Skalista, czy gazowa? O powstawaniu planet- wstęp, cz. I

Ze strony https://bigblogbiggerhistory.wordpress.com   

Jak powstają planety?

Kiedyś na jednym forum poproszono mnie o wyjaśnienie, w jaki sposób powstają planety i co decyduje o ich budowie. Czy rozmiar ma kluczowe znaczenie w procesie formowania i co ostatecznie decyduje o tym, czy planeta będzie skalista, czy gazowa. Myślę że jest to świetny temat na rozpoczęcie bloga, niesamowicie ciekawy i zarazem bardzo prosty, gdyż procesy planetotwórcze zostały w dosyć dokładny sposób zbadane na przestrzeni lat. Zapraszam!


Powstawanie planet, to długotrwały proces, uwarunkowany przez wiele czynników, czy tylko rozmiar? I czy w ogóle ma znaczenie? Żeby odpowiedzieć na te pytania, trzeba omówić najpierw podstawowe czynniki, które były wynikiem Wielkiego Wybuchu. Dlatego chcąc dokładniej opisać te zjawiska, musimy się cofnąć do momentu, w którym nasz Wszechświat się narodził. Prześledzić i dowiedzieć się w jaki sposób powstały i nadal powstają pierwiastki, opowiedzieć o dwóch z czterech podstawowych oddziaływań w kosmosie (według uproszczonej terminologii), czyli jądrowym i grawitacyjnym, aby zakończyć na narodzinach gwiazd... oraz ich śmierci, kiedy to koniec gwiazdy, daje początek nowym planetom. Chcąc wiedzieć jak rodzą się planety, najpierw musimy zrozumieć gwiazdy.

1) Pierwszy z czynników- Nukleosynteza Wielkiego Wybuchu (Nukleosynteza Pierwotna)
Gdy nasz Wszechświat narodził się w ogniu Wielkiego Wybuchu, przechodził przez bardzo gwałtowne fazy rozwoju (cały czas rozszerzając się z prędkością światła oraz większą, w okresie kosmicznej inflacji, kiedy to Wszechświat w ciągu jednej bilionowej sekundy rozszerzył się o czynnik 10⁵⁰). W ciągu ułamków sekund Wszechświat zmieniał się przechodząc przez kolejne ery (fazy), jedną z tych er była tzw. era radiacyjna, która miała miejsce na sekundę po Wielkim Wybuchu. W czasie trwania tej fazy około 3 minut po Wielkim Wybuchu, swobodne cząstki elementarne: protony i neutrony zaczęły zderzać się ze sobą, tworząc wolne jądra wodoru, deuteru oraz helu. Reakcja syntezy była możliwa dzięki olbrzymim temperaturom panującym w ówczesnym Wszechświecie. Temperatura odgrywa tutaj kluczową rolę, nadając energię cząstkom, ponieważ wolne protony nie byłyby w stanie reagować między sobą ze względu na oddziaływania elektrostatyczne, odpychające protony od siebie. Aby zniwelować oddziaływanie elektrostatyczne, należy zwiększyć energię potencjalną samego protonu do wartości, która pozwoli pokonać cząstce tzw. barierę potencjału. Mówiąc jeszcze prościej, energia cząstki musi przewyższyć energię otoczenia. (Według mechaniki klasycznej, ponieważ mechanika kwantowa udowadnia, że barierę potencjału mogą pokonywać nawet cząstki o niższej energii, wykorzystując tzw. efekt tunelowania, tak samo jak cząstki o energii wyższej niekoniecznie muszą barierę pokonać. Ale na razie nie będę komplikował!) Cały proces jest nazywany Cyklem Protonowym.

Temperatura w ciągu 380 000 lat od Wybuchu spadła do około 3000-4000K (Kelwinów), wtedy możliwa stała się synteza jąder Wodoru, Helu, Deuteru, Trytu, Litu i Berylu (Dwa ostatnie w śladowych ilościach. Ponad to, synteza wodoru nie była możliwa w wyższej temperaturze, ponieważ energia promieniowania była zbyt wysoka, co prowadziło do natychmiastowego rozpadu jądra.) Tym sposobem powstały pierwsze proste atomy. (Zwróćmy uwagę, że wszystkie składają się z pierwiastków wodoru, który jest podstawowym budulcem materii: wodór ¹H, deuter ²H, tryt ³H, hel-3 ³He, hel-4 ⁴He itd. ) Później, pierwiastki oraz wolne cząsteczki nadal zderzały się ze sobą tworząc nowe, jednak na tym etapie powstały jedynie najlżejsze z pierwiastków, gdyż powstanie cięższych jąder atomowych nie było możliwe ze względu na niestabilność jąder o masie atomowej 5 oraz 8. W tym momencie dwoma najobfitszymi pierwiastkami wszechświata są wodór (ok. 75%) oraz hel (ok 25%) pozostałe pierwiastki stanowią mniej niż 1%!
Tak przedstawia się nukleosynteza Wielkiego Wybuchu, dzięki niej otrzymaliśmy lekkie pierwiastki, a te następnie... posłużyły do stworzenia gwiazd.

2) Gwiezdna Nukleosynteza- czyli o oddziaływaniu jądrowym oraz grawitacyjnym, narodziny i śmierć gwiazd. 
Wodór oraz hel dały początki pierwszym gwiazdom we Wszechświecie mniej więcej miliard lat po Wielkim Wybuchu. Temperatura Wszechświata w tamtym czasie to około 18 stopni. W tym momencie zaczynają rodzić się pierwsze gwiazdy. Proces ten zaczyna się w momencie, gdy kula gazowego wodoru staje się na tyle masywna, że pod wpływem grawitacji zaczyna się kurczyć i zapadać we własnej masie (cały czas przyciągając więcej cząstek wodoru). Obłok ten nazywamy protogwiazdą. 

Stopniowemu zapadaniu się protogwiazdy, zaczyna towarzyszyć również ruch obrotowy (obłok zaczyna wirować), a coraz gęstsze jądro powoduje olbrzymi wzrost temperatury i gdy ta osiągnie 10 milionów stopni, zaczynają zachodzić reakcje syntezy wodoru w hel- gwiazda się zapala. Tak powstaje gwiazda ciągu głównego i z reguły gwiazdy te żyją przez około 10 miliardów lat, chociaż nie jest to żadną twardą regułą, wszystko zależy od jej gęstości i masy. W trakcie istnienia, zachodzą w niej reakcje jądrowe i na skutek spalania wodoru, wytwarza się hel, a gwiazda stopniowo przekształca jądro wodorowe w helowe. Gdy gwiazda, po około 5 miliardach lat doszczętnie spali wodór zgromadzony w jądrze, zaczyna spalać hel. W tym okresie zaczyna się gwałtownie powiększać, przeistacza się w Czerwonego Olbrzyma, gdy spali się również hel, wierzchnie warstwy gwiazdy "odrywają" się od niej pozostawiając niewielkie jądro, gwiazdę zwaną Białym Karłem. Gwiazdy rozmiarów naszego Słońca, na tym etapie raczej zakończyłyby swoją historię, ale we Wszechświecie są jeszcze znacznie większe okazy...
Gwiazdy od dziesięciu do czterdziestu razy większe od naszego Słońca są nieco inne, w ich jądrze synteza zachodzi o wiele szybciej i gwałtowniej, nie tylko wodoru i helu, ale także wszelkich innych coraz to cięższych pierwiastków, które wytwarzają się w efekcie wcześniejszych fuzji, aż do kluczowego i moim zdaniem jednego z najważniejszych i najciekawszych pierwiastków- żelaza (Fe o liczbie atomowej 26)

Ze strony http://www.ciaaw.org/iron.htm

W ten właśnie sposób we Wszechświecie powstają pierwiastki cięższe, niż te które powstały w Wielkim Wybuchu, ponieważ temperatura, reakcje jądrowe oraz inne warunki nukleosyntezy gwiezdnej sprzyjają stabilnej syntezie pierwiastków o masie 5 i 8, tworząc most, którego brakowało w czasie pierwotnej nukleosyntezy. W ten sposób pokonując niestabilne wiązania pierwiastków o masie 5 i 8, synteza może trwać dalej aż do czasu, gdy przyjdzie moment na żelazo, które jest ostatecznym produktem syntezy.

Gdy synteza dochodzi do żelaza, gwiazda nie jest w stanie wytwarzać więcej energii, ponieważ wiązania jądrowe żelaza są najtrwalszymi i najsilniejszymi we Wszechświecie, energia wytwarzana przez gwiazdę okazuje się zbyt mała, przez co jej jądro wygasa (Uściślając, wydatek energetyczny, potrzebny do spalenia żelaza, jest znacznie większy niż energia pozyskana z tego procesu). Wygaśnięcie jądra w tak masywnej gwieździe powoduje nagły kolaps, niesamowity wzrost ciśnienia (ciśnienie jest tak wysokie, że elektrony zostają "siłą" wciskane w jądra atomów), temperatura osiąga biliony stopni, a siła grawitacji doprowadza do wybuchu Supernowej. Wybuch Supernowej jest jednym z najpotężniejszych zjawisk zaobserwowanych we Wszechświecie, energię takiej eksplozji można porównywać tylko i wyłącznie z Wielkim Wybuchem. Ciepło emitowane przez eksplozje ponownie inicjuje syntezę jądrową, która wytwarza wszelkie pierwiastki cięższe od żelaza, tym samym dopełniając nasz układ okresowy. Co więcej energia wybuchu rozsiewa wszystkie te pierwiastki po Wszechświecie.


I tutaj kończy się pierwszy wpis. W następnej części, przejdę do bezpośredniego etapu powstawania planet oraz tego, jaki wpływ na ten proces mają gwiazdy, omówione w części pierwszej. Do zobaczenia!