حدد علماء الكيمياء ما يربو على المائة عنصر كيميائي، وهي مصطفة بأناقة في صفوف وأعمدة الجدول الدوري الشهير الذي وضعه ديميتري مندليف في القرن التاسع عشر. بعض العناصر، كالكربون والحديد، يشيع وجودها، لكن عناصر أخرى، كالذهب واللنثانوم نادرة الوجود. وفي الكون ككل تتألف المادة العادية (في مقابل المادة المظلمة) من عنصري الهيدروجين والهليوم؛ ذلك الهليوم الذي تكون في الدقائق القليلة الأولى التي تلت الانفجار العظيم من التحديات التي تواجهها نظريات الفيزياء الفلكية محاولة تفسير الوفرة النسبية لبقية العناصر. لفترة طويلة ظل أصل هذه العناصر غامضًا، لكن بحلول أربعينيات القرن العشرين صار من الواضح أن النجوم مسؤولة بشكل كبير عن هذا الأمر؛ إذ إن النجوم مفاعلات نووية عملاقة، وهي حارة بما يكفي لتصنيع العناصر الثقيلة من الأخرى الخفيفة.

بدأت النجوم الأولى في التكون حين تجمع الهيدروجين والهليوم المتخلفان عن الانفجار العظيم في سحب كثيفة. استغرق هذا الأمر مئات الملايين من الأعوام لأن إشعاع الخلفية الكوني كان في بدايته قويًا للغاية لدرجة تمنع استقرار الغازات. لكن في النهاية، بفعل قوى الجاذبية، انقسمت السحب المتكثفة إلى نجوم أولية؛ كرات من الغاز تزداد درجة حرارتها مع الانكماش. وفور وصول قلب كرة الغاز لحرارة تبلغ بضع ملايين الدرجات تنطلق التفاعلات النووية. يولد النجم الحقيقي حين تخلق هذه الحرارة قدرا كافيًا من الضغط الداخلي يوقف عملية الانكماش. وبعد استقراره على هذا النحو يستمر النجم في الاحتراق دون كلل لملايين، أو ربما مليارات الأعوام، استنادًا على كتلته. النجوم ذات الكتلة القليلة تكون أبرد نسبيًّا، لذا فهي تستهلك وقودها النووي بشكل أبطأ، وتعيش لفترة أطول، لكن النجوم الكبيرة تستهلك وقودها النووي بشراهة وسرعان ما تستنفذه.

تستقي النجوم القدر الأعظم من طاقتها من تحويل الهيدروجين إلى هليوم في عملية الاندماج النووي. إبان الانفجار العظيم كان هذا التحول سريعا ويسيرا؛ لأن الكون كان مولودا وبه مخزون وفير من النيوترونات الحرة. (للهليوم، كما تذكر، نواة تحتوي على بروتونين ونيوترونين. وتتكون نواة ذرة الهيدروجين من بروتون وحيد.) إلا أن النيوترونات تكون غير مستقرة عندما تكون منفردة؛ لذا لم يكن هناك كمية وفيرة حرة منها وقت بدء تكون النجوم. كان لا بد من إيجاد طريق آخر أبطأ بكثير للهليوم، باستخدام البروتونات وحدها. تتنافر البروتونات بعضها مع بعض لأنها تحمل شحنة كهربية موجبة، لكن في درجات الحرارة العالية يمكنها التحرك بسرعة كبيرة تمكنها من التواجد بالقرب بعضها من بعض. وإذا كانت السرعة كبيرة بما يكفي – كما هو الحال في القلب المتقد للنجم - يمكن لاثنين من البروتونات الاقتراب أحدهما من الآخر حتى نطاق عمل القوة النووية الشديدة، وهذا يفتح الباب أمام عملية التحول النووي. كما تذكر فإن القوة النووية الشديدة تنهار لنقطة الصفر بعد مسافة عشرة على التريليون من السنتيمتر، وهو ما يساوي بالتقريب حجم نواة الذرة، لذا لا يمكن للبروتونات الوقوع تحت تأثيرها إلا إذا اقترب بعضها من بعض، وحين يحدث ذلك فإن القوة النووية الشديدة قوية بما يكفي للتغلب على قوى التنافر الكهربي ذات المدى الأوسع. لسنا بحاجة للإغراق في التفاصيل هنا، لكن يكفينا القول إنه أثناء عملية تكوين نواة هليوم واحدة من أربع بروتونات يجب على بروتونين التحول إلى نيوترونات.⁷ رغم أن القوة النووية الشديدة هي المسؤولة عن الطاقة المهولة التي تتحرر من تفاعلات الاندماج النووي، فإن عملية التحول الحيوية من البروتونات إلى نيوترونات تقع تحت سيطرة القوة النووية الضعيفة. لكن لأن هذه القوة ضعيفة فهي تبطئ عملية إنتاج الهليوم بالكامل، وذلك مقارنة بعملية تكون الهليوم التي حدثت أعقاب الانفجار العظيم مباشرة. هذا أمر طيب؛ لأنه يسمح للغالبية العظمى من النجوم بالاحتراق بثبات لفترة طويلة للغاية، وفي حالة شمسنا كانت هذه الفترة طويلة بما يكفي لظهور الحياة وتطورها على شكل كائنات معقدة.

هوامش

(7) As a result, neutrinos are emitted. The neutrino flux from the sun has been measured with very sensitive equipment. Neutrinos have extremely low (rest) mass. If that were not the case, protons would lack the necessary mass-energy to turn into neutrons inside stars, thus preventing the sun from shining steadily and sustaining life.

(8) For full details, see Richard Dawkins, The Ancestor’s Tale (New York: Houghton Mifflin, 2005).