Λίγο μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, που συνέβη πριν από περίπου 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια, το σύμπαν ήταν μια αχανής, πυκνή έκταση με ακραία θερμοκρασία. Σε μόλις λίγα δευτερόλεπτα, άρχισε να ψύχεται αρκετά ώστε να ενωθούν τα πρώτα ατομικά σωματίδια, σχηματίζοντας τα ελαφρύτερα στοιχεία—υδρογόνο και ήλιο.
Σε αυτό το πρώιμο στάδιο, αυτά τα στοιχεία ήταν πλήρως ιονισμένα, πράγμα που σημαίνει ότι τα ηλεκτρόνιά τους δεν ήταν ακόμη συνδεδεμένα με τους πυρήνες τους. Χρειάστηκαν άλλα 380.000 χρόνια μέχρι να ψυχθεί το σύμπαν αρκετά ώστε να σχηματιστούν ουδέτερα άτομα.
Αυτή η διαδικασία, γνωστή ως “recombination” (επανασύνδεση ηλεκτρονίων με πυρήνες) επέτρεψε στα ηλεκτρόνια να ενωθούν με τους πυρήνες, δημιουργώντας σταθερά άτομα και προετοιμάζοντας το έδαφος για τις πρώτες χημικές αλληλεπιδράσεις.
Μεταξύ των πρώτων αυτών αλληλεπιδράσεων ήταν η δημιουργία του ιόντος υδριδίου του ηλίου (HeH+), το οποίο θεωρείται το πρώτο μόριο που υπήρξε ποτέ. Το μόριο αυτό σχηματίστηκε όταν ένα ουδέτερο άτομο ηλίου συνδυάστηκε με έναν θετικά φορτισμένο πυρήνα υδρογόνου.
Ο σχηματισμός του HeH⁺ πυροδότησε μια αλυσίδα αντιδράσεων που οδήγησε τελικά στη δημιουργία μοριακού υδρογόνου (H₂), το μόριο που υπάρχει σε μεγαλύτερη αφθονία στο σύμπαν σήμερα.
Μετά το “recombination”, το σύμπαν εισήλθε στην περίοδο που οι επιστήμονες αποκαλούν “κοσμική σκοτεινή εποχή”. Κατά τη διάρκεια αυτής της περιόδου, το διάστημα είχε πλέον γίνει διαφανές, καθώς τα ελεύθερα ηλεκτρόνια είχαν ενωθεί με τα άτομα, αλλά δεν είχαν ακόμα σχηματιστεί αστέρια ή άλλες πηγές φωτός. Χρειάστηκαν αρκετές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια πριν τα πρώτα άστρα φωτίσουν το σύμπαν.
Η σημασία των απλών μορίων στον σχηματισμό των αστεριών
Κατά τη διάρκεια αυτής της πρώιμης φάσης του σύμπαντος, ωστόσο, απλά μόρια όπως το HeH⁺ και το H₂ ήταν ζωτικής σημασίας για τον σχηματισμό των πρώτων άστρων. Για να μπορέσει να καταρρεύσει το συρρικνούμενο νέφος αερίου ενός πρωτοαστέρα μέχρι το σημείο όπου μπορεί να αρχίσει η πυρηνική σύντηξη, πρέπει να απομακρυνθεί η θερμότητα. Αυτό επιτυγχάνεται μέσω συγκρούσεων που διεγείρουν άτομα και μόρια, τα οποία στη συνέχεια εκπέμπουν αυτή την ενέργεια με τη μορφή φωτονίων.
Ωστόσο, σε θερμοκρασίες κάτω των περίπου 10.000 βαθμών Κελσίου, αυτή η διαδικασία καθίσταται αναποτελεσματική για τα κυρίαρχα άτομα υδρογόνου. Η περαιτέρω ψύξη μπορεί να συμβεί μόνο μέσω μορίων που μπορούν να αποβάλουν επιπλέον ενέργεια μέσω περιστροφής και δόνησης. Λόγω της έντονης διπολικής ροπής του (δηλαδή τον διαχωρισμό θετικών και αρνητικών φορτίων σε ένα σώμα ή πεδίο), το ιόν υδριδίου του ηλίου (HeH⁺) είναι ιδιαίτερα αποτελεσματικό σε αυτές τις χαμηλές θερμοκρασίες και έχει θεωρηθεί εδώ και καιρό ως ένας εν δυνάμει σημαντικός παράγοντας για την ψύξη κατά τον σχηματισμό των πρώτων άστρων. Συνεπώς, η συγκέντρωση των ιόντων HeH⁺ στο σύμπαν ενδέχεται να επηρεάζει σημαντικά την αποτελεσματικότητα του πρώιμου σχηματισμού αστεριών.
Κατά τη διάρκεια αυτής της περιόδου, οι συγκρούσεις με ελεύθερα άτομα υδρογόνου αποτέλεσαν βασική οδό αποδόμησης του ιόντος HeH⁺, σχηματίζοντας ένα ουδέτερο άτομο ηλίου και ένα ιόν H₂⁺. Τα ιόντα αυτά στη συνέχεια αντέδρασαν με ένα ακόμη άτομο υδρογόνου, σχηματίζοντας ένα ουδέτερο μόριο H₂ και ένα πρωτόνιο, οδηγώντας στον σχηματισμό μοριακού υδρογόνου.
Αναδημιουργία του πρώιμου σύμπαντος στο εργαστήριο
Ερευνητές στο Max-Planck-Institut für Kernphysik (MPIK) στη Χαϊδελβέργη, κατάφεραν για πρώτη φορά να αναδημιουργήσουν αυτήν την αντίδραση υπό συνθήκες παρόμοιες με εκείνες του πρώιμου σύμπαντος.
Εξέτασαν την αντίδραση του HeH⁺ με το δευτέριο (υδρογόνο 2), ένα ισότοπο του υδρογόνου που περιέχει ένα επιπλέον νετρόνιο στον ατομικό πυρήνα του ατόμου, μαζί με ένα πρωτόνιο. Όταν το HeH⁺ αντιδρά με το δευτέριο, σχηματίζεται ένα ιόν HD⁺ αντί του H₂⁺, μαζί με το ουδέτερο άτομο ηλίου.
Το πείραμα πραγματοποιήθηκε στον Κρυογονικό Αποθηκευτικό Δακτύλιο (CSR) στο MPIK στη Χαϊδελβέργη — ένα μοναδικό όργανο στον κόσμο για την εξέταση μοριακών και ατομικών αντιδράσεων υπό συνθήκες που μοιάζουν με εκείνες του διαστήματος.
Για αυτόν τον σκοπό, τα ιόντα HeH⁺ αποθηκεύτηκαν στον αποθηκευτικό δακτύλιο ιόντων διαμέτρου 35 μέτρων για έως 60 δευτερόλεπτα σε θερμοκρασίες μερικών kelvin (-267 °C), και υπέστησαν αλληλεπίδραση με δέσμη ουδέτερων ατόμων δευτερίου.
Ρυθμίζοντας τις σχετικές ταχύτητες των δύο δεσμών σωματιδίων, οι επιστήμονες μπόρεσαν να μελετήσουν πώς ο ρυθμός συγκρούσεων μεταβάλλεται με την ενέργεια σύγκρουσης, η οποία σχετίζεται άμεσα με τη θερμοκρασία.
Διαπίστωσαν ότι, σε αντίθεση με προηγούμενες προβλέψεις, ο ρυθμός με τον οποίο εξελίσσεται αυτή η αντίδραση δεν μειώνεται με τη μείωση της θερμοκρασίας, αλλά παραμένει σχεδόν σταθερός. «Οι προηγούμενες θεωρίες προέβλεπαν σημαντική μείωση της πιθανότητας αντίδρασης σε χαμηλές θερμοκρασίες, αλλά δεν καταφέραμε να το επαληθεύσουμε ούτε στο πείραμα ούτε στις νέες θεωρητικές υπολογιστικές εργασίες των συναδέλφων μας», εξηγεί ο Δρ. Χόλγκερ Κρέκελ από το MPIK.
«Οι αντιδράσεις του HeH⁺ με ουδέτερο υδρογόνο και δευτέριο φαίνεται επομένως ότι ήταν πολύ πιο σημαντικές για τη χημεία του πρώιμου σύμπαντος απ’ ό,τι είχε υποτεθεί προηγουμένως», συνεχίζει.
Συμπεράσματα για τον σχηματισμό αστεριών και την κοσμική χημεία
Αυτή η παρατήρηση είναι συμβατή με τα ευρήματα μιας ομάδας θεωρητικών φυσικών υπό την ηγεσία του Δρ. Yohann Scribano, όπου οι επιστήμονες εντόπισαν ένα σφάλμα στον υπολογισμό της δυναμικής επιφάνειας που χρησιμοποιήθηκε σε όλους τους προηγούμενους υπολογισμούς για αυτήν την αντίδραση.
Οι νέοι υπολογισμοί, χρησιμοποιώντας τη βελτιωμένη δυναμική επιφάνεια ενέργειας, ευθυγραμμίζονται πλέον στενά με τα αποτελέσματα του πειράματος στο CSR.
Δεδομένου ότι οι συγκεντρώσεις μορίων όπως το HeH⁺ και το μοριακό υδρογόνο (H₂ ή HD) έπαιξαν σημαντικό ρόλο στον σχηματισμό των πρώτων άστρων, αυτό το αποτέλεσμα μας φέρνει πιο κοντά στην επίλυση του μυστηρίου της δημιουργίας τους.
Η πρόσφατη έρευνα δημοσιεύτηκε στο περιοδικό Astronomy & Astrophysics.
