Ons individuele geheugen gaat nog geen honderd jaar terug en de collectieve wijsheid van de mens is slechts ongeveer een miljoen jaar oud. Toch hebben we enig begrip van gebeurtenissen die veel langer geleden plaatsvonden. Twee belangrijke ‘fossielen’ – een overal aanwezige achtergrondstraling met een temperatuur die ongeveer drie graden boven het absolute nulpunt ligt en een bijna overal heersende verhouding tussen waterstof en helium van ongeveer drie op één – geven aan dat ons heelal tien à twintig miljard jaar geleden een periode doormaakte van zeer hoge dichtheid en temperatuur. Het helium, de waterstof en de fotonen die er tegenwoordig zijn, stammen van kernreacties en elektromagnetische wisselwerkingen uit die tijd.

Er zijn aanwijzingen dat de oerknal begon met een zeer korte periode waarin temperatuur en druk nog veel hoger waren, zo hoog dat de krachten die we nu als afzonderlijke krachten kennen – elektromagnetisme, zwakke en sterke kernkracht en misschien zelfs zwaartekracht – toen één waren. Bovendien verliep de uitdijing van het heelal waarschijnlijk enige tijd exponentieel in plaats van lineair. Dat is, zo denkt men, de oorzaak van de overmaat aan materie boven anti-materie die er is. Het verklaart ook dat het heelal homogeen is, dat de achtergrondstraling in alle richtingen precies hetzelfde is en dat er minieme fluctuaties in dichtheid zijn, die uiteindelijk uitgroeiden tot sterrenstelsels.

Dit alles is van vitaal belang voor ons bestaan. Een heelal dat vrij is van klonters zou bijvoorbeeld overal een dichtheid hebben van ongeveer één atoom per kubieke meter; dat is pas leegte!

Sterrencarrière

De chemie van waterstof en helium alleen is echter niet bijster interessant, dus het is maar goed dat er ook andere dingen gebeurden toen er sterrenstelsels waren gevormd. Het belangrijkst was de geleidelijke vorming van sterren uit gaswolken, die onder hun eigen gewicht instortten en al ronddraaiend materie de ruimte in slingerden.

In die sterren zorgden kernreacties uiteindelijk voor de vorming van alle stabiele chemische elementen, en ook van enige niet-stabiele elementen waarvan het verval ons in staat stelt het begin van die kernreacties te dateren op vijftien miljard jaar geleden en de vorming van ons zonnestelsel tien miljard jaar later. Bijna al deze reacties kunnen we in het lab nabootsen. We weten daardoor welk element met welk ander reageert bij verschillende temperaturen en dichtheden, welke producten gevormd worden en hoeveel energie daarbij vrijkomt. Die energie bepaalt hoe lang sterren leven, van miljoenen jaren voor de meest heldere, zware en wilde sterren tot miljarden jaren voor kleinere, rustiger sterren zoals onze zon.

Eerst wordt waterstof in helium omgezet in de kern van de ster. Dit proces laat sterren gedurende meer dan negentig procent van hun leven branden. Daarna gaan alle sterren, behalve de lichtste, een grote hoeveelheid helium fuseren tot koolstof en zuurstof; die ontstaan in ruwweg gelijke hoeveelheden, wat voor ons ook weer een geluk is.

Reuzen en dwergen

Gemiddelde sterren, zoals de zon, zetten als de waterstof opraakt eerst uit tot rode reuzen die hun planeten braden; vervolgens werpen ze hun buitenste lagen af en veranderen geleidelijk in witte dwergen die hun planeten en eventuele bewoners doen bevriezen. De koolstof en de zuurstof die ze maken door helium te verbranden houden ze voor het grootste deel voor zichzelf.

De meest zware sterren (meer dan acht keer zo zwaar als de zon) worden daarentegen zo heet dat er nieuwe reacties in hun kern gaan optreden: koolstof en zuurstof fuseren tot een reeks nieuwe elementen als neon, natrium, magnesium, aluminium, silicium en zwavel. Bij een nog hogere temperatuur, boven 109 kelvin, fuseren enkele daarvan tot onder meer ijzer. De ster krijgt een ui-achtige structuur met een kern van ijzer en een omhulsel van waterstof, en de zware elementen komen in grofweg dezelfde verhouding voor als die we tegenwoordig om ons heen zien.

Supernova

Het ontstaan van een ijzeren kern luidt een ramp in. Van alle atoomkernen heeft is die van ijzer het sterkst gebonden. Er kan geen verdere energie aan worden ontleend. De reacties lopen dus door totdat de kern van ijzer het maximale gewicht bereikt die de elektronen, in afwezigheid van verdere kernfusies die energie vrij maken, bijeen kunnen houden. Dit is ongeveer 1,4 zonsmassa’s, bekend als de Chandrasekhar-grens. Boven die grens gaan elektronen en protonen fuseren tot neutronen; er komen neutrino’s vrij en de centrale druk loopt gigantisch terug. De kern stort in, plotseling en spectaculair: binnen een fractie van een seconde komt een hoeveelheid energie vrij die de energie die de ster over zijn hele levensduur heeft uitgestraald, overstijgt.

Die explosie heet een supernova. We zien er honderd per jaar in andere sterrenstelsels, en verschillende zijn er opgetekend in onze eigen Melkweg. Veel anderen bleven verborgen achter interstellair stof. Met zo’n supernova-explosie komt een reeks van chemische elementen, in de ster gemaakt, in het interstellaire gas terecht; veel van die elementen die zwaarder zijn dan ijzer, zijn tijdens de explosie zelf gevormd.

Nieuwe generaties van sterren worden dus gevormd uit gas dat niet alleen maar uit waterstof en helium bestaat. De gaswolk waaruit ons zonnestelsel ontstond, bestond voor ongeveer twee procent uit zware elementen; zulke elementen maken drie procent uit van de sterren die tegenwoordig ontstaan.

Op aarde

Het volgende stadium is er een van chemische evolutie. Deels speelt die zich zelfs bij lage dichtheid en temperatuur af. We treffen meer dan honderd verschillende moleculen aan in het interstellaire medium, waaronder mierenzuur, ethanol en andere moleculen die we om historische redenen organisch noemen. Dit proces kan in het lab enorm versneld verlopen in een atmosfeer-experiment zoals de Amerikanen Stanley Miller en Harold Urey rond 1950 deden. Men neemt bestanddelen van de oorspronkelijke, prebiologische aard-atmosfeer (water, moleculen met koolstof en stikstof, géén vrije zuurstof; de meningen lopen uiteen over de vraag of de vroege atmosfeer methaan, ammoniak en waterstofgas bevatte of koolstofdioxide en stikstofgas), en voegt energie toe in een vorm die op de jonge aarde algemeen was, dat wil zeggen ultraviolette straling of bliksem-achtige ontladingen. Onder de reactieproducten bevinden zich dan de meeste macromoleculen die kenmerkend zijn in levende organismen: am

Darwiniaanse evolutie

De volgende stap, de stap naar zich vermenigvuldigende moleculen en levende cellen, is nog nooit in het lab nagedaan. In veelbelovende experimenten en ideeën vormen mengsels van de producten van atmosfeerproeven geleiachtige druppels met een semipermeabel membraan en enig DNA. Zo gauw zelf-replicatie en informatiedragers verschijnen, nemen de normale mechanismen van mutatie, selectie en Darwiniaanse evolutie het over en de weg van een slijmschimmel tot een politicus is dan praktisch onontkoombaar. Intelligentie, het vermogen om de omgeving doelbewust te veranderen, lijkt een grote selectieve waarde te hebben.

Geen mensen

Mijn favoriete schepsel, dat best had kunnen bestaan, is een late tweevoetige dinosauriër met grote herseninhoud. Hij was ruim anderhalve meter hoog, had een voorpoot met drie tenen en opponeerbare duim en zou wellicht kunnen leren om naar zijn naam te luisteren: Stenonychosaurus. Schattingen van het aantal planeten in de Melkweg waarop tenminste dit stadium van evolutie is bereikt, variëren van vele miljoenen tot één. Zoektochten naar buitenaardse intelligentie (SETI) zijn in hun kinderjaren.

Of op chemie gebaseerd leven nu veel voorkomt of zeldzaam is, zijn ontwikkeling op aarde luisterde in ieder geval nauw; het heelal en de krachten er in hadden niet anders moeten zijn. Veronderstel bijvoorbeeld dat het vroege heelal ietsje dichter was en de zwakke kernkracht ietsje sterker. De oerknal zou dan bijna puur helium hebben opgeleverd en het leven van sterren zou uiterst kort zijn geweest, te kort voor de ontwikkeling van leven op hun planeten. Of veronderstel dat de elektromagnetische interactie een beetje sterker of zwakker was geweest. Een wat sterkere kracht zou elektronen in de atoomkernen trekken, een wat zwakkere kracht zou ze vrij in de ruimte laten zweven. In beide gevallen: geen elektronenbanen, geen scheikunde, geen mensen. Was de zwaartekracht sterker en waren de andere krachten zwakker, dan zouden alle gasmassa’s condenseren en meteen samentrekken tot zwarte gaten zonder een lang, brandend leven als ster door te maken. En in een heelal dat te heet, te ijl of met een te snelle uitdijing begint, groeien klonters nooit uit tot sterrenstelsels. Andere veranderingen hebben gelijke diepgaande gevolgen.

Schepper

Het antropisch principe zegt dat we ons er niet over moeten verbazen dat de natuurconstanten en krachten precies de waarden en eigenschappen hebben die leven mogelijk maken. Immers: anders zouden we er niet zijn om dat feit te constateren. Maar er wordt ook gesproken over verschillende parallelle heelallen, waarvan slechts enkele de juiste constanten en waarden hebben en bewoonbaar of waarneembaar zijn; over voorzichtige scheppers; over het belang van complexiteit. Maar de laatste jaren zoekt men vooral naar aanvullende, onderliggende natuurkunde waarin sommige feiten die toevalligheden lijken, voorspelbare of berekenbare gevolgen blijken te zijn. De grote-unificatie-theorieën die de elektromagnetische kracht, de sterke en de zwakke kernkracht en de zwaartekracht willen verenigen, moeten het mogelijk maken te berekenen hoe groot de overmaat aan materie over anti-materie is, hoe oud het heelal is en hoe sterk precies de zwaartekracht. Het is misschien tekenend dat de verhouding van de zwaartekracht tot de elektromagnetische kracht bijna even groot is als de verhouding van de diameter van een atoom tot de diameter van het waarneembare heelal: ongeveer 1040; bovendien is hun product bijna zo groot als het totaal aantal deeltjes in het waarneembare heelal.

Het enige wat we zeker weten: als de fysische theorie die nodig is om onze vragen te beantwoorden er eindelijk is, zal daarmee meteen een hele nieuwe laag van vragen opdoemen.