Biblioteka
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Biblioteka > Astronomia, Astronautyka > Mój dom kędy wieją wiatry. Stronice z życia kosmologa  



[1]  [2]  [3]  [4]  [5]  [6] 
Przyczynek do stanu angielskiego transportu w owym czasie może stanowić fakt, że choć z Montrealu do Prestwick koło Glasgow leciałem czternaście godzin, droga z Prestwick do mojego domu w Funtington w zachodnim Sussex zajęła mi dwadzieścia cztery godziny. Podczas względnie spokojnych świąt Bożego Narodzenia i okresu noworocznego pod koniec 1944 roku miałem czas na przemyślenie wydarzeń ostatnich miesięcy. Dobry punkt wyjścia stanowiła dla mnie rozmowa z Walterem Baadem. Właściwości gwiazd nowych były przedmiotem zażartych dyskusji astronomów już przed wojną, przy czym najczęściej przytaczano wyjaśnienie, iż są to wybuchy analogiczne do rozbłysków słonecznych, zachodzące na względnie zimnej powierzchni gwiazd olbrzymów. Natrafiłem jednak na pracę Miltona Humasona z Mount Wilson, w której omawiał swoje obserwacje pozostałości dawnych nowych. Nadwyżka promieniowania niebieskiego w ich widmach doprowadziła go do wniosku, że pozostałości te muszą być bardzo gorące, o temperaturach powierzchniowych sięgających 100 000 kelwinów.

Przyszła mi do głowy przeciwna do dominujących poglądów myśl, iż zjawiska nowych związane są nie z dużymi gwiazdami, a z małymi gwiazdami, zbliżonymi do białych karłów, lecz o wyższych temperaturach powierzchniowych. Od tego właśnie zacząłem rozmowę z Baadem. Szybko przeszedł nad moim pomysłem do porządku dziennego, stwierdzając, że to oczywiste, potem jednak zapytał, dlaczego, skoro interesuję się takimi rzeczami, nie zajmę się supernowymi, których wybuchy są znacznie potężniejsze niż nowych. Walter dał mi również odbitki swoich prac, których nie mogłem dostać ani w Nutbourne, ani w Witley. Przeczytałem je teraz uważnie. Mając na uwadze swoje rozważania o roli implozji w bombie plutonowej, zadałem sobie pytanie, czy supernowa nie jest podobna do bomby, w której implozja wywołuje niestabilność, zapoczątkowującą proces zakończony niezwykle gwałtownym wybuchem.

Sam pomysł prowadzi donikąd, o ile nie poprze się go eksperymentem lub ścisłymi obliczeniami. Ponieważ eksperyment był wykluczony, zastanawiałem się nad tym, jakiego rodzaju ścisłe obliczenia dałoby się przeprowadzić. Nie było jeszcze wtedy technicznych możliwości przeliczenia złożonego łańcucha reakcji jądrowych, co stało się wykonalne później - z wyjątkiem jednego, krańcowego przypadku. Jeśli wyobrazimy sobie coraz dalej postępującą ewolucję gwiazdy, podczas której rośnie jej temperatura wewnętrzna i gęstość jądra, osiągnie ona stadium, w którym protony i neutrony znajdą się w równowadze termodynamicznej. Dla zadanej wartości gęstości i temperatury możemy obliczyć parametry tej ewolucji. Przypomina to obliczenia dla układów wielu atomów i cząsteczek - jest to tak zwany problem działania kolektywnego, które sprawiało mi ogromne trudności na studiach, lecz później nauczyłem się go prawidłowo rozwiązywać na wykładach z mechaniki statystycznej Ralpha Fowlera w latach 1935-1936.

Protony i neutrony zajęły miejsce atomów, a jądra atomowe miejsce cząsteczek, przy czym odpowiednik wiązań cząsteczkowych należało wyznaczyć na podstawie wartości mas jąder - którymi w owym momencie nie dysponowałem. Wiedziałem jednak, że jestem w stanie je zdobyć. Jedną rzeczą, którą mogłem zrobić od razu, było wykorzystanie ogólnych wniosków wypływających z takich obliczeń - mianowicie, że w niższych temperaturach główną rolę odgrywają jądra najsilniej związane wewnętrznie, w miarę zaś podwyższania temperatury cięższe jądra ulegają rozpadowi, głównie na neutrony, protony i cząstki alfa (jądra helu). Te ostatnie, jak się przekonałem, pochłaniałyby energię, zamiast ją oddawać, co nieodwołalnie prowadziłoby do implozji jądra gwiazdy na dalszym etapie jej ewolucji - czyli procesu, którego właśnie szukałem. Implozja dostarczałaby aż nadto energii grawitacyjnej potrzebnej do wyjaśnienia końcowego wybuchu supernowej, pod warunkiem że znajdzie się jakiś mechanizm przekazywania tej energii z jądra do warstw zewnętrznych. Pozostawała przy tym możliwość, że energia jądrowa produkowana w obszarach zewnętrznych gwiazdy odgrywa dodatkowo pewną rolę po zapadnięciu się jądra. Było to jeszcze na wiele lat przed tym, jak wszystkie szczegóły całego złożonego procesu wybuchu supernowej zostały ostatecznie poznane. Szczegóły te prawie dokładnie odpowiadały temu, co wydarzyło się podczas wybuchu supernowej 1987A.

Dopiero jednak w marcu 1945 roku znalazłem powód, by zostać w Cambridge. Poszukiwałem właśnie danych o masach jąder w Bibliotece Cavendisha, gdy szczęśliwy los zesłał mi Ottona Frischa. Powiedziałem mu, czego potrzebuję. Zaprowadził mnie do swojego gabinetu, wyciągnął z półki obszerne tablice ułożone przez niemieckiego fizyka W. Mattaucha i był na tyle uprzejmy, że mi je wypożyczył. Udało mi się także dostać w uniwersyteckiej bibliotece książkę V. Goldschmidta, ojca geochemii. Na jej podstawie mogłem sporządzić wykres względnego rozpowszechnienia na Ziemi pierwiastków o masach atomowych od sodu i magnezu w górę. Jeśli Ziemia jest reprezentatywna, dawałoby to wskaźniki rozpowszechnienia pierwiastków także poza Ziemią - na przykład na Słońcu i podobnych mu gwiazdach.

Stwierdziłem, że biorąc za podstawę najbardziej rozpowszechnione pierwiastki - magnez i krzem - wartości względnego rozpowszechnienia spadają do około jednej dziesiątej przy przejściu do siarki do wapnia. Jeśli pominąć pierwiastki w zakresie mas atomowych od 45 do 60, następuje dalszy spadek obfitości do około jednej setnej dla metali nieżelaznych, miedzi i cynku. I tak dalej, poprzez arsen, brom, selen, srebro, cynę, bar, metale ziem rzadkich i w końcu metale szlachetne o wartości względnego rozpowszechnienia rzędu jednej milionowej obfitości magnezu i krzemu. Zasadniczym wyjątkiem od ogólnej zasady zmniejszania się wartości rozpowszechnienia wraz ze wzrostem masy atomowej był przedział mas od 45 do 60, gdzie następował wzrost z powrotem do poziomu magnezu i krzemu (a nawet wyższego, według Golschmidta). Maksimum to zaczynało się od bardzo niskich wartości dla skandu, wzrastało w przypadku tytanu, wanadu, chromu i magnezu, by przyjąć wartość maksymalną dla żelaza, a następnie opadało dla kobaltu i niklu, zrównując się z powrotem z ogólną opadającą krzywą dla miedzi i cynku.

Były to metale, na których opiera się nasza cywilizacja, a maksimum pokrywało się dokładnie ze statystycznym rozkładem jąder, który sporządziłem na podstawie mas atomowych otrzymanych od Ottona Frischa - przynajmniej z dokładnością do dopuszczalnego marginesu błędu. Nie mogło to być sprawą przypadku. Wynikało stąd niezbicie, że warunki fizyczne, które założyłem do obliczeń, odpowiadające stanowi równowagi termodynamicznej, naprawdę występują w przyrodzie. W szczególności zawrotnie wysokie były wartości temperatury: od 2 do 5 miliardów stopni, ponad sto razy więcej niż temperatura wyliczona przez Eddingtona dla gwiazd ciągu głównego. Jeśli tak wysokie temperatury mogą panować w supernowej, nie ulega wątpliwości, że wszystkie pośrednie wartości temperatury między dwudziestoma milionami Eddingtona a moimi pięcioma tysiącami milionów również mogą występować w gwiazdach, a złożone reakcje jądrowe w układach nierównowagowych, zachodzące przy takich temperaturach, mogłyby wyjaśnić wszystkie inne własności podanego przez Goldschmidta rozkładu rozpowszechnienia pierwiastków.

W trakcie tej pracy spotkała mnie pewna nieprzyjemność. Gdy wróciłem do ASE, C. E. Horton, wezwawszy mnie pewnego dnia do swojego gabinetu, pokazał mi dokumenty przesłane do Admiralicji z Ministerstwa Spraw Zagranicznych i przekazane jemu, jako szefowi Witley. Dokumenty te zawierały wezwanie do złożenia wyjaśnień w sprawie mojej wizyty w Obserwatorium Mount Wilson, która nie była ujęta w "planie mojej podróży". Przypomniałem sobie, iż wśród personelu ambasady brytyjskiej w Waszyngtonie był astronom. Przypuszczalnie to właśnie on dowiedział się o moim wyjeździe do Pasadeny. Było to moje pierwsze zetknięcie z ledwie maskowaną zawiścią środowiska astronomicznego Wielkiej Brytanii. Kiedyś, o wiele lat później, Dick Feynman objął mnie ramieniem i powiedział: "Pamiętaj, Fred - kiedy cię coś naprawdę wkurzy, zawsze ściszaj głos, nigdy odwrotnie". Feynman, choć o trzy lata ode mnie młodszy, zawsze traktował mnie po ojcowsku. Jeśli mogę tak powiedzieć, istniała między nami jakaś więź. Na przykład zdarzało się, że zainteresowały mnie jakieś problemy fizyczne, ale nie potrafiłem ich rozwiązać - wtedy brał się za nie Feynman i rozwiązywał je.

Łączyło nas także to, że nasi ojcowie pracowali w branży odzieżowej - ojciec Feynmana jako krawiec, a mój jako handlowiec. Odwiedziwszy raz Feynmana w jego domu w Pasadenie, zastałem go przy wykańczaniu wniosku patentowego na wycinanie form z tkaniny. Pomysł polegał na wprowadzeniu wzoru do komputera, który następnie sterował potężnym zespołem noży, wycinając żądane kształty szybko i bez udziału człowieka. Przyznał mi się, że nie spodziewa się zarobić wiele na tym patencie, ponieważ wycinanie należy do najłatwiejszych czynności w krawiectwie. "Gdyby udało się nam zrobić coś podobnego z szyciem, bylibyśmy bogaci" - powiedział. Myśleliśmy zatem wspólnie przez godzinę czy dwie, jak zautomatyzować szycie. Trudność polegała, oczywiście, na tym, że wycinanie jest problemem dwuwymiarowym, podczas gdy szycie stanowi problem trójwymiarowy, a obaj byliśmy na tyle dobrze obeznani z topologią, aby zdawać sobie sprawę z wynikających stąd komplikacji. Obydwaj byliśmy też niemal całkowicie pozbawieni zawiści i "naprawdę wkurzały" nas mniej więcej te same rzeczy.

Tak się nieszczęśliwie składało w moim życiu, że niemal zawsze gdy się "naprawdę wkurzyłem", zewnętrzne okoliczności sprawiały, iż nie miałem się jak wyładować. Siedziałem wówczas jak podcięty, gotując się w sobie, niezdolny wydusić z siebie słowa, jak to opisał obrazowo Ray Lyttleton. Gdy C. E. Horton wezwał mnie do swojego gabinetu, nagana nie mogła mi już zaszkodzić. Koniec wojny był bliski, a wraz z nim dobiegała końca moja praca dla Admiralicji. Niczego nie stracę, myślałem sobie, jeśli puszczę wiązankę przekleństw. Ale wtedy przypomniałem sobie, że Frank Westwater nadal będzie służył jako oficer w Marynarce Wojennej. Napisałem zatem w wyjaśnieniu, że południowa Kalifornia jest dobrze znana z występujących tam silnych inwersji temperatury, a związany z tym skok gęstości powietrza może mieć znaczenie dla propagacji fal krótkich. W tej sprawie astronomowie z Obserwatorium Mount Wilson byli najlepszymi z możliwych konsultantów. Uznałem, że jest to lepsze niż usprawiedliwianie się, iż wybraliśmy się tam na weekend. Moje wyjaśnienie musiało być zadowalające. Mniej więcej miesiąc później otrzymałem pismo z Admiralicji z uprzejmą prośbą, czy nie zechciałbym pełnić funkcji konsultanta również po wojnie. Mając świeżo w pamięci incydent z Mount Wilson, odmówiłem.

Tak czy owak, wszystko to razem wyjaśnia, co sprawiło, że jechałem do Cambridge w lipcu 1945 roku z uwerturą do Rienziego w kieszeni (mówiąc metaforycznie). Wiele wody miało jeszcze upłynąć pod różnymi mostami, zanim Geoffrey i Margaret Burbidge, Willy Fowler i ja opublikowaliśmy słynną pracę z 1957 roku, a jeszcze więcej, zanim nasza teoria stała się na tyle rozwinięta, że była w stanie przewidzieć zachowanie się supernowej 1987A. Myślę jednak, że kierunek, w jakim ta woda popłynęła, był już wyznaczony.

Fred Hoyle

Przełożył Marek Krośniak
[1]  [2]  [3]  [4]  [5]  [6] 
[  góra strony  ]

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach