Un adult care cântărește în jur de 70 de kilograme este format din circa 7×1027 atomică, adică aproape 10 miliarde de miliarde de miliarde de atomi. Dintre aceștia, cam 63% sunt atomi de hidrogen, 24% atomi de oxigen, 12% atomi de carbon și 0,6% atomi de azot. Restul de 0,4% includ atomi din alte circa 37 de elemente. Marea întrebare este cum s-au format acești atomi și cum au ajuns să ne formeze pe noi, oamenii, așa cum ne știm. Teorii sunt destule, dar atunci când știința caută răspunsuri certe, adecvate, dovezile nu întârzie să apară. Joni Mitchell a spus în anul 1970 că „suntem praf de stele”. Chiar dacă afirmația sa sună poetică, nu este departe de adevăr – de fapt, chiar acest lucru o susțin și oamenii de știință: toate ființele vii provin din praf de stele, rezultat în urma exploziilor.
Cum au evoluat nucleele elementelor?
Modelul Big Bangului nu reușește să explice cum s-au format nucleele elementelor mai grele decât heliul, cu excepția unor vagi urme de litiu, din „supa încinsă” de cuarci, electroni și fotoni creată prin eliberarea de energie de la Big Bang, înainte ca expansiunea și răcirea Universului să oprească procesul de fuziune. În anul 1950, Martin și Barbara Schwarzschild au descoperit că stelele mai vechi conțin semnificativ mai multe elemente grele decât cele tinere. Acest lucru a oferit un prim indiciu semnificativ cu privire la felul în care s-ar fi putut forma nucleele mai mari. În 1957, Hoyle și colaboratorii lui au publicat articolul fundamental în care au stabilit actuala teorie cosmologică cu privire la formarea elementelor grele în interiorul stelelor.
Ei au concluzionat că motivul de bază pentru care o teorie a originii stelare pare să ofere metoda promițătoare a sintetizării elementelor este acela că structura schimbătoare a stelelor în timpul evoluției lor oferă o succesiune de condiții în care pot apărea multe tipuri de procese nucleare. Astfel, temperatura internă poate varia de la câteva milioane de grade, când reacția în lanț pp (proton-proton) începe să opereze, până la temperaturi de până la 1010, când au loc exploziile supernovelor. Densitatea centrală poate varia de asemenea cu factori de circa un milion. Scările temporale variază de la perioade de miliarde de ani – durata de viață normală a stelelor – până la perioade de ordinul zilelor, minutelor sau secundelor, caracteristice procesului de explozie.
Deși, de atunci detaliile au fost mult rafinate, niciun cosmolog nu a contrazis cu argumente în esență serioase această teorie, care este susținută de dovezi spectroscopice. Prin urmare, pare a fi viabil din punct de vedere științific să concluzionăm faptul că toate elementele de origine naturală – mai grele decât heliul – s-au format prin procesul de nucleosinteză stelară. Stelele variază de la cele care au o masă de 10 ori mai mică decât masa Soarelui, până la cele care au o masă de 60 de ori mai mare decât a Soarelui. Mărimea stelei determină „produsul” procesului de nucleosinteză – „protostelele” nu devin niciodată suficient de fierbinți încât să înceapă acest proces de fuziune nucleară, în vreme ce acelea cu mese mai mari ard prea repede înainte de a deveni stele stabile (de fapt, nici nu pot deveni stele stabile).
Pentru stelele mici și medii, cu masa de până la 8 ori mai mare decât masa Soarelui, heliul este produs în miezul stelei, printr-o serie de fuziuni nucleare numită lanț proton-proton, în care protonii (nucleele de hidrogen) fuzionează într-un lanț de reacții producând heliu -4 și energie sub formă de căldură și lumină. Această eliberare de energie în exterior contrabalansează forța gravitațională a contracției din interior, astfel încât steaua rămâne stabilă vreme de miliarde de ani. După ce tot hidrogenul din miez s-a consumat, nu se mai eliberează energie de fuziune, iar steaua începe să intre în colaps. Energia sa gravitațională potențială se transformă în energie cinetică, încălzind steaua aflată în contracție – deci, mai densă. Hidrogenul din straturile de mijloc devine suficient de fierbinte pentru a începe să fuzioneze, ceea ce duce la formarea unui înveliș de heliu în jurul miezului de heliu.
Căldura provenită din aceste reacții face ca straturile exterioare ale stelei să se extindă, care va crește mult în raport cu dimensiunea inițială. Expansiunea răcește straturile exterioare, iar lumina emisă de ele are o lungime de undă mai mare. Prin urmare, steaua va deveni „o gigantă roșie”. Miezul de heliu al stelei continuă să se contracte până când temperatura ajunge la 100 de milioane de grade Kelvin. Este o temperatură suficient de mare pentru ca heliul să fuzioneze în carbon, eliberând energie care stopează colapsul gravitațional și produce o nouă perioadă de stabilitate. În funcție de mărimea stele i – și, astfel, de potențialul ei de a genera, prin procesul de contracție gravitațională, temperaturi tot mai mari ale miezului –, acest proces fie se oprește, fie continuă.
În cazul unei stele cu masa de 2-8 mase solare, în miezul și în straturile ei sunt generate diferite temperaturi care fac să apară diverse produse de fuziune, în vreme ce straturile exterioare sunt expulzate sub formă de vânt stelar. În cazul unei stele cu masa de circa 8 mase solare, reacțiile termonucleare vor duce la fuziunea azotului în carbon, a azotului în oxigen și așa mai departe, în cazul elementelor cu număr atomic tot mai mare, până la fier. O stea cu masa de 8 până la 60 de ori mai mare decât masa solară, trece printr-un proces similar, dar mult mai rapid, de nucleosinteză care produce o supergigantică roșie cu straturi succesive de produse de fuziune – în mod asemănător cu foile unei cepe. După ce miezul ei ajunge să fie format numai din fier (care nu eliberează energie atunci când fuzionează, pentru că este cel mai stabil dintre toate elementele), supergigantica devine supernovă.
Nucleosinteza elementelor în stadii succesive ale stelelor mari
Căldura intensă a unei supernove creează un flux consistent de neutroni care sunt captați foarte rapid de nucleele atomice pentru a genera nuclee mai grele, instabile, care se dezintegrează în alte elemente stabile, precum aurul, și în majoritatea elementelor radioactive de origine naturală (toriul, uraniul), care sunt aruncate de explozie în spațiul interstelar rece. Deoarece nucleele situate între heliu și carbon nu sunt foarte stabile, în stele se produc cantități mici de litiu, bor și beriliu. Se crede că acestea sunt create mai ales atunci când razele cosmice – considerate a fi electroni și nuclee expulzate de supernove cu o viteză apropiată de cea a luminii – se ciocnesc cu gazul și praful interstelare. În urma ciocnirii, se desprind fragmente care formează nucleele unor elemente mai ușoare.
Tabelul de mai jos sintetizează produsele principale și secundare ale nucleosintezei stelare, dar și informații privitoare la temperaturile la care au loc reacțiile și cât durează (în ani) procesul de consumare al combustibilului nuclear la aceste temperaturi, exprimate în miliarde de grade Kelvin (conform James C. Lochner et al., 2005).
| Combustibil | Produs principal | Produse secundare | Temperatură (miliarde de grade Kelvin) | Durată (ani) |
| H | He | N | 0,03 | 1×107 |
| He | C, O | Ne | 0,2 | 1×106 |
| C | Ne, Mg | Na | 0,8 | 1×103 |
| Ne | O, Mg | Al, P | 1,5 | 0,1 |
| O | Si, S | Cl, Ar, K, Ca | 2,0 | 2,0 |
| Si | Fe | Ti, V, Cr, Mn, Co, Ni | 3,3 | 0,10 |
Formarea atomilor și evoluția acestora
La temperaturi mari (așadar, la energii mari) materialul unei stele este plasma: un gaz haotic format din nuclee de elemente, încărcate pozitiv, electroni, încărcați negativ, plus neutroni și fotoni, adică particule de energie electromagnetică. După ce o stea „și-a epuizat” combustibilul nuclear și intră în colaps gravitațional, supernova își aruncă cea mai mare parte a plasmei în spațiul interstelar rece. Atunci când temperatura plasmei coboară sub pragul de 3000 K, aceste nuclee captează electroni, formând atomi neutri și molecule stabile în acord cu principiul care prevede conservarea energiei, principiul conservării sarcinii și cu legea interacțiunii de natură electromagnetică.
Principiile conservării și legea sunt necesare, dar nu și suficiente pentru a explica motivul care vizează de ce electronii încărcați negativi nu sunt atrași în interiorul nucleelor încărcate pozitiv. Rezolvând această problemă, teoria cuantică a revoluționat felul în care reușim să înțelegem materia la scară mică. Legile mecanicii cuantice și principiul de excluziune al lui Pauli chiar ne furnizează explicația științifică actuală privitoare la procesul prin care din plasma stelară răcită s-au format principalele componente ale ființelor umane.
Legile mecanicii cuantice
Conform teoriei cuantice, ceva atât de mic precum un electron se comportă ca și cum ar fi, în același timp, o particulă și o undă. Un electron încărcat negativ poate interacționa cu un nucleu încărcat pozitiv doar înconjurându-l pe o orbită în formă de cochilie (orbital), care are o energie discretă, notată E2. Electronul pierde o cuantă de energie – E –, căzând pe un orbital cu energie mai mică, notată E1, fenomen reprezentat prin relația E = E2 – E1 = hv. Probabil vă sună destul de cunoscut: h este constanta lui Planck, iar v este de fapt frecvența energiei pierdute ca radiație electromagnetică. Invers, un electron poate câștiga energie absorbind o cuantă de energie și „sărind” de pe un orbital cu energie mai mică pe un orbital cu energie mai mare.
Fiecare orbital este numit printr-un număr cuantic n, o funcție a distanței electronului față de nucleu. Alte trei numere cuantice specifică felul în care un electron interacționează cu nucleu: l, numărul cuantic angular (denotă forma orbitalului), mi, numărul cuantic magnetic (denotă orientarea orbitalului) și ms, numărul cuantic de spin (denotă direcția spinului electronului pe axa sa de orientare). Soluțiile ecuațiilor mecanicii cuantice care descriu aceste interacțiuni indică distribuțiile probabile ale electronului în jurul nucleului. Chiar și așa, ele permit un număr inimaginabil de mare de tipuri de atomi posibile, fiecare având stări de energie diferite pentru fiecare element.
Principiul de excluziune al lui Pauli
Principiul de excluziune al lui Pauli spune că doi electroni dintr-un atom sau dintr-o moleculă nu pot avea aceleași numere cuantice. Nici în acest caz nu a existat vreo teorie care să ne explice de ce trebuie să se întâmple așa, dar intuiția lui Pauli a permis mecanicii cuantice să fie în fidel în concordanță cu observațiile și experimente. Principiul lui Pauli este diferit de alte legi fizice, în primul rând pentru că nu ține cont de distanță sau de timp, și nu are nimic de spus despre comportamentul unui electron individual, ci se aplică doar unor sisteme formate din doi sau mai mulți electroni. În consecință, explică starea unui element (gaz, lichid sau solid) și cum de poate să aibă o stare metalică sau cristalină, precum și tabelul periodic în care sunt grupate elementele conform proprietăților lor fizico-chimice.
114 elemente cunoscute și alte 4 a căror existență este prezisă sunt dispuse pe rânduri orizontale în funcție de numărul atomic, adică numărul de protoni din nucleul atomic. Rândurile sunt așa aranjate încât elementele care au aproximativ aceleași proprietăți chimice să apară în aceeași coloană (grup), iar fiecare rând să se încheie cu un gaz nobil.
Atomii formați prin răcirea plasmei de nuclee și electroni aruncate în spațiul interstelar se leagă și evoluează în forme mai complexe. Acest proces vizează obținerea stării cele mai stabile și cu energia cea mai scăzută. În practică, asta înseamnă configurația electronică cea mai apropiată de starea în care orbitalii din stratul de valență conțin cel mai mare număr de electroni permis de principiul de excluziune al lui Pauli. Atomii gazelor nobile au această configurație în mod natural și sunt stabili. Alți atomi au stabilitate legându-se cu unul sau mai mulți electroni de același fel, printr-una din următoarele 4 metode:
- Legătura ionică (prin schimb de electroni);
- Legătura covalentă (prin electroni puși în comun);
- Legătura metalică;
- Legătura Van der Waals.
Cu toate că există mai multe opinii cu privire la formarea atomilor de heliu, teoria științifică acceptată în general, bine susținută de observații spectroscopice, este aceea că nucleele simple de hidrogen au evoluat formând nucleele tuturor celorlalte elemente de origine naturală, prin intermediul reacțiilor de fuziune în lanț, al captării de neutroni și al dezintegrării in interiorul stelelor și în supernove. Aceste procese au fost întreținute de transformări succesive ale energiei gravitaționale potențiale în energie cinetică când stelele de diferite mărimi au început să se contracte pe măsură ce combustibilul nuclear specific fiecărui stadiu se consumase, plus energia generată de colapsul gravitațional când stelele, rămase fără combustibil nuclear, au devenit supernove.
Nucleele încărcate pozitiv, laolaltă cu electronii încărcați negativ, au fost aruncate de către supernove în spațiul interstelar rece. Aici au devenit atomi și molecule neutre, proces întreținut în principal de fluxurile de energie în concordanță nu doar cu principiul conservării energiei și sarcinii și cu legea forței electromagnetice, ci și cu legile mecanicii cuantice și cu principiul de excluziune al lui Pauli. Prin urmare, Universul în care trăim nu doar că este complex, dar are o dinamică aliniată fidel legilor fizicii care îl guvernează.
La scară mică, materia a evoluat de la o stare simplă la stări din ce în ce mai complexe. Cele mai complexe molecule au fost descoperite pe o planetă – pe planeta Terra. Condițiile de pe Pământ au furnizat mediul propice evoluției celui mai complex sistem molecular cunoscut până acum: ființa umană! În realizarea acestui articol, am folosit drept sursă de documentare cartea Cosmosapiens. Evoluția omului de la originile universului, scrisă de John Hands (apărută la Editura Humanitas, 2022, în excepționala traducere a lui Carmen Strungaru și Doru Casian). Dacă vă interesează acest subiect, vă recomand cu încredere și alte cărți din colecția științifică a editurii.
