjaśniejszą gwiazdą na nocnym niebie. Najsłynniejsze tego ro dzaju zdarzenie zaobserwowano w Chinach. „W dniu chichhou piątego miesiąca pierwszego roku okresu panowania Chlh- Ho" (lipiec 1054 roku) Yang Wel-Te, Wielki Rachmistrz Kalendarza - prawdopodobnie odpowiednik angielskiego Astronoma Królew skiego w starożytnych Chinach - zwrócił się do swojego cesarza w pełnych szacunku słowach: „Chyląc czoło przed Waszą Wyso kością, pragnę donieść, że zaobserwowałem pojawienie się go ścinnej gwiazdy. Gwiazda ta mieniła się lekko żółtym kolorem". Obecnie, niemal tysiąc lat później, obserwujemy pozostało ści po wybuchu dostrzeżonym przez Yang Wei- Te - błękitnawy owal ze strugami gazu rozchodzącymi się ze wspólnego środka. Nosi on nazwę Mgławicy Krab. Przez kilka milionów lat będzie można jeszcze obserwować, jak powoli rozszerza się i blednie, aż tak się rozproszy, że połączy się z rozrzedzonym gazem i py łem, który wypełnia przestrzeń międzygwiazdową. W XX wieku najbliższą supernową zaobserwowano w 1987 roku. Nie znajdowała się ona tak blisko, jak Mgławica Krab, ale była wystarczająco Jasna, aby można ją było szczegółowo badać. W nocy z 23 na 24 lutego łan Shelton, kanadyjski astronom pro wadzący obserwacje w chilijskich Andach, zauważył „nowy" obiekt na południowym niebie, w skupisku gwiazd, znanym jako Wiel ki Obłok Magellana. Pojaśnienie, a następnie stopniowe słabnię cie gwiazdy śledzono nie tylko za pomocą teleskopów optycznych, ale także innych współczesnych metod - teleskopów do obserwacji w zakresie radiowym, rentgenowskim i y - które otwo- OD ATOMÓW DO ŻYCIA; GALAKTYCZNA EKOLOGIA • 25 wyły nam nowe okna na Wszechświat. Teoretycy mieli rzadką szansę sprawdzenia swoich skomplikowanych obliczeń. Kosmiczna alchemia Takie zdarzenia fascynują astronomów. Ale dlaczego kogoś Innego miałyby obchodzić gwiazdy wybuchające tysiące lat świetlnych od nas? Dlaczego miałyby zajmować 99,9% ludzi, których zainteresowania zawodowe dotyczą raczej spraw ziemskich niż kosmicznych? Otóż gdyby nie supernowe, na Ziemi nigdy nie pojawiłyby się złożone formy życia - i z pewnością nie byłoby nas. Na Ziemi występują w naturze 92 rodzaje atomów, ale niektóre z nich są dużo bardziej powszechne niż inne. Na każde 10 atomów węgla przypada średnio 20 atomów tlenu oraz prawie 5 atomów azotu i żelaza. Złoto występuje jednak 100 milionów razy rzadziej niż tlen, a inne pierwiastki - na przykład uran - są Jeszcze rzadsze. Wszystko, co kiedykolwiek napisano za pomocą alfabetu łacińskiego, składa się zaledwie z około 26 liter. Podobnie atomy mogą na olbrzymią ilość różnych sposobów łączyć się w cząsteczki, od tak prostych, jak woda (H^O) czy dwutlenek węgla (CO^), do zawierających tysiące atomów. Najważniejszymi składnikami istot żywych (łącznie z nami) są atomy węgla i tlenu połączone (wraz z innymi) w podobne do łańcuchów cząsteczki o wielkiej złożoności. Nie moglibyśmy istnieć, gdyby te właśnie atomy nie występowały powszechnie na Ziemi. Atomy składają się z kolei z prostszych cząstek. Każdy rodzaj atomu ma charakterystyczną liczbę protonów (o dodatnim ładunku elektrycznym) w jądrze i taką samą liczbę elektronów (o ujemnym ładunku elektrycznym), które krążą wokół niego: jest to tak zwana liczba atomowa. Wodór ma liczbę atomową l, a uran - 92. Jądra wszystkich atomów składają się z tych samych cząstek elementarnych - protonów oraz neutronów - więc nic w tym dziwnego, że jedne mogą się przekształcać w drugie. Dzieje się tak, na przykład, w czasie wybuchu jądrowego, lecz jądra są na tyle odporne, że samorzutnie nie ulegają zniszczeniu podczas 26 • PRZED POCZĄTKIEM procesów chemicznych, które zachodzą w Istotach żywych lub w laboratoriach. Różne rodzaje atomów na Ziemi występują w takich samych proporcjach, jak wtedy, gdy 4,5 miliarda lat temu powstawał Układ Słoneczny: żaden naturalny proces na Ziemi nie może prowadzić do stwarzania lub niszczenia atomów.1* Chcieliby śmy zrozumieć, dlaczego atomy pojawiły się w takich właśnie proporcjach. Moglibyśmy się nad tym nie zastanawiać - może stwórca pokręcił 92 różnymi gałkami? W naturze ludzkiej leży jednak poszukiwanie wyjaśnień, które są mniej ad hoc i próbu ją odnaleźć proste początki skomplikowanych struktur. W tym przypadku astronomowie dysponują już kluczowymi informa cjami: wygląda na to, że Wszechświat rozpoczął się od prostych atomów, które następnie uległy syntezie i przekształciły się w cięższe atomy we wnętrzach gwiazd. Niemniej nawet środek Słońca nie jest wystarczająco gorący, aby dokonać takich przekształceń. Tylko Jądra jasnych, niebie skich gwiazd, jakie znajdują się na przykład w Wielkiej Mgławi cy w Orionie, oraz ekstremalne warunki panujące w trakcie ich wybuchów pod koniec życia mogą przeobrażać metale nieszla chetne w złoto. Gwiazdy 10 razy masywniejsze od Słońca świecą dużo jaśniej i ewoluują w o wiele bardziej skomplikowany i dramatyczny spo sób. Zużywają one swój zapas wodoru (zmieniając go w hel) w cią gu 100 milionów lat - w okresie krótszym niż 1% czasu życia Słoń ca. Grawitacja jeszcze silniej ściska te gwiazdy i temperatura w ich środkach Jeszcze bardziej wzrasta, aż do momentu, gdy jądra he lu same zaczynają się łączyć, tworząc cięższe jądra - węgla (6 pro tonów), tlenu (8 protonów) i żelaza (26 protonów). Struktura tych gwiazd zaczyna przypominać cebulę: powłoka węgla otacza po włokę tlenu, która z kolei otacza powłokę krzemu. Gorętsze we wnętrzne powłoki zbudowane są z kolejnych pierwiastków ukła du okresowego, aż do jądra, które składa się głównie z żelaza. Gdy duża gwiazda zużyje całe swoje paliwo (Innymi słowy, kiedy Jej gorący środek przekształci się w żelazo), staje w obliczu * Przypisy autora, oznaczone liczbami, znajdują się na końcu książki (przyp. red.). OD ATOMÓW DO ŻYCIA; GALAKTYCZNA EKOLOGIA • 27 kryzysu. Gwałtowne zapadanie się powoduje ściśnięcie Jej Jądra do gęstości jądra atomowego i zapoczątkowuje olbrzymią eks- plozję, w której wyniku gwiazda odrzuca zewnętrzne powłoki z prędkością 10 tysięcy kilometrów na sekundę. Wybuch ten przejawia się jako supernowa, eksplozja podobna do tej, w której powstała Mgławica Krab. W skład pozostałości po tym wybu- chu wchodzą wszystkie produkty jądrowej alchemii, dzięki której gwiazda świeciła przez całe swoje życie. W tej mieszance znajduje się dużo tlenu i węgla, powstają także śladowe ilości wielu innych pierwiastków. Obliczony skład tej mieszanki jest ku naszej radości bliski proporcjom, które obserwujemy obecnie w Układzie Słonecznym. Trochę historii Wyjaśnienie sposobu uwalniania się energii wewnątrz Słońca2 zawdzięczamy Hansowi Bethemu, jednemu z głównych pionie- rów fizyki jądrowej w latach trzydziestych. Dokładne obliczenia tego, co dzieje się w jądrach gwiazd, zwłaszcza podczas później- szych i gorętszych etapów, które poprzedzają wybuch supernowej, wymagają rozważenia wielu złożonych reakcji; obliczenia takie musiały poczekać na potężne komputery. Wynik rachunków zależy w subtelny sposób od szczegółów fizyki jądrowej. (Niektóre metody używane w tych zawiłych obliczeniach stworzyli specjaliści od projektowania broni jądrowej. Nic więc dziwnego, że pierwsze szczegółowe rachunki dotyczące supernowych przeprowadzono w amerykańskim Laboratorium Llvermore i w podobnych instytucjach oraz w ich radzieckich odpowiednikach). Jaki związek mają gwiazdy z pierwiastkami występującymi wokół nas - dlaczego atomy węgla i żelaza występują powszechnie, a atomy złota są tak rzadkie? Jako pierwszy zrozumiał to Fred Hoyle, gdy zajmował się tym problemem w chwilach wolnych od pracy nad skonstruowaniem radaru w czasie drugiej wojny światowej. Gdyby Fred Hoyle urodził się 10 lat wcześniej, mógłby uczestniczyć w triumfalnych osiągnięciach heroicznej ery fizyki teore- 28 • PRZED POCZĄTKIEM tycznej między rokiem 1925 a 1930. W ciągu tych kilku lat sfor mułowano teorię kwantową, która uporządkowała pozornie pa radoksalne własności atomów, elektronów i promieniowania. Wszyscy naukowcy - niezależnie od tego, czy są kosmologami, czy biologami - muszą się zgodzić, że mechanika kwantowa prze-; wyższa wszystkie Inne rewolucje myśli ludzkiej, jeśli wziąć pod '• uwagę zakres naukowych implikacji oraz wpływ, jaki jej nieln- tulcyjne konsekwencje wywarły na nasze spojrzenie na naturę. Mikroświatjest równie niezwykły Jak kosmos. Tego odkrycia nie dokonał Jednak Jeden człowiek na miarę Einsteina - podwaliny nowego poglądu na mikroświat stworzyła błyskotliwa drużyna: Erwin Schródlnger, Wemer Helsenberg i Pauł Dirac. Koniec lat trzydziestych był okresem konsolidacji po rewolu cyjnych, pełnych nowych Idei latach dwudziestych. Dirac, będąc już wtedy profesorem w Cambridge, w rozmowie z Hoyle'em, któ ry właśnie skończył studia, stwierdził, że: „W roku 1926 na ukowcy, którzy nie byli wcale bardzo dobrzy, mogli dokonywać ważnych odkryć w badaniach podstawowych w fizyce. Obecnie (19381 nawet ci, którzy są bardzo dobrzy, nie potrafią znaleźć ważnych problemów do rozwiązania". Hoyle postanowił więc za jąć się gwiazdami. Wykorzystał to, co wiedział o Jądrach atomo wych, aby się przekonać. Jak mogą się zachowywać w ekstre malnie wysokich temperaturach. Hoyle wiedział, ze cięższe atomy, znajdujące się dalej w ukła dzie okresowym, występują na Ziemi rzadziej. Magnez i krzem są mniej powszechne niż tlen, a metale szlachetne -Jeszcze milion razy rzadsze. Istnieje Jednak wyjątek od tej reguły: 26 pierwia stek, żelazo, oraz jego sąsiedzi z układu okresowego występują stosunkowo powszechnie. Hoyle wiedział z fizyki jądrowej, że żelazo i Jego sąsiedzi to jądra atomowe o najwyższej energii wią zania. Są one najbardziej stabilne i aby je rozbić lub przekształ cić w Jeszcze cięższe Jądra, należy dostarczyć energii. Czy w wy niku reakcji jądrowych mogą więc powstać różne pierwiastki chemiczne? Nawet bez znajomości wszystkich wchodzących w grę reakcji można śmiało stwierdzić, że Jądra podobne do żelaza trudno Jest zniszczyć, gdy już powstaną. Względne obfitości pierwiastków kończyłyby się więc na „maksimum żelaza". on ATOMÓW DO ŻYCIA; GALAKTYCZNA EKOLOGIA • 29 Takie przetwarzanie wymaga jednak środowiska, w którym rzeczywiście może zachodzić przemiana jednych jąder w inne. Cięższe jądra są pod tym względem bardziej wymagające: odpychała się wzajemnie silniej, ponieważ mają większe ładunki elektryczne (jądro żelaza ma ładunek 26 protonów). Aby je połączyć lub rozbić, potrzeba więcej silnych zderzeń, niż, na przykład, dla przekształcenia wodoru (ładunek równy l) w hel (ładunek 2). prędkość atomów w gazie zależy od jego temperatury, przemiany takie wymagają więc ekstremalnych temperatur. Synteza wodoru w Słońcu zachodzi w temperaturze 15 milionów stopni. Hoyle oszacował jednak, że środowisko, w którym można wy- kuwać pierwiastki z okolic „maksimum żelaza", musi być jeszcze 100 razy gorętsze -jego temperatura powinna przekraczać miliard stopni. Hoyle opublikował swoje przewidywania w roku 1946. Dowodził, że wszystkie ciężkie pierwiastki na Ziemi powstały z prostszych jąder we wnętrzach gwiazd, które w późniejszych etapach ewolucji osiągnęły temperatury miliarda stopni. Gwiazdy podobne do Słońca nigdy nie stają się tak gorące, jak przewidywał Hoyle. Ale może dotyczy to bardzie) masywnych gwiazd? Hoyle znalazł potwierdzenie swoich idei w częstości występowania pierwiastków na Ziemi. Czy są one jednak w jakimkolwiek sensie typowe dla kosmosu? Pod jednym względem z pewnością nie. Wodór i hel są zbyt ulotne, aby powstająca Ziemia zdołała je zatrzymać, więc te dwa najlżejsze pierwiastki (o których wiemy, że występują znacznie powszechniej na Słońcu) nie są odpowiednio reprezentowane na naszej planecie. Niemniej proporcje innych pierwiastków pozostają w przybliżeniu takie jak w całym Układzie Słonecznym. A co z pozostałymi gwiazdami we Wszechświecie? Z czego się one składają? Sto pięćdziesiąt lat temu francuski filozof Auguste Comte stwierdził, że na to pytanie nigdy nie będziemy w stanie odpowiedzieć. W swoim dziele: Cours de philosophie posttwe [Wy-Idadjilozofu pozytywne]) napisał: „Nigdy nie będziemy mogli badać, jakąkolwiek metodą, ich składu chemicznego ani struktury mineralogicznej. [...] Nasza pozytywna wiedza o gwiazdach z konieczności ogranicza się do ich cech geometrycznych i zjawisk 30 • PRZED POCZĄTKIEM mechanicznych". Zanim jednak dobiegło końca XIX stulecie, astronomowie mogli Już studiować bogate informacje, jakie nie sie światło gwiazd. Gdy światło przechodzi przez pryzmat i roz szczepia się na widmo, widzimy wiele mówiące barwy różnych substancji - tlenu, sodu, węgla i całej reszty. Hel, drugi pierwia stek układu okresowego, nie był znany na Ziemi aż do chwili, gdy jego charakterystyczne linie widmowe zaobserwowano w wid mie Słońca. Gwiazdy składają się z tych samych rodzajów ato mów, które znajdujemy na Ziemi. Bardziej wymagające zadanie - które ciągle absorbuje wielu astrofizyków - polega na wykorzy staniu tych widm do określenia. Jak powszechne są poszczegól ne pierwiastki w różnych gwiazdach i mgławicach. Wprowadzenie w czyn pomysłu Hoyle'a wymagało lepszych da nych na temat reakcji jądrowych, które odgrywały szczególnie Istotną rolę. Hoyle'owl udało się zachęcić W. A. (Willy'ego) Fowle- ra, fizyka z Califomla Institute ofTechnology (Caltech), aby skie rował wysiłki swojego laboratorium na pomiary interesujące z punktu widzenia astronomów. Pełny schemat kosmicznej nu- kleogenezy, w postaci znanej w roku 1957, został opisany przez Hoyle'a i Fowlera w długim jak książka artykule, którego współau torami byli również ich koledzy, Geofirey i Margaret Burbidge'owle. Ten klasyczny artykuł - znany wszystkim astronomom jako B^H, od Inicjałów jego czterech autorów - wytrzymał próbę czasu. Najważniejszy postęp, jaki dokonał się od tamtych lat, doty czył pierwiastków znajdujących się dalej niż żelazo w układzie okresowym - ponieważ żelazo jest najsilniej związanym jądrem, powstawanie cięższych jąder, takich jak ołów i uran, wymaga dostarczenia, a nie uwolnienia energii. Kluczowe idee dotyczą ce tego problemu zawdzięczamy młodszym amerykańskim współ pracownikom Hoyle'a, którzy pracowali z nim w czasie regular nych letnich wizyt w jego instytucie w Cambridge. Zaproponowali oni teorię wybuchowej nukleosyntezy, zachodzącej podczas eks plozji supernowej, gdy materia zostaje silnie podgrzana przez falę uderzeniową, która odrzuca ją od gwiazdy. Dlaczego atomy węgla i tlenu występują na Ziemi tak powszechnie, a złoto i uran są tak rzadkie? Na to proste pytanie potrafimy już odpowiedzieć - ale odpowiedź ta musi brać pod uwagę gwiaz- OD ATOMÓW DO ŻYCIA; GALAKTYCZNA EKOLOGIA • 31 . jrtóre ponad 5 miliardów lat temu, zanim powstał Układ Słoneczny. wybuchły w Drodze Mlecznej. Kosmos jest jednością. Aby zrozumieć siebie, musimy zrozumieć gwiazdy. Powstaliśmy z gwiezdnego pyłu - z popiołów dawno umarłych gwiazd. Ekologia Drogi Mlecznej W swojej książce The Periodic Tobie [Uldad okresowy) Primo Levl opisuje pełną przygód historię typowego atomu węgla na Ziemi: Leży sobie związany z trzema atomami tlenu i jednym ato mem wapnia w kawałku wapienia. Potem wycinają go, wkła dają do wapiennika i odlatuje. Atom unosi się z wiatrem, to opada na ziemię, to wzlatuje na wysokość 10 kilometrów. Wdycha go sokół, [...] trzy razy rozpuszcza się w morzu i wy dostaje z niego. W końcu zaczyna swoją przygodę z organi zmami żywymi. Przypadkiem ociera się o liść, wpada do środ ka i zostaje tam przygwożdżony promieniami Słońca. W jednej chwili, jak owad złapany przez pająka, atom węgla zostaje oddzielony od swojego tlenu, łączy się z wodorem i sta je się częścią łańcucha życia. [...] Włącza się do krwiobiegu, puka do drzwi komórki nerwo wej, wchodzi i wypiera stamtąd atom węgla, który był jej czę ścią. Komórka ta jest częścią mózgu, mojego mózgu; ta wła śnie komórka, a w niej ten właśnie atom są odpowiedzialne za to, że piszę, uczestnicząc w tej tajemniczej grze, której nikt dotąd nie opisał. Prowadzi on moją rękę tak, aby postawiła na papierze tę kropkę, właśnie tę. Teoria ewolucji gwiazd i nukleogeneza, niewątpliwy tryumf astrofizyki XX wieku, pozwala dopisać pierwsze rozdziały historii każdego atomu z czasów przed powstaniem Ziemi. Galaktyka przypomina olbrzymi system ekologiczny. Wewnątrz gwiazd pierwotny 32 • PRZED POCZĄTKIEM wodór przekształca się w podstawowe cegiełki życia: węgiel, tlen, żelazo i resztę. Część tych atomów wraca do przestrzeni między- gwiazdowej i wchodzą one w skład nowego pokolenia gwiazd. Nasza Galaktyka, Droga Mleczna, to olbrzymi dysk o średni cy 100 tysięcy lat świetlnych, zawierający 100 miliardów gwiazd. Jej najstarsze gwiazdy powstały ponad 10 miliardów lat temu. Pierwotna materia zawierała tylko najprostsze atomy - nie było w niej węgla, tlenu ani żelaza. Nasze Słonce, gwiazda w śred nim wieku (niektóre gwiazdy są ponad dwa razy starsze), naro dziło się 4,5 miliarda lat temu. Do tego czasu kilka pokoleń ma sywnych gwiazd mogło przeżyć już całe swoje życie. Interesujące z chemicznego punktu widzenia atomy - istotne dla powstania złożoności i życia - pojawiły się właśnie wewnątrz tych gwiazd. Podczas wybuchu supernowej umierające gwiazdy wyrzuciły te atomy w przestrzeń międzygwiazdową. Atom węgla, który powstał z helu i został wyrzucony w trak cie eksplozji supernowej, mógt wędrować między gwiazdami przez setki milionów lat. Następnie mógł trafić do obłoku materii mię- dzygwiazdowej, który pod wpływem własnej grawitacji zapadł się, tworząc gwiazdy. Mógł się znaleźć w jądrze jakiejś nowej, ja snej gwiazdy i przeobrazić w atom pierwiastka, który znajduje się dalej w układzie okresowym (na przykład krzemu lub żelaza), a następnie wydostać w przestrzeń kosmiczną dzięki kolejnemu wybuchowi supernowej. Mógł też trafić do mniej masywnej gwiaz dy, otoczonej wirującym gazowym dyskiem, który uległ fragmen- tacji, tworząc świtę planet. Niewykluczone, że gwiazdą tą było nasze Słońce. Atom węgla mógł również znaleźć się w powstają cej właśnie Ziemi i odegrać swoją rolę w procesach geologicz nych, które kształtowały powierzchnię naszej planety, lub w pro cesach chemicznych, dzięki którym powstały i ewoluowały gatunki, kończąc może nawet w komórce mózgu Primo Leviego. Mimo prawidłowości, jakie obserwujemy we względnych pro porcjach węgla, tlenu, sodu i innych ciężkich pierwiastków, ich ilości w stosunku do wodoru nie są wszędzie takie same. Naj mniej obficie występują w najstarszych gwiazdach. Oczywiście, tego właśnie się spodziewamy. Jeśli ciężkie pierwiastki rzeczywiście powstawały stopniowo, w kolejnych pokoleniach gwiazd. OD ATOMÓW DO ŻYCIA; GALAKTYCZNA EKOLOGIA • 33 Najstarsze gwiazdy, rodząc się w młodej galaktyce, utworzyły się z materii, która nie była jeszcze tak zanieczyszczona jak obec- nie (i jak wtedy, gdy formowały się młodsze gwiazdy). Druga prawidłowość polega na tym, że obfitości cięższych pierwiastków są wyższe w miejscach, gdzie gwiazdy powstają najszybciej i materia przetwarzana jest bardziej efektywnie. W młodości nasza Galaktyka nie znała węgla, tlenu i żelaza, chemia byłaby więc wówczas śmiertelnie nudną dziedziną. Zanim powstały złożone związki chemiczne i mógł się pojawić Układ Słoneczny, stare gwiazdy musiały wykonać dużą pracę, która polegała na syntezowaniu, tworzeniu i ponownym przetwarzaniu pierwiastków chemicznych. Atomy węgla - znajdujące się w każdej komórce twojej krwi czy mózgu, a także w farbie