Das Universum ist dem Untergang geweiht: Die Sterne werden erlöschen, die Galaxien werden verschwinden. Es wird ein Moment kommen, in dem jede organisierte Materie wahrscheinlich aufhört zu existieren - und auch die Existenz von Leben und Geist wird zu Ende gehen. In dem von Natalya Lisova ins Russische übersetzten Buch "Bis zum Ende der Zeit: Bewusstsein, Materie und die Suche nach Bedeutung in einem sich verändernden Universum" (Verlag "Alpina Non-Fiction") erzählt der theoretische Physiker Brian Green, wie die Menschheit hineinpasst die kolossale Länge der Zeit, wie vielleicht das Ende von allem, was existiert, und wie die Leute versuchen, seinen Ansatz zu begreifen. N + 1 lädt seine Leser ein, eine Passage über den Ursprung von Elementen zu lesen, komplexen und einfachen Atomen, die alles bilden, was im Universum existiert.
Herkunft der Elemente
Zermahlen Sie jedes zuvor lebendige Objekt, nehmen Sie seine komplexen molekularen "Maschinen" aus - und Sie werden eine Fülle von sechs Arten von Atomen finden, die immer gleich sind: Kohlenstoff, Wasserstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Phosphor und Schwefel. Woher kommen diese lebensnotwendigen atomaren Zutaten? Die Antwort auf diese Frage ist eine der größten Erfolgsgeschichten der modernen Kosmologie.
Das Rezept für den Bau eines Atoms, egal wie kompliziert es ist, ist ziemlich einfach. Verbinden Sie die erforderliche Anzahl Protonen mit der erforderlichen Anzahl von Neutronen, pressen Sie sie zu einer dichten Kugel (Kern), umgeben Sie sie mit Elektronen in einer der Anzahl der Protonen entsprechenden Menge und starten Sie die Elektronen in bestimmte, von der Quantenphysik vorgeschriebene Bahnen. Das ist alles. Das Problem ist, dass die Bestandteile eines Atoms im Gegensatz zu Lego-Teilen nicht einfach eingeklickt werden können. Sie ziehen sich stark an und stoßen sich gegenseitig ab, was das Bauen des Kernels zu einer entmutigenden Aufgabe macht. Insbesondere Protonen haben die gleiche positive elektrische Ladung, daher sind enormer Druck und Temperatur erforderlich, um sie gegen gegenseitige elektromagnetische Abstoßung zu pressen und nahe genug zu bringen, um von einer starken Kernkraft dominiert zu werden, die sie in einer mächtigen subatomaren Umarmung vereinen kann.
Die unvorstellbaren Bedingungen unmittelbar nach dem Urknall übertrafen in ihrer Extremität alles, was später geschah, und daher scheint die damalige Umgebung durchaus geeignet, elektromagnetische Abstoßung zu überwinden und Atomkerne zusammenzubauen. Man könnte annehmen, dass sich in einer unglaublich dichten und energetischen Suppe aus kollidierenden Protonen und Neutronen auf natürliche Weise alle Arten von Agglomerationen gebildet haben sollten, die das Periodensystem einer Ordnungszahl nach der anderen bilden. Diese Hypothese wurde Ende der 1940er Jahre aufgestellt. Georgy Gamov (ein ehemaliger sowjetischer Physiker, der 1932 beim ersten Fluchtversuch aus der UdSSR in einem hauptsächlich mit Kaffee und Schokolade gefüllten Kajak das Schwarze Meer überqueren wollte) und sein Doktorand Ralph Alfer.
Sie hatten teilweise recht. Ein Problem, das Gamow und Alfer sahen, war, dass die Temperatur des Universums für die ersten Momente seiner Existenz zu hoch war. Der Weltraum wimmelte von außerordentlich energiegeladenen Photonen, die jede entstandene Proton-Neutronen-Verschmelzung zerstören würden. Aber – und das haben sie auch verstanden – nur etwa anderthalb Minuten später (und anderthalb Minuten sind eine lange Zeit, wenn es um die Hurrikan-Geschwindigkeit geht, mit der sich das neugeborene Universum entwickelt hat) hat sich die Situation geändert. Zu diesem Zeitpunkt war die Temperatur deutlich abgesunken, sodass die Energie eines typischen Photons die starke Kernwechselwirkung in ihrer Größenordnung nicht mehr überstieg, was die schließlich gebildeten Allianzen von Protonen und Neutronen überleben ließ.
Das zweite Problem, das später auftauchte, war, dass der Aufbau komplexer Atome ein heikler und zeitaufwändiger Prozess ist. Es erfordert eine ganz bestimmte Reihe aufeinanderfolgender Schritte, in denen die vorgeschriebenen Mengen an Protonen und Neutronen in verschiedenen Kombinationen miteinander verschmolzen werden, dann müssen diese Klumpen zufällig auf ganz bestimmte komplementäre Klumpen treffen, mit ihnen verschmelzen und so weiter. Wie bei einem komplexen Gourmet-Rezept ist auch die Reihenfolge der Zutaten wichtig. Dieser Prozess wird noch raffinierter, da einige Zwischenkombinationen instabil sind, dh nach der Bildung dazu neigen, sich schnell aufzulösen, alle kulinarischen Zubereitungen vereiteln und die Atomfusion verlangsamen. Diese Verzögerung ist sehr wichtig, da der stetige Temperatur- und Dichteabfall während der schnellen Expansion des frühen Universums bedeutet, dass sich das Zeitfenster für die Fusion schnell schließt. Etwa zehn Minuten nach der Entstehung fallen Temperatur und Dichte unter die für nukleare Prozesse erforderliche Schwelle.
Überträgt man diese Überlegungen in quantitative Form, die von Alfer in seiner Dissertation initiiert und von vielen anderen Forschern fortgeführt wurden, stellt sich heraus, dass die Synthese nur weniger Atomarten eine direkte Folge des Urknalls gewesen sein könnte. Die Mathematik erlaubt uns, ihre relativen Häufigkeiten danach zu berechnen: etwa 75% Wasserstoff (ein Proton), 25% Helium (zwei Protonen, zwei Neutronen) und Spuren von Deuterium (eine schwere Form von Wasserstoff mit einem Proton und einem Neutron), Helium -3 (eine Form von Helium mit zwei Protonen und einem Neutron anzünden) und Lithium (drei Protonen, vier Neutronen). Sorgfältige astronomische Beobachtungen geben genau die gleiche Schätzung der Häufigkeit von Atomen, die bei einer detaillierten Aufklärung der Prozesse in den ersten Minuten nach dem Urknall als Triumph der Mathematik und Physik gelten kann.
Aber was ist mit komplexeren Atomen, wie sie zum Leben benötigt werden? Bereits in den 1920er Jahren begann er, Vermutungen über ihre Herkunft anzustellen. Der britische Astronom Sir Arthur Eddington (er wurde berühmt für die Tatsache, dass er auf die Frage, wie es ist, einer von nur drei Menschen zu sein, die Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie verstehen, antwortete: "Ich versuche zu verstehen, wer hier der Dritte ist") kam auf die richtige Idee: Das glühende Innere der Sterne könnte im Prinzip ein Weltraum-"Slow Cooker" für die gemächliche Zubereitung von Atomen komplexerer Art werden. Diese Annahme ging durch die Hände vieler brillanter Physiker, darunter des Nobelpreisträgers Hans Bethe (mein erstes Büro auf der Kanzel befand sich neben seinem Büro, und ich konnte um vier Uhr nachts die Uhr auf sein völlig unveränderliches luxuriöses Niesen überprüfen Nachmittag) und indirekt Fred Hoyle (1949 in einer BBC-Radiosendung erwähnte er abschätzig die Entstehung des Universums für "einen Urknall", nachdem er unwissentlich einen der umfangreichsten wissenschaftlichen Begriffe in Umlauf gebracht hatte), wodurch die Annahme wurde zu einem ausgereiften und vorhersagenden physikalischen Mechanismus.
Verglichen mit der wahnsinnigen Veränderungsrate unmittelbar nach dem Urknall bieten Sterne eine stabile Umgebung, die über Millionen, wenn nicht sogar Milliarden von Jahren unverändert bleiben kann. Die Instabilität einiger spezifischer Zwischenklumpen verlangsamt auch die Fusionspipeline in Sternen, aber wenn Sie es nicht eilig haben und die Zeit ausreicht, kann die Arbeit trotzdem erledigt werden. Anders als beim Urknall endet der Prozess der Kernfusion in Sternen also nicht mit der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Sterne, die massiv genug sind, pressen weiterhin ihre Kerne zusammen und zwingen sie, sich zu komplexeren Atomen des Periodensystems zu verschmelzen und während dieses Prozesses erhebliche Mengen an Wärme und Licht freizusetzen. Zum Beispiel wird ein Stern, der 20 Mal so groß ist wie die Sonne, in den ersten 8 Millionen Jahren seiner Existenz an der Synthese von Helium aus Wasserstoff beteiligt sein und die nächsten Millionen Jahre der Synthese von Kohlenstoff und Sauerstoff aus Helium widmen. Danach - und die Temperatur im Kern des Sterns steigt noch höher - wird das Förderband kontinuierlich beschleunigt: Ein Stern braucht etwa tausend Jahre, um seinen Kohlenstoffvorrat zu verbrennen und daraus Natrium und Neon zu synthetisieren; in den nächsten sechs Monaten produziert die weitere Synthese Magnesium; die Synthese von Schwefel und Silizium läuft seit einem weiteren Monat; und dann, in nur zehn Tagen, verbrennen die Fusionsreaktionen die restlichen Atome, wodurch Eisen entsteht.
Wir haben nicht ohne Grund bei der Hardware angehalten. Von allen Atomarten sind Protonen und Neutronen im Eisen am stärksten miteinander verbunden. Es ist wichtig. Wenn Sie versuchen, noch schwerere Atome aufzubauen, indem Sie zusätzliche Protonen und Neutronen in die Eisenkerne schieben, werden Sie feststellen, dass die Eisenkerne nicht bereit sind, sich zu vereinigen. In den starken Kernarmen des Eisenkerns werden 26 Protonen und 30 Neutronen festgehalten, bereits bis an die Grenze komprimiert und dabei so viel Energie freigesetzt, wie es physikalisch möglich war. Um ein paar weitere Protonen und Neutronen hinzuzufügen, wäre ein Zufluss – kein Abfluss – von Energie erforderlich. Infolgedessen stoppt die Sternfusion und die geordnete Produktion von immer schwereren und komplexeren Atomen mit der begleitenden Freisetzung von Wärme und Licht, wenn wir zum Eisen kommen. Wie die Asche, die im Herd Ihres Kamins zurückbleibt, kann Eisen nicht mehr brennen.
Aber was ist mit all den anderen Arten von Atomen mit noch größeren und schwereren Kernen, einschließlich so nützlicher Elemente in der Wirtschaft wie Kupfer, Quecksilber und Nickel, und so heiß geliebtes Silber, Gold und Platin und so exotische schwere wie Radium, Uran und Plutonium?
Wissenschaftler haben zwei Quellen dieser Elemente entdeckt. Wenn sich der Kern eines Sterns weitgehend in Eisen verwandelt hat, hören Fusionsreaktionen auf, Energie nach außen abzugeben – und liefern den Druck, der erforderlich ist, um der Schwerkraft zu widerstehen. Der Kollaps des Sterns beginnt. Wenn der Stern massiv genug ist, beschleunigt sich der Kollaps und geht in eine Implosion über - eine nach innen gerichtete Explosion, die so stark ist, dass die Kerntemperatur schnell ansteigt; die kollabierende Substanz prallt vom Kern ab und erzeugt eine starke Stoßwelle, die nach außen getragen wird. In der Zwischenzeit rauscht diese Stoßwelle vom Kern des Sterns an seine Oberfläche, sie drückt die Kerne, die sich auf ihrem Weg treffen, so heftig zusammen, dass sich eine ganze Reihe größerer Kernformationen bilden. Alle schweren Elemente des Periodensystems können in dem hektischen Kreislauf der chaotischen Bewegung der Teilchen synthetisiert werden, und wenn die Stoßwelle schließlich die Oberfläche des Sterns erreicht, spritzt dieser dicke atomare Mischmasch ins All.
Die zweite Quelle schwerer Elemente sind heftige Kollisionen von Neutronensternen - Himmelskörpern, die in den sterbenden Konvulsionen von Sternen gebildet werden, deren Masse etwa das 10- bis 30-fache der Sonnenmasse beträgt. Die Tatsache, dass Neutronensterne hauptsächlich aus Neutronen bestehen – Chamäleonteilchen, die sich in Protonen verwandeln können – begünstigt den Bau von Atomkernen, da das nötige Baumaterial immer im Überfluss vorhanden ist. Es gibt jedoch ein Hindernis: Um Atomkerne zu bilden, müssen sich diese Neutronen aus der starken Gravitation des Sterns befreien. Hier kommen Neutronenstern-Kollisionen zum Einsatz. Beim Aufprall in den Weltraum können ganze Neutronenfontänen geschleudert werden, die ohne elektrische Ladung keine elektromagnetische Abstoßung erfahren und sich daher leichter zu Gruppen zusammenschließen. Und nachdem einige dieser Neutronen, wie Chamäleons, die Ladungsfarbe geändert haben, zu Protonen werden (während sie Elektronen und Antineutrinos freisetzen), erhalten wir einen Vorrat an komplexen Atomkernen. Im Jahr 2017Kollisionen von Neutronensternen sind kein Spielzeug mehr für Theoretiker und gehören zur Kategorie der beobachtbaren Tatsachen: Forscher haben Gravitationswellen registriert, die durch eine solche Kollision erzeugt werden (sie wurden kurz nach der allerersten Registrierung von Gravitationswellen entdeckt, die durch die Kollision von zwei schwarze Löcher). Eine Flut analytischer Arbeiten hat ergeben, dass Kollisionen von Neutronensternen schwere Elemente effizienter und reichlicher produzieren als Supernova-Explosionen, so dass es durchaus möglich ist, dass die meisten schweren Elemente im Universum als Ergebnis dieser astrophysikalischen Katastrophen entstanden sind.
Eine Ansammlung von Atomen verschiedener Art, die in Sternen synthetisiert und bei Supernova-Explosionen ausgestoßen oder bei Sternkollisionen ausgestoßen wurden, und Partikel, die bereits in Fontänen verbunden sind, schwebt durch den Weltraum, wo sie sich verdrehen und sich zu großen Gaswolken verbinden, die nach einer Weile wieder -verschmolzen zu Sternen und Planeten und letztendlich - in dir und mir. So entstehen die Zutaten, aus denen ausnahmslos alles besteht, was Ihnen je begegnet ist.
