Ядерні реакції в зірках - астрономія та астрофізика
Перші кроки в теоретичному вивченні зірок були зроблені на початку 20 століття німцем Карлом Шварцшильдом та британцем Артуром Еддінгтоном. Шварцшильд застосував закони фізики до кулі газу, щоб дійти до першого математичного опису зірки. Трохи пізніше Еддінгтон завершив цю роботу, розглянувши процеси, якими Шварцшильд нехтував. Зокрема, йому вдалося показати, що між масою та світністю звичайної зірки має існувати взаємозв'язок, що пізніше було підтверджено спостереженнями.
Джерело енергії зірок
Ці моделі навряд чи могли б піти детальніше, оскільки на той час бракувала суттєвої інформації: джерела енергії зірок. Дійсно, щоб не зруйнуватися під власною вагою і продовжувати світити, зіркам потрібно було багато енергії. Але звідки вона взялася ?
Першою гіпотезою було хімічне походження. Може, Сонце просто палало, як купа деревини? Розрахунки показали, що це неможливо. Навіть враховуючи чудове паливо, теоретичні оцінки тривалості життя Сонця становили лише кілька тисяч або десятків тисяч років, набагато менше, ніж вимагалося.
Наприкінці XIX століття ще одну можливість висунули британський лорд Кельвін та німець Герман фон Гельмгольц. Може, Сонце поступово стискалося і перетворювало свою гравітаційну енергію в тепло? Але тривалість життя, розрахована на основі скорочення Кельвіна-Гельмгольца, становила лише кілька десятків мільйонів років, тому все ще занадто коротка.
Джерело енергії Сонця залишалося таємницею до початку 1930-х років, коли його природа була остаточно розкрита: ядерні реакції, що відбувалися в центрі нашої зірки.
Ядерні реакції в зірках
Звичайна речовина складається з мікроскопічних утворень, які називаються атомами. У центрі кожного атома знаходиться ядро - сукупність частинок, які називаються протонами та нейтронами. Ядро дуже компактне, приблизно в 100 000 разів менше самого атома.
Через дуже високих температур в центрі зірки всі частинки дуже схвильовані. Електрони і ядра не можуть поєднуватися в атоми, і речовина потім іонізується, тобто утворюється з електронів і вільних ядер. Зіткнень між ядрами дуже багато, і два ядра іноді можуть прилипати одне до одного і зливатися, утворюючи нове ядро, це називається реакцією ядерного синтезу.
На Сонці, яке складається переважно з водню, кінцевим результатом набору ядерних реакцій є перетворення чотирьох протонів в ядро гелію (складається з двох нейтронів і двох протонів). Примітною властивістю цієї реакції є те, що маса ядра гелію трохи менше суми мас чотирьох протонів. Тому реакція ядерного синтезу супроводжується втратою маси.
Однак Альберт Ейнштейн показав у своїй теорії відносності, що маса та енергія є двома еквівалентними величинами. Це його відоме рівняння E = mc 2, яке стверджує, що енергія дорівнює добутку маси, помноженому на квадрат швидкості світла. Отже, у центрі Сонця втрата маси, яка супроводжує перетворення чотирьох протонів в ядро гелію, відповідає значному виділенню енергії. Перетворюючи частку своєї маси, наше Сонце знаходить енергію, необхідну для сяйва протягом 10 мільярдів років.
Два типи реакцій у зірок
Перетворення водню в гелій може бути здійснено двома різними способами.
Перший, запропонований американським астрономом Чарльзом Критчфілдом, називається протон-протонний ланцюг, або РР, і починається з двох протонів, які зливаються, утворюючи дейтерій, тобто ядро, утворене з протона та нейтрона.
Інший спосіб називається вуглецево-азотно-кисневим циклом або CNO. Це було незалежно відкрито американцем Гансом Бете та німцем Карлом фон Вайцзекером у 1938 році. Цикл починається зі зіткнення протона з ядром вуглецю-12, що, очевидно, можливо, лише якщо в зірці присутній вуглець. Кінцевий результат такий же, як і для протон-протонного ланцюга, вуглець лише сприяє різним реакціям.
Частка енергії, що повертається до кожного з цих процесів, залежить від температури в центрі зірки, а отже і від її маси. Зірки з масою менше 1,1 мас Сонця мають нижчу внутрішню температуру, і в їх виробництві енергії домінує протон-протонний ланцюг. Більш масивні зірки гарячіші, що робить кругообіг вуглецю більш ефективним. Це забезпечує майже всю енергію.