Termonukleární reakce probíhající na slunci. Když se všechen vodík změní na helium, hvězda může stále existovat díky přeměně hélia na těžší prvky, až na železo, ve kterém se hvězdy mění na helium.

Vnitřní struktura hvězd

Hvězdu považujeme za těleso podléhající působení různých sil. Gravitační síla má tendenci táhnout hmotu hvězdy směrem ke středu, zatímco tlak plynu a světla, směřující zevnitř, mají tendenci ji tlačit pryč ze středu. Protože hvězda existuje jako stabilní těleso, existuje určitá rovnováha mezi bojujícími silami. K tomu je třeba nastavit teplotu různých vrstev hvězdy tak, aby v každé vrstvě vnější tok energie vedl k povrchu veškerou energii, která pod ní vznikla. Energie se vyrábí v malém centrálním jádru. Pro počáteční období života hvězdy je její smršťování zdrojem energie. Ale jen do té doby, než teplota stoupne natolik, že začnou jaderné reakce.

Vznik hvězd a galaxií

Hmota ve Vesmíru se neustále vyvíjí, v různých formách a stavech. Protože se formy existence hmoty mění, nemohly v důsledku toho různé a rozmanité předměty vznikat všechny současně, ale byly formovány v různých epochách, a proto mají svůj specifický věk, počítaný od počátku jejich generace.

Vědecké základy kosmogonie položil Newton, který ukázal, že hmota ve vesmíru je pod vlivem vlastní gravitace rozdělena na stlačitelné kusy. Teorii vzniku shluků hmoty, ze kterých vznikají hvězdy, vypracoval v roce 1902 anglický astrofyzik J. Jeans. Tato teorie také vysvětluje původ galaxií. V původně homogenním médiu s konstantní teplotou a hustotou může dojít ke zhutnění. Pokud síla vzájemné gravitace v něm překročí sílu tlaku plynu, pak se médium začne smršťovat, a pokud převládne tlak plynu, látka se rozptýlí v prostoru.

Předpokládá se, že stáří Metagalaxy je 13-15 miliard let. Toto stáří není v rozporu s odhady stáří nejstarších hvězd a kulových hvězdokup v naší Galaxii.

Evoluce hvězd

Kondenzace, které vznikly v plynném a prachovém prostředí Galaxie a nadále se zmenšují vlivem vlastní gravitace, se nazývají protohvězdy. Jak se protohvězda zmenšuje, její hustota a teplota se zvyšuje a začíná hojně zářit v infračervené oblasti spektra. Doba komprese protohvězd je různá: s hmotností menší než hmotnost Slunce - stovky milionů let, au hmotných - pouze stovky tisíc let. Když teplota v hlubinách protohvězdy stoupne na několik milionů Kelvinů, začnou v nich termonukleární reakce přeměny vodíku na helium. V tomto případě se uvolňuje obrovská energie, která brání dalšímu stlačování a zahřívá látku k samoluminiscenci – protohvězda se promění v obyčejnou hvězdu. Stupeň komprese je tak nahrazen fází stacionární, doprovázenou postupným „vyhořením“ vodíku. Ve stacionární fázi tráví hvězda většinu svého života. Právě v této fázi vývoje se nacházejí hvězdy, které se nacházejí na hlavní posloupnosti „spektrum-svítivost“. Doba setrvání hvězdy na hlavní posloupnosti je úměrná hmotnosti hvězdy, protože na tom závisí zásoba jaderného paliva, a nepřímo úměrná svítivosti, která určuje rychlost spotřeby jaderného paliva.

Když se všechen vodík v centrální oblasti změní na helium, vytvoří se uvnitř hvězdy héliové jádro. Nyní se vodík změní na helium nikoli ve středu hvězdy, ale ve vrstvě sousedící s velmi horkým heliovým jádrem. Dokud uvnitř heliového jádra nebudou žádné zdroje energie, bude se neustále smršťovat a zároveň se ještě více zahřívat. Kontrakce jádra vede k rychlejšímu uvolnění jaderné energie v tenké vrstvě poblíž hranice jádra. U masivnějších hvězd se teplota jádra během komprese stává vyšší než 80 milionů Kelvinů a začínají v ní termonukleární reakce přeměňující helium na uhlík a poté na další těžší chemické prvky. Energie opouštějící jádro a jeho okolí způsobuje zvýšení tlaku plynu, pod jehož vlivem se rozpíná fotosféra. Energie přicházející do fotosféry z nitra hvězdy se nyní šíří na větší plochu než dříve. V důsledku toho se teplota fotosféry snižuje. Hvězda sestupuje z hlavní posloupnosti, postupně se stává červeným obrem nebo veleobrem v závislosti na hmotnosti a stává se starou hvězdou. Při průchodu stádiem žlutého veleobra se hvězda může ukázat jako pulzující, tedy fyzická proměnná hvězda, a zůstat tak ve stádiu červeného obra. Nafouklý obal hvězdy o malé hmotnosti je již slabě přitahován jádrem a postupně se od něj vzdaluje a vytváří planetární mlhovinu. Po definitivním rozptýlení slupky z hvězdy zbyde jen žhavé jádro – bílý trpaslík.

Hmotnější hvězdy mají jiný osud. Pokud je hmotnost hvězdy přibližně dvojnásobkem hmotnosti Slunce, pak takové hvězdy v posledních fázích svého vývoje ztrácejí svou stabilitu. Zejména mohou explodovat jako supernovy a pak se katastroficky zmenšit na velikost koulí o poloměru několika kilometrů, to znamená, že se změní v neutronové hvězdy.

Hvězda s více než dvojnásobnou hmotností Slunce ztratí rovnováhu a začne se smršťovat, buď se stane neutronovou hvězdou, nebo se jí nepodaří dosáhnout ustáleného stavu vůbec. V procesu neomezené komprese se pravděpodobně dokáže proměnit v černou díru.

bílých trpaslíků

Bílí trpaslíci jsou neobvyklé, velmi malé, husté hvězdy s vysokou povrchovou teplotou. Hlavním rozlišovacím znakem vnitřní struktury bílých trpaslíků je jejich obří hustota ve srovnání s normálními hvězdami. Plyn v hlubinách bílých trpaslíků je díky obrovské hustotě v neobvyklém stavu – degenerovaný. Vlastnosti takto degenerovaného plynu nejsou vůbec podobné vlastnostem běžných plynů. Jeho tlak je například prakticky nezávislý na teplotě. Stabilitu bílého trpaslíka podporuje fakt, že proti obrovské gravitační síle, která jej stlačuje, působí v jeho hlubinách tlak degenerovaného plynu.

Bílí trpaslíci jsou v konečné fázi vývoje hvězd nepříliš velkých hmotností. Ve hvězdě už nejsou žádné jaderné zdroje a stále svítí velmi dlouho a pomalu se ochlazuje. Bílí trpaslíci jsou stabilní, pokud jejich hmotnost nepřesahuje asi 1,4 hmotnosti Slunce.

neutronové hvězdy

Neutronové hvězdy jsou velmi malá, superhustá nebeská tělesa. Jejich průměrný průměr není větší než několik desítek kilometrů. Neutronové hvězdy vznikají po vyčerpání zdrojů termonukleární energie v nitru obyčejné hvězdy, pokud její hmotnost do tohoto okamžiku přesáhne 1,4 hmotnosti Slunce. Protože neexistuje zdroj termojaderné energie, stabilní rovnováha hvězdy se stává nemožným a začíná katastrofické stlačování hvězdy směrem ke středu - gravitační kolaps. Pokud počáteční hmotnost hvězdy nepřekročí určitou kritickou hodnotu, pak se kolaps v centrálních částech zastaví a vznikne horká neutronová hvězda. Proces kolapsu trvá zlomek sekundy. Může následovat buď proudění zbývajícího obalu hvězdy na horkou neutronovou hvězdu s emisí neutrin, nebo vymrštění obalu vlivem termojaderné energie „nespálené“ hmoty nebo energie rotace. K takovému vyvržení dochází velmi rychle a ze Země to vypadá jako výbuch supernovy. Pozorované neutronové hvězdy – pulsary jsou často spojovány se zbytky supernov. Pokud hmotnost neutronové hvězdy přesáhne 3-5 hmotností Slunce, její rovnováha bude nemožná a taková hvězda bude černá díra. Velmi důležité vlastnosti neutronových hvězd jsou rotace a magnetické pole. Magnetické pole může být miliardy nebo bilionkrát silnější než magnetické pole Země.

2002-01-18T16:42+0300

2008-06-04T19:55+0400

https://site/20020118/54771.html

https://cdn22.img..png

Zprávy RIA

https://cdn22.img..png

Zprávy RIA

https://cdn22.img..png

Termonukleární reakce probíhající na slunci

(Ter.Ink. N03-02, 18.1.2002) Vadim Pribytkov, teoretický fyzik, stálý dopisovatel Terra Incognita. Vědci si dobře uvědomují, že termonukleární reakce probíhající na Slunci obecně spočívají v přeměně vodíku na helium a na těžší prvky. Ale zde je návod, jak jsou tyto transformace provedeny, neexistuje absolutní jasnost, přesněji řečeno, převládá úplná nejednoznačnost: chybí nejdůležitější počáteční článek. Proto byla vynalezena fantastická reakce pro spojení dvou protonů na deuterium s uvolněním pozitronu a neutrina. Taková reakce je však ve skutečnosti nemožná, protože mezi protony působí mocné odpudivé síly. ---- Co se vlastně děje na Slunci? První reakcí je zrod deuteria, k jehož vzniku dochází za vysokého tlaku v nízkoteplotním plazmatu s těsným spojením dvou atomů vodíku. V tomto případě jsou dvě jádra vodíku na krátkou dobu téměř poblíž, přičemž jsou schopna zachytit jedno z ...

(Ter. Inc. N03-02, 01/18/2002)

Vadim Pribytkov, teoretický fyzik, stálý dopisovatel Terra Incognita.

Vědci si dobře uvědomují, že termonukleární reakce probíhající na Slunci obecně spočívají v přeměně vodíku na helium a na těžší prvky. Ale zde je návod, jak jsou tyto transformace provedeny, neexistuje absolutní jasnost, přesněji řečeno, převládá úplná nejednoznačnost: chybí nejdůležitější počáteční článek. Proto byla vynalezena fantastická reakce pro spojení dvou protonů na deuterium s uvolněním pozitronu a neutrina. Taková reakce je však ve skutečnosti nemožná, protože mezi protony působí mocné odpudivé síly.

Co se skutečně děje na Slunci?

První reakcí je zrod deuteria, k jehož vzniku dochází za vysokého tlaku v nízkoteplotním plazmatu s těsným spojením dvou atomů vodíku. V tomto případě jsou dvě jádra vodíku na krátkou dobu téměř poblíž, přičemž jsou schopna zachytit jeden z orbitálních elektronů, který s jedním z protonů tvoří neutron.

K podobné reakci může dojít i za jiných podmínek, kdy se do atomu vodíku zavede proton. V tomto případě také dochází k záchytu orbitálního elektronu (K-záchyt).

Nakonec může dojít k takové reakci, kdy se dva protony na krátkou dobu sejdou, jejich spojené síly stačí k zachycení procházejícího elektronu a vzniku deuteria. Vše závisí na teplotě plazmatu nebo plynu, ve kterém tyto reakce probíhají. V tomto případě se uvolní 1,4 MeV energie.

Deuterium je základem pro následný cyklus reakcí, kdy dvě jádra deuteria tvoří tritium s uvolněním protonu, nebo helium-3 s uvolněním neutronu. Obě reakce jsou stejně pravděpodobné a dobře známé.

Následují reakce kombinace tritia s deuteriem, tritia s tritiem, helia-3 s deuteriem, helia-3 s tritiem, helia-3 s heliem-3 za vzniku helia-4. Tím se uvolní více protonů a neutronů. Neutrony jsou zachycovány jádry helia-3 a všemi prvky, které mají vazby deuteria.

Tyto reakce potvrzuje i fakt, že ze Slunce je v rámci slunečního větru vyvrženo obrovské množství vysokoenergetických protonů. Nejpozoruhodnější na všech těchto reakcích je, že při nich nevznikají pozitrony ani neutrina. Všechny reakce uvolňují energii.

V přírodě se všechno děje mnohem snadněji.

Dále se z jader deuteria, tritia, helia-3, helia-4 začínají tvořit složitější prvky. V tomto případě spočívá celé tajemství v tom, že jádra helia-4 se nemohou vzájemně přímo spojit, protože se navzájem odpuzují. K jejich spojení dochází prostřednictvím svazků deuteria a tritia. Oficiální věda s tímto okamžikem také vůbec nepočítá a jádra helia-4 sype na jednu hromadu, což je nemožné.

Stejně fantastický jako oficiální vodíkový cyklus je tzv. uhlíkový cyklus, vynalezený G. Bethem v roce 1939, při kterém ze čtyř protonů vzniká helium-4 a údajně se uvolňují i ​​pozitrony a neutrina.

V přírodě se všechno děje mnohem snadněji. Příroda nevymýšlí, jako teoretici, nové částice, ale využívá pouze ty, které má. Jak vidíme, tvorba prvků začíná přidáním jednoho elektronu o dva protony (tzv. K-záchyt), v důsledku čehož vzniká deuterium. K-záchyt je jediná metoda pro vytváření neutronů a je široce praktikována všemi ostatními složitějšími jádry. Kvantová mechanika popírá přítomnost elektronů v jádře, ale je nemožné postavit jádra bez elektronů.

Není pochyb o tom, že v raném období po Velkém třesku se malý, velmi horký vesmír rozpínal a ochlazoval, dokud se protony a neutrony nedokázaly vzájemně spojit a vytvořily atomová jádra. Jaká jádra byla získána a v jakém poměru? Toto je velmi zajímavý problém pro kosmology (vědce zabývající se původem vesmíru), problém, který nás nakonec přivede zpět k úvahám o novech a supernovách. Pojďme se na to tedy podívat trochu podrobněji.

Atomová jádra mají řadu odrůd. Abychom těmto odrůdám porozuměli, jsou klasifikovány v závislosti na počtu protonů přítomných v těchto jádrech. Toto číslo se pohybuje od 1 do 100 nebo více.

Každý proton má elektrický náboj +1. Další částice přítomné v jádrech jsou neutrony, které nemají žádný elektrický náboj. Proto je celkový elektrický náboj atomového jádra roven počtu protonů v něm obsažených. Jádro obsahující jeden proton má náboj +1, jádro se dvěma protony má náboj +2, jádro s patnácti protony má náboj +15 atd. Počet protonů v daném jádře (příp. číslo vyjadřující elektrický náboj jádra) se nazývá atomové číslo .

Vesmír se stále více ochlazuje a každé jádro je již schopno zachytit určitý počet elektronů. Každý elektron má elektrický náboj -1, a protože opačné náboje se přitahují, má záporně nabitý elektron tendenci zůstat blízko kladně nabitého jádra. Za normálních podmínek se počet elektronů, které může udržet jediné jádro, rovná počtu protonů v tomto jádře. Když je počet protonů v jádře roven počtu elektronů, které je obklopují, je celkový elektrický náboj jádra a elektronů nulový a jejich kombinace dává neutrální atom. Počet protonů nebo elektronů odpovídá atomovému číslu.

Látka, která se skládá z atomů se stejným atomovým číslem, se nazývá prvek. Například vodík je prvek skládající se z atomů, jejichž jádra obsahují jeden proton a jeden elektron v jeho blízkosti. Takový atom se nazývá „atom vodíku“ a jádro takového atomu se nazývá „jádro vodíku“. Atomové číslo vodíku je tedy 1. Helium se skládá z atomů helia obsahujících jádra se dvěma protony, proto je atomové číslo helia 2. Podobně lithium má atomové číslo 3, berylium - 4, bor - 5, uhlík - 6, dusík - 7, kyslík - 8 atd.

Pomocí chemické analýzy zemské atmosféry, oceánu a půdy bylo zjištěno, že existuje 81 stabilních prvků, tedy 81 prvků, které nebudou donekonečna podléhat žádným změnám v přírodních podmínkách.

Nejméně složitým atomem na Zemi (ve skutečnosti) je atom vodíku. Růst atomového čísla nás dovede k nejsložitějšímu stabilnímu atomu na Zemi. Jedná se o atom vizmutu s atomovým číslem 83, to znamená, že každé jádro vizmutu obsahuje 83 protonů.

Protože existuje celkem 81 stabilních prvků, je třeba ze seznamu atomových čísel vynechat dvě čísla, a je tomu tak: atomy se 43 protony a 61 protony jsou nestabilní, prvky s atomovými čísly 43 a 61, které prošly chemickou analýzou, nejsou. vyskytující se v přírodních materiálech.

To však neznamená, že prvky s atomovými čísly 43 a 61 nebo s čísly větším než 83 nemohou dočasně existovat. Tyto atomy jsou nestabilní, takže se dříve nebo později v jednom nebo více krocích rozpadnou na atomy, které zůstanou stabilní. To se nemusí nutně stát okamžitě, ale může to trvat dlouho. Thorium (atomové číslo 90) a uran (atomové číslo 92) vyžadují miliardy let atomového rozpadu, aby se staly stabilními atomy olova (atomové číslo 82).

Ve skutečnosti se za celé ty dlouhé miliardy let existence Země podařilo rozpadnout jen části thoria a uranu, které byly původně přítomny v její struktuře. Přibližně 80 % původního thoria a 50 % uranu uniklo rozkladu a dnes je lze stále nalézt v horninách zemského povrchu.

V zemské kůře (její horní vrstvy) je sice všech 81 stabilních prvků (plus thorium a uran), ale v různém množství. Nejčastěji se jedná o kyslík (atomové číslo 8), křemík (14), hliník (13) a železo (26). Kyslík tvoří 46,6% zemské kůry, křemík - 27,7%, hliník - 8,13%, železo -5%. Tato čtveřice tvoří téměř sedm osmin zemské kůry, jednu osminu - všechny ostatní prvky.

Samozřejmě, že tyto prvky zřídka existují ve své čisté formě. Mícháním mají tendenci se navzájem propojovat. Tyto kombinace (nebo kombinace prvků) atomů se nazývají sloučeniny. Atomy křemíku a kyslíku se na sebe vážou velmi rozmarným způsobem, sem tam se k této sloučenině (křemík / kyslík) připojí atomy železa, hliníku a dalších prvků. Takové sloučeniny - silikáty - jsou běžné horniny, ze kterých se skládá převážně zemská kůra.

Protože samotné atomy kyslíku jsou lehčí než ostatní nejběžnější prvky zemské kůry, celková hmotnost kyslíku obsahuje více atomů než podobná hmotnost jiných prvků. Na každých 1000 atomů zemské kůry připadá 625 atomů kyslíku, 212 křemíku, 65 hliníku a 19 železa, tedy 92 % atomů zemské kůry připadá tak či onak na tyto čtyři prvky.

Zemská kůra není zkušebním vzorkem Vesmíru a dokonce ani Země jako celku. Říká se, že „jádro“ Země (centrální oblast zahrnující jednu třetinu hmotnosti planety) je složeno téměř výhradně ze železa. Pokud to vezmeme v úvahu, pak železo tvoří 38% hmotnosti celé Země, kyslík - 28%, křemík - 15%. Čtvrtým nejrozšířenějším prvkem může být spíše hořčík než hliník, který tvoří až 7 % zemské hmoty. Tyto čtyři prvky dohromady tvoří sedm osmin hmotnosti celé Země. Potom na každých 1000 atomů obecně na Zemi připadá 480 atomů kyslíku, 215 atomů železa, 150 křemíku a 80 atomů hořčíku, tedy dohromady tyto čtyři tvoří 92,5 % všech atomů Země. Země ale není typickou planetou sluneční soustavy. Možná, že Venuše, Merkur, Mars a Měsíc, svou stavbou velmi podobné Zemi, jsou složeny z kamenných materiálů a stejně jako Venuše a Merkur mají jádro bohaté na železo. Do jisté míry totéž platí pro satelity a některé asteroidy, ale všechny tyto kamenné světy (s železnými jádry nebo bez nich) netvoří ani půl procenta celkové hmotnosti všech objektů obíhajících kolem Slunce. Zbývajících 99,5 % hmotnosti sluneční soustavy (bez hmotnosti Slunce) patří čtyřem obřím planetám: Jupiteru, Saturnu, Uranu a Neptunu. Pouze Jupiter (největší ze všech) tvoří více než 70 % celkové hmoty.

Jupiter má pravděpodobně relativně malé kamenné kovové jádro. Struktura obří planety, soudě podle údajů spektroskopie a vzorků planet, se skládá z vodíku a hélia. Zdá se, že to platí i pro další obří planety.

Ale vraťme se ke Slunci, jehož hmotnost je 500krát větší než hmotnost všech planetárních těles dohromady – od Jupiteru po drobné zrnko prachu; zjistíme (hlavně díky spektroskopii), že jeho objem je vyplněn stejným vodíkem a heliem. Ve skutečnosti asi 75 % jeho hmoty připadá na vodík, 22 % na helium a 3 % tvoří všechny ostatní prvky dohromady. Kvantitativní složení atomů Slunce bude takové, že na každých 1000 atomů Slunce připadá 920 atomů vodíku a 80 atomů helia. Méně než jeden atom z tisíce představuje všechny ostatní prvky.

Slunce má nepochybně lví podíl na hmotnosti celé sluneční soustavy a nebudeme se moc mýlit, když rozhodneme, že jeho elementární složení je reprezentativní pro celou soustavu jako celek. Drtivá většina hvězd se svým elementárním složením podobá Slunci. Kromě toho je známo, že zředěnými plyny, které vyplňují mezihvězdný a mezigalaktický prostor, jsou také hlavně vodík a helium.

Můžeme tedy dojít k závěru, že z 1000 atomů celého vesmíru je 920 vodík, 80 helium a méně než jeden vše ostatní.

proč tomu tak je? Je vodík-heliový vesmír spojen s velkým třeskem? Očividně ano. Alespoň pokud jde o Gamowův systém uvažování, systém vylepšený, ale v zásadě nezměněný.

Zde je návod, jak to funguje. Velmi brzy po velkém třesku, ve zlomku sekundy, se rozpínající se vesmír ochladil do bodu, kdy vznikly nám známé složky atomů: protony, neutrony a elektrony. V podmínkách obrovské teploty, která tehdy ještě panovala, nemohlo existovat nic složitějšího. Částice se nemohly navzájem spojit: při takové teplotě, dokonce i při srážce, se okamžitě odrazily do různých směrů.

To platí při srážkách protonů a neutronů s neutrony, a to i při mnohem nižších teplotách, jako je teplota současného vesmíru. Jak však teplota raných fází vývoje vesmíru stále klesala, přišel okamžik, kdy při srážkách protonů a neutronů bylo možné, aby dvě částice zůstaly pohromadě. Pohromadě je drží tzv. silná síla, nejsilnější ze čtyř známých sil.

Proton-1 je jádro vodíku, jak bylo diskutováno dříve v této kapitole. Ale kombinace protonu a neutronu je také jádro vodíku, protože má jeden proton, což je vše, co je potřeba k tomu, aby se kvalifikovalo jako jádro vodíku. Tyto dva typy vodíkových jader (proton a proton - neutron) se nazývají izotopy vodíku a jsou definovány v závislosti na celkovém počtu částic, které obsahují. Proton s pouze jednou částicí je jádro vodíku-1. Kombinací protonu a neutronu, která obsahuje pouze dvě částice, je jádro vodíku-2.

Při vysokých teplotách raného vesmíru, kdy se tvořila různá jádra, nebylo jádro vodíku-2 příliš stabilní. Usiloval buď o rozpad na samostatné protony a neutrony, nebo o spojení s dalšími částicemi s následným vytvořením složitějších (ale možná stabilnějších) jader. Jádro vodíku-2 se může srazit a spojit se s protonem, čímž vznikne jádro složené ze dvou protonů a jednoho neutronu. V této kombinaci jsou dva protony a dostaneme jádro helia, a protože v jádře jsou tři částice, jedná se o helium-3.

Pokud se vodík-2 srazí a uzavře s neutronem, vznikne jádro skládající se z jednoho protonu a dvou neutronů (opět tři částice dohromady). Výsledkem je vodík-3.

Vodík-3 je nestabilní při jakékoli teplotě, dokonce i při nízké teplotě moderního vesmíru, takže prochází neustálými změnami, i když je prostý vlivu jiných částic nebo srážek s nimi. Jeden ze dvou neutronů v jádře vodíku-3 se dříve nebo později změní v proton a z vodíku-3 se stane helium-3. Za současných podmínek tato změna není příliš rychlá: polovina jader vodíku-3 se změní na helium-3 za něco málo přes dvanáct let. Při obrovských teplotách raného vesmíru byla tato změna nepochybně rychlejší.

Nyní tedy máme tři typy jader, která jsou v moderních podmínkách stabilní: vodík-1, vodík-2 a helium-3.

Částice helia-3 se na sebe vážou ještě slaběji než částice vodíku-2 a zvláště při zvýšených teplotách raného vesmíru má helium-3 silnou tendenci se rozkládat nebo měnit dalším přidáváním částic.

Pokud by helium-3 náhodou narazilo na proton a muselo se s ním spojit, pak bychom měli jádro složené ze tří protonů a neutronu. Bylo by to lithium-4, které je nestabilní při jakékoli teplotě, protože i při nízké teplotě zemského povrchu se jeden z jeho protonů rychle mění v neutron. Výsledkem je spojení dvou protonů – dvou neutronů, neboli helia-4.

Helium-4 je velmi stabilní jádro, nejstabilnější za běžných teplot s výjimkou jediného protonu, který tvoří vodík-1. Jakmile se vytvoří, nemá téměř žádnou tendenci se rozkládat, a to ani při velmi vysokých teplotách.

Pokud se helium-3 srazí a spojí se s neutronem, okamžitě vznikne helium-4. Pokud se dvě jádra vodíku-2 srazí a splynou, opět vznikne helium-4. Pokud se helium-3 srazí s vodíkem-2 nebo jiným héliem-3, vytvoří se helium-4 a přebytečné částice se oddělí jako jednotlivé protony a neutrony. Tak vzniká helium-4 na úkor vodíku-2 a helia-3.

Ve skutečnosti, když se vesmír ochladil na teplotu, při které by protony a neutrony, když se spojily, mohly vytvářet složitější jádra, pak prvním takovým jádrem, které se vytvořilo ve velkém množství, bylo právě helium-4.

Jak se vesmír dále rozpínal a ochlazoval, vodík-2 a helium-3 byly stále méně ochotné se měnit a některé z nich byly takříkajíc zmrazeny k neměnné existenci. V současnosti je pouze jeden atom vodíku z každých 7 000 atomů vodíku-2; helium-3 je ještě vzácnější – pouze jeden atom helia na milion. Takže, aniž bychom vzali v úvahu vodík-2 a helium-3, můžeme říci, že brzy poté, co se vesmír dostatečně ochladil, se skládal z jader vodíku-1 a helia-4. Hmota vesmíru tedy byla složena ze 75 % vodíku-1 a 25 % helia-4.

V průběhu času, v místech, kde byla teplota dostatečně nízká, jádra přitahovala záporně nabité elektrony, které byly drženy kladně nabitými jádry silou elektromagnetické interakce - druhé nejsilnější ze čtyř interakcí. Jediný proton jádra vodíku-1 spojený s jedním elektronem a dva protony jádra helia-4 spojené se dvěma elektrony. Tak vznikly atomy vodíku a helia. V kvantitativním vyjádření na každých 1000 atomů ve vesmíru připadá 920 atomů vodíku-1 a 80 atomů helia-4.

Toto je vysvětlení pro vesmír vodík-helium. Ale počkej chvíli! A co atomy těžší než helium a s vyšší atomovou hmotností? (Seberme všechny atomy obsahující více než čtyři částice v jádrech pod označením "těžké atomy"). Ve vesmíru je velmi málo těžkých atomů, přesto existují. Jak se objevily? Logika diktuje, že ačkoli je helium-4 velmi stabilní, stále má mírnou tendenci se slučovat s protonem, neutronem, vodíkem-2, heliem-3 nebo jiným heliem-4, čímž vzniká malá množství různých těžkých atomů; to je zdroj asi 3 % hmoty dnešního vesmíru, který se skládá z těchto atomů.

Bohužel tato odpověď neobstojí při zkoumání. Pokud by se helium-4 srazilo s vodíkem-1 (jeden proton) a spojily by se, vzniklo by jádro se třemi protony a dvěma neutrony. Bylo by to lithium-5. Pokud by se helium-4 srazilo a splynulo s neutronem, výsledkem by bylo jádro se dvěma protony a třemi neutrony, neboli helium-5.

Ani lithium-5, ani helium-5, dokonce ani vzniklé v podmínkách našeho ochlazeného vesmíru, nepřežijí déle než několik biliontin biliontiny sekundy. Během této doby se rozpadnou buď na helium-4, nebo na proton či neutron.

Možnost srážky helia-4 a sloučení s vodíkem-2 nebo heliem-3 je velmi prchavá vzhledem k tomu, jak vzácná jsou poslední dvě jádra v prvotní směsi. Těchto atomů, které by mohly vzniknout tímto způsobem, je příliš málo na to, aby odpovídalo tolika atomům, které dnes existují. Spíše je možné spojit jedno jádro helia-4 s jiným jádrem helia-4. Takovým dvojitým jádrem, skládajícím se ze čtyř protonů a čtyř neutronů, by se mělo stát beryllium-8. Berylium je však další extrémně nestabilní jádro: i v podmínkách našeho současného vesmíru existuje méně než několik setin biliontiny sekundy. Jakmile se vytvoří, okamžitě se rozdělí na dvě jádra helia-4.

Samozřejmě, že by se stalo něco rozumného, ​​kdyby se tři jádra helia-4 setkala v důsledku „třícestné“ srážky a přilepila se k sobě. Ale naděje, že k tomu dojde v prostředí, kde je helium-4 obklopeno vodíkem-1, který mu dominuje, je příliš malá na to, abychom ji vzali v úvahu.

Proto v době, kdy se vesmír roztáhl a ochladil do bodu, kdy tvorba komplexních jader skončila, je v hojnosti pouze vodík-1 a helium-4. Pokud zůstanou volné neutrony, rozpadají se na protony (vodík-1) a elektrony. Nevznikají žádné těžké atomy.

V takovém vesmíru se oblaka plynného vodíku a hélia rozpadnou na masy galaktické velikosti a ty se zkondenzují na hvězdy a obří planety. V důsledku toho jsou hvězdy i obří planety téměř výhradně složeny z vodíku a hélia. A má smysl se znepokojovat některými těžkými atomy, když tvoří pouhá 3 % hmotnosti a méně než 1 % počtu existujících atomů?

To dává smysl! Tato 3 % je třeba vysvětlit. Nesmíme opomíjet zanedbatelné množství těžkých atomů ve hvězdách a obřích planetách, protože planeta jako Země je složena téměř výhradně z těžkých atomů. Navíc v lidském těle a u živých bytostí obecně tvoří vodík pouze 10 % hmoty a helium zcela chybí. Všech zbývajících 90 % hmoty jsou těžké atomy.

Jinými slovy, pokud by vesmír zůstal krátce po velkém třesku beze změny a proces tvorby jader byl dokončen, planety jako Země a život na ní samotný by v určité podobě byly zcela nemožné.

Než jsme se vy a já mohli objevit na tomto světě, musely být nejprve vytvořeny těžké atomy. Ale jak?

Ve skutečnosti to pro nás již není záhadou, protože jsme již mluvili o tom, jak se tvoří jádra v hlubinách hvězd. V našem Slunci se například v jeho centrálních oblastech nepřetržitě přeměňuje vodík na helium (vodíková fúze, která slouží jako zdroj sluneční energie. Vodíková fúze probíhá i ve všech ostatních hvězdách hlavní posloupnosti).

Pokud by to byla jediná možná přeměna a tato přeměna by byla předurčena k tomu, aby trvala neomezeně dlouho při současném tempu, pak by se veškerý vodík syntetizoval a vesmír by sestával z čistého hélia po dobu asi 500 miliard let (30-40krát starší než náš vesmír). ). Vzhled masivních atomů však není jasný.

Masivní atomy, jak nyní víme, pocházejí z hvězdného jádra. Ale rodí se, až když je čas, aby taková hvězda opustila hlavní sekvenci. V tomto klimakterickém okamžiku je jádro tak husté a horké, že se jádra helia-4 navzájem srážejí s největší rychlostí a frekvencí. Čas od času se srazí tři jádra helia-4 a spojí se v jedno stabilní jádro, které se skládá ze šesti protonů a šesti neutronů. Je to uhlík-12.

Jak může k trojité srážce dojít v jádru hvězdy nyní, a ne v době bezprostředně po velkém třesku?

No a v jádrech hvězd připravujících se na opuštění hlavní posloupnosti dosahuje teplota pod obrovským tlakem přibližně 100 000 000 °C. Takové teploty a tlaky jsou také vlastní velmi mladému vesmíru. Ale jádro hvězdy má jednu velkou výhodu: Je mnohem snazší ke srážce trojitého helia-4, pokud v jádru hvězdy nejsou žádná jiná jádra kromě jader vodíku-1 přepravujících jádra helia-4.

To znamená, že těžká jádra vznikala v nitru hvězd po celou historii vesmíru, a to navzdory skutečnosti, že taková jádra nevznikla bezprostředně po velkém třesku. Navíc dnes i v budoucnu se v jádrech hvězd budou tvořit těžká jádra. A nejen uhlíková jádra, ale všechna ostatní hmotná jádra včetně železa, což, jak bylo řečeno, je konec normálních fúzních procesů ve hvězdách.

A přesto zůstávají dvě otázky: 1) jak se těžká jádra, která vznikla v centrech hvězd, šíří ve vesmíru tak, že jsou jak na Zemi, tak v nás samých? 2) jak se podaří vytvořit prvky s hmotnějšími jádry než jádra železa? Koneckonců, nejhmotnější stabilní jádro železa je železo-58, skládající se z 26 protonů a 32 neutronů. A přesto jsou na Zemi ještě těžší jádra, až po uran-238, který má 92 protonů a 146 neutronů.

Podívejme se nejprve na první otázku. Existují procesy, které přispívají k šíření hvězdného materiálu ve vesmíru?

Existovat. A některé z nich můžeme jasně cítit studiem našeho vlastního Slunce.

Pouhému oku (s nezbytnými opatřeními) se Slunce může jevit jako klidná jasná koule bez rysů, ale víme, že je ve stavu věčné bouře. Obrovské teploty v jejím nitru způsobují konvektivní pohyby v horních vrstvách (jako v hrnci s vodou, která se chystá vařit). Sluneční hmota neustále stoupá sem a tam a rozbíjí povrch, proto je povrch Slunce pokrytý „granulemi“, což jsou pro něj konvektivní sloupy. (Taková granule vypadá na fotografiích slunečního povrchu velmi malá, ale ve skutečnosti má rozlohu slušného amerického nebo evropského státu.)

Konvekční materiál se při stoupání rozšiřuje a ochlazuje, a jakmile se dostane na povrch, má tendenci opět klesat, aby vytvořil prostor pro nové, teplejší proudění.

Tento věčný koloběh se ani na okamžik nezastaví, napomáhá přenosu tepla z jádra na povrch Slunce. Z povrchu se do vesmíru uvolňuje energie ve formě záření, většinu tvoří světlo, které vidíme a na kterém závisí samotný život na Zemi.

Proces konvekce může někdy vést k mimořádným událostem na povrchu hvězdy, kdy do vesmíru uniká nejen záření, ale dochází i k vyvrhování celých hromad skutečné sluneční hmoty.

V roce 1842 bylo v jižní Francii a severní Itálii pozorováno úplné zatmění Slunce. V té době byla zatmění málokdy podrobně studována, protože k nim obvykle docházelo v oblastech vzdálených od velkých astronomických observatoří a cestování na velké vzdálenosti s plným nákladem speciálního vybavení nebylo vůbec snadné. Ale zatmění v roce 1842 prošlo blízko astronomických center západní Evropy a astronomové se svými přístroji se tam shromáždili.

Poprvé bylo zaznamenáno, že kolem slunečního okraje jsou některé rozžhavené fialově zbarvené objekty, které se staly jasně viditelnými, když byl sluneční kotouč zakryt Měsícem. Vypadalo to jako výtrysky slunečního materiálu vystřelené do vesmíru a tyto ohnivé jazyky se nazývaly „prominence“.

Astronomové ještě chvíli váhali, zda tyto protuberance patří Měsíci nebo Slunci, ale v roce 1851 došlo k dalšímu zatmění, tentokrát pozorovanému ve Švédsku, a pečlivé pozorování ukázalo, že protuberance jsou jev, sluneční a Měsíc má s nimi nic společného.

Od té doby byly protuberance pravidelně studovány a nyní je lze pomocí vhodných přístrojů kdykoli pozorovat. K tomu nemusíte čekat na úplné zatmění. Některé protuberance se tyčí v mohutném oblouku a dosahují výšek desítek tisíc kilometrů nad povrchem Slunce. Jiné explodují směrem nahoru rychlostí 1300 km/s. Přestože jsou protuberance nejpozoruhodnějším jevem pozorovaným na povrchu Slunce, stále nenesou nejvíce energie.

V roce 1859 si anglický astronom Richard Carrington (1826-1875) všiml záblesku světelného bodu ve tvaru hvězdy na povrchu Slunce, který hořel pět minut a pak zmizel. Bylo to první zaznamenané pozorování toho, čemu dnes říkáme sluneční erupce. Sám Carrington si myslel, že na Slunce dopadl velký meteorit.

Carringtonovo pozorování nevzbudilo pozornost, dokud americký astronom George Hale v roce 1926 nevynalezl spektrohelioskop. To umožnilo pozorovat Slunce ve světle speciálních vlnových délek. Sluneční erupce jsou nápadně bohaté na některé vlnové délky světla, a když je Slunce pozorováno na těchto vlnových délkách, jsou erupce vidět velmi jasně.

Nyní víme, že sluneční erupce jsou běžné, jsou spojeny se slunečními skvrnami, a když je na Slunci mnoho slunečních skvrn, malé erupce se objevují každých pár hodin a větší každých pár týdnů.

Sluneční erupce jsou exploze s vysokou energií na slunečním povrchu a ty části povrchu, které vzplanou, jsou mnohem teplejší než ostatní oblasti kolem nich. Vzplanutí, která pokryje i tisícinu povrchu Slunce, může vyslat více vysokoenergetického záření (UV, rentgenové záření a dokonce i záření gama), než by vyslal celý normální povrch Slunce.

Přestože protuberance vypadají velmi působivě a mohou existovat několik dní, Slunce jimi ztrácí velmi málo hmoty. Flash je úplně jiná věc. Jsou méně nápadné, mnohé z nich trvají jen pár minut, i ty největší z nich po pár hodinách úplně zmizí, ale mají tak vysokou energii, že vystřelují hmotu do vesmíru; tato záležitost je navždy ztracena ve slunci.

Tomu se začalo rozumět v roce 1843, kdy německý astronom Samuel Heinrich Schwabe (1789–1875), který Slunce denně pozoroval sedmnáct let, uvedl, že počet slunečních skvrn na jeho povrchu v průběhu asi jedenácti let přibývá a ubývá.

V roce 1852 anglický fyzik Edward Sabin (1788–1883) pozoroval, že poruchy zemského magnetického pole („magnetické bouře“) stoupají a klesají současně s cyklem slunečních skvrn.

Zpočátku šlo jen o statistické vyúčtování, protože nikdo nevěděl, v čem by mohla být souvislost. Avšak postupem času, když začali chápat energetickou podstatu slunečních erupcí, byla objevena souvislost. Dva dny poté, co v blízkosti středu slunečního disku propukla velká sluneční erupce (byl tedy přímo obrácen k Zemi), střelky kompasu na Zemi zkazily a polární záře získala zcela neobvyklý vzhled.

Toto dvoudenní čekání mělo velký smysl. Pokud by tyto účinky způsobilo sluneční záření, pak by časový interval mezi propuknutím a jeho následky byl osm minut: sluneční záření letí k Zemi rychlostí světla. Zpoždění o dva dny však znamenalo, že ať už „potížista“ způsobí tyto účinky jakýkoli, musí se pohybovat ze Slunce na Zemi rychlostí asi 300 km/h. Je samozřejmě také rychlý, ale v žádném případě neúměrný rychlosti světla. Takovou rychlost lze očekávat od subatomárních částic. Tyto částice, vyvržené v důsledku slunečních událostí ve směru k Zemi, nesly elektrické náboje a při průchodu kolem Země měly tímto způsobem ovlivňovat střelky kompasu a polární záři. Když byla pochopena a přijata myšlenka subatomárních částic vyvržených Sluncem, začal se vyjasňovat další rys Slunce.

Když je Slunce ve stavu úplného zatmění, pak pouhým okem můžete kolem něj vidět perleťovou záři, uprostřed, na místě Slunce, je černý kotouč zamračeného Měsíce. Touto září (neboli svítivostí) je sluneční koruna, která svůj název dostala z latinského slova corona – koruna (koruna obklopuje Slunce jakousi zářivou korunou neboli halo).

Zmíněné zatmění Slunce v roce 1842 vedlo k začátku vědeckého studia protuberancí. Poté byla koruna poprvé pečlivě prozkoumána. Ukázalo se, že i ona patří Slunci, ne Měsíci. Od roku 1860 se výzkumem korony zabývá fotografie a později spektroskopie.

V roce 1870, během zatmění Slunce ve Španělsku, americký astronom Charles Young (1834–1908) poprvé studoval spektrum koróny. Ve spektru našel jasně zelenou čáru, která neodpovídala poloze žádné známé čáry žádného ze známých prvků. Byly také objeveny další podivné linie a Young předpokládal, že představují nějaký nový prvek a pojmenoval jej „corony“.

K čemu je tato "koronie", jen a vše, co tam je nějaká spektrální čára. Do té doby ne, dokud nebyla popsána povaha struktury atomu. Ukázalo se, že každý atom se skládá z těžkého jádra ve středu, obklopeného jedním nebo více lehkými elektrony na periferii. Pokaždé, když elektron opustí atom, změní se spektrální čáry vytvořené tímto atomem. Chemici dokázali rozeznat spektrum atomů, které ztratily dva nebo tři elektrony, ale technika pro odstranění velkého počtu elektronů a studium spektra za těchto podmínek jim ještě nebyla dostupná.

V roce 1941 se Bengtu Edlenovi podařilo ukázat, že „coronium“ není vůbec nový prvek. Běžné prvky – železo, nikl a vápník zanechávají úplně stejné čáry, pokud jim odeberete tucet elektronů. Takže "koronium" byl obyčejný prvek, kterému chybělo mnoho elektronů.

Tak velký deficit elektronů mohl způsobit jen výjimečně vysoké teploty a Edlen navrhl, že sluneční koróna by měla mít teplotu jeden nebo dva miliony stupňů. Zpočátku se to setkalo s všeobecnou nedůvěrou, ale nakonec, když přišla hodina raketové techniky, se zjistilo, že sluneční koróna vyzařuje rentgenové záření, a k tomu mohlo dojít pouze při teplotách, které Edlen předpověděl.

Koróna je tedy vnější atmosféra Slunce, nepřetržitě vyživovaná hmotou vyvrhovanou slunečními erupcemi. Koróna je extrémně zářivá hmota, tak řídká, že v jednom krychlovém centimetru je méně než miliarda částic, což je asi jedna bilionina hustoty zemské atmosféry na hladině moře.

Ve skutečnosti se jedná o skutečné vakuum. Energie vyvržená z povrchu Slunce jeho erupcemi, magnetickými poli a obrovskými zvukovými vibracemi z neustále burácejících konvektivních proudů je distribuována mezi relativně malý počet částic. Přestože veškeré teplo obsažené v koróně je malé (vzhledem k jejímu přiměřenému objemu), množství tepla, které má každá z těchto několika částic, je poměrně vysoké a právě toto „teplo na částici“ je myšleno naměřenou teplotou.

Korónové částice jsou jednotlivé atomy vyvržené směrem ven ze slunečního povrchu, z nichž většina nebo všechny elektrony byly odebrány vysokými teplotami. Protože Slunce je tvořeno převážně vodíkem, většina těchto částic jsou vodíková jádra neboli protony. Po vodíku kvantitativně následují jádra helia. Počet všech ostatních těžších jader je zcela zanedbatelný. A přestože některá těžká jádra způsobují slavné linie koronia, jsou přítomna pouze ve formě stop.

Částice korony se od Slunce pohybují všemi směry. Jak se šíří, koróna zabírá stále větší objem a stává se vzácnější. Tím jeho světlo stále více slábne, až v určité vzdálenosti od Slunce zcela zmizí.

Samotný fakt, že koróna zeslábne až do úplného vymizení pro oči pozorovatele, však neznamená, že dál neexistuje v podobě částic řítících se do vesmíru. Americký fyzik Eugene Parker (nar. 1927) nazval tyto rychlé částice v roce 1959 slunečním větrem.

Sluneční vítr, expandující, dosáhne nejbližší planety a projde ještě dále. Raketové testy ukázaly, že sluneční vítr je detekovatelný za oběžnou dráhou Saturnu a pravděpodobně bude detekovatelný i za drahami Neptunu a Pluta.

Jinými slovy, všechny planety, které obíhají kolem Slunce, se pohybují v jeho nejširší atmosféře. Tato atmosféra je však natolik řídká, že nijak hmatatelně neovlivňuje pohyb planet.

A přesto sluneční vítr není věc tak strašidelná, aby se neprojevovala mnoha způsoby. Částice slunečního větru jsou elektricky nabité a tyto částice zachycené magnetickým polem Země tvoří „Van Allenovy pásy“, které zapalují polární záři, pletou kompasy a elektronická zařízení. Sluneční erupce na okamžik zesílí sluneční vítr a na chvíli výrazně zvýší intenzitu těchto efektů.

V blízkosti Země se částice slunečního větru řítí rychlostí 400-700 km/s a jejich počet v 1 cm 3 kolísá od 1 do 80. Pokud by tyto částice dopadly na zemský povrch, měly by nejškodlivější účinek na všech živých věcech nás naštěstí chrání magnetické pole Země a její atmosféra.

Množství hmoty ztracené Sluncem slunečním větrem je 1 miliarda kg/s. Podle lidských měřítek je to strašně moc, pro Slunce je to pouhá maličkost. Slunce bylo na hlavní posloupnosti asi 5 miliard let a zůstane na ní dalších 5–6 miliard let. Jestliže po celou tu dobu ztrácelo a bude ztrácet svou hmotnost s větrem aktuální rychlostí, pak celková ztráta Slunce za celou dobu jeho života jako hvězdy hlavní posloupnosti bude 1/5 jeho hmotnosti. Hmotnost.

Nicméně 1/5 hmotnosti jakékoli pevné hvězdy není průměrné množství přidané k celkové zásobě hmoty unášené v obrovských prostorech mezi hvězdami. Toto je jen příklad toho, jak se hmota může vzdálit od hvězd a připojit se k celkové dodávce mezihvězdného plynu.

Naše Slunce není v tomto smyslu neobvyklé. Máme všechny důvody věřit, že každá hvězda, která ještě nezkolabovala, vysílá hvězdný vítr.

Samozřejmě nemůžeme studovat hvězdy stejným způsobem jako Slunce, ale lze provést určitá zobecnění. Existují například malí chladní červení trpaslíci, kteří v nepravidelných intervalech náhle vykazují zvýšení jasu doprovázené zběláním světla. Toto zesílení trvá několik minut až hodinu a má takové vlastnosti, že jej lze zaměnit za záblesk na povrchu malé hvězdy.

Tito červení trpaslíci se proto nazývají světlicové hvězdy.

Vzplanutí, jejíž velikost je méně slabá než sluneční erupce, získá mnohem znatelnější účinek na malou hvězdu. Pokud dostatečně velká erupce může zvýšit zářivost Slunce o 1 %, pak by stejná erupce stačila k 250násobnému zesílení světla matné hvězdy.

V důsledku toho se může dobře ukázat, že červení trpaslíci vysílají hvězdný vítr velmi působivé kvality.

Některé hvězdy pravděpodobně vysílají neobvykle silné hvězdné větry. Rudí obři mají například přehnaně nataženou strukturu, z nichž největší mají 500krát větší průměr než Slunce. Jejich povrchová gravitace je tedy relativně malá, protože velká hmota obrovského červeného obra je stěží vyvážena neobvykle velkou vzdáleností od středu k povrchu. Rudí obři se navíc blíží ke konci své existence a skončí jejím kolapsem. Proto jsou extrémně turbulentní.

Z toho lze usuzovat, že silné víry odnášejí hvězdnou hmotu navzdory slabé povrchové přitažlivosti.

Velký červený obr Betelgeuse je od nás dostatečně blízko, že o něm astronomové mohou shromáždit nějaká data. Například se předpokládá, že hvězdný vítr Betelgeuse je miliardkrát silnější než sluneční. I když vezmeme v úvahu, že hmotnost Betelgeuse je 16krát větší než hmotnost Slunce, mohla by tato hmota při této rychlosti vyčerpání úplně roztát asi za milion let (pokud se nezhroutí mnohem dříve).

Zřejmě můžeme předpokládat, že sluneční vítr naší hvězdy není příliš daleko od průměrné intenzity všech hvězdných větrů obecně. Pokud předpokládáme, že v naší galaxii je 300 miliard hvězd, pak celková hmotnost ztracená díky hvězdnému větru bude 3 x 1020 kg/s.

To znamená, že každých 200 let opustí hvězdy v mezihvězdném prostoru množství hmoty rovnající se hmotnosti Slunce. Za předpokladu, že naše Galaxie je stará 15 miliard let a že sluneční větry během této doby „foukaly“ stejně, dostaneme, že celková hmotnost hmoty přenesené z hvězd do vesmíru se rovná hmotnosti 75 milionů hvězd, jako je naše Slunce. nebo přibližně 1/3 hmotnosti galaxie.

Ale hvězdné větry pocházejí z povrchových vrstev hvězd a tyto vrstvy jsou zcela (nebo téměř zcela) složeny z vodíku a helia. Hvězdné větry proto zcela (nebo téměř zcela) obsahují stejný vodík a helium a nezanášejí do galaktické směsi žádná těžká jádra.

Těžká jádra se tvoří ve středu hvězdy a vzhledem k tomu, že jsou daleko od povrchu hvězdy, zůstávají během formování hvězdného větru nehybná.

Když jsou v horních vrstvách hvězdné struktury nějaké stopy těžkých jader (jako máme na Slunci), hvězdný vítr přirozeně zahrnuje těchto pár jader. Těžká jádra se původně nevytvářela v nitru hvězd, ale objevila se tam, když už hvězda vznikla. Vznikly působením nějakého vnějšího zdroje, který musíme najít.

Pokud hvězdné větry nejsou mechanismem, kterým jsou těžká jádra transportována ze středu hvězdy do vesmíru, pak se obracíme k násilným událostem, ke kterým dochází, když hvězda opustí hlavní sekvenci.

Zde hned musíme většinu hvězdiček škrtnout.

Přibližně 75-80 % existujících hvězd je mnohem menších než Slunce. Zůstávají v hlavní posloupnosti kdekoli od 20 do 200 miliard let, v závislosti na tom, jak jsou malé, což znamená, že žádná z malých hvězd, které dnes existují, nikdy neopustila hlavní posloupnost. Dokonce ani nejstarší z nich, které vznikly na úsvitu vesmíru během první miliardy let po Velkém třesku, ještě nestihly spotřebovat své vodíkové palivo do bodu, kdy by měly opustit hlavní sekvenci.

Také, když malá hvězda opustí hlavní sekvenci, udělá to potichu. Pokud víme, čím menší je hvězda, tím klidněji opouští tuto sekvenci. Malá hvězda (jako obecně všechny hvězdy) se rozšíří v červeného obra, ale v tomto případě tato expanze povede ke vzniku malého červeného obra. Pravděpodobně bude žít mnohem déle než ostatní, větší a nápadnější a nakonec se zhroucením víceméně tiše promění v bílého trpaslíka, samozřejmě ne tak hustého jako Sirius B.

Těžké prvky vzniklé v hlubinách malé hvězdy (hlavně uhlík, dusík a kyslík), zůstávající v jejím jádru během její existence v hlavní posloupnosti, tam zůstanou i po přeměně hvězdy na bílého trpaslíka. Za žádných okolností nepřejdou do úložiště mezihvězdného plynu ve větším než nevýznamném množství. Kromě velmi vzácných případů těžké prvky pocházející z malých hvězd zůstávají v těchto hvězdách neomezeně dlouho.

Hvězdy stejné hmotnosti jako Slunce (10–20 % z nich) se zhroutí a změní se v bílé trpaslíky, přičemž v hlavní posloupnosti zůstaly pouze 5 až 15 miliard let. Naše Slunce, které mělo být v hlavní posloupnosti asi 10 miliard let, je na něm stále, protože vzniklo teprve před 5 miliardami let.

Hvězdy podobné Slunci, starší než naše Slunce, už možná dávno opustily hlavní posloupnost. Totéž se stalo s dalšími podobnými hvězdami, které vznikly v počátcích našeho vesmíru. Hvězdy stejné hmotnosti jako Slunce tvoří větší rudé obry než malé hvězdy a tito rudí obři, když dosáhli bodu, kdy se stali bílým trpaslíkem, kolabují mnohem prudčeji než tyto hvězdy. Energie kolapsu odfoukne horní závoj hvězdy a vynese je do vesmíru, čímž vznikne planetární mlhovina typu popsaného dříve.

Expandující náboj plynu vzniklý během kolapsu hvězdy ve tvaru Slunce může obsahovat 10 až 20 % její původní hmoty. Tato hmota je však odnášena z vnějších oblastí hvězdy, a i když jsou takové hvězdy na pokraji kolapsu, nejsou tyto oblasti v podstatě ničím jiným než směsí vodíku a helia.

I když jsou v důsledku turbulence hvězdy stojící v bodě zhroucení vynesena na povrch těžká jádra z jejího nitra a vyvržena do vesmíru jako součást proudu plynu, stále jde o nepatrnou, sotva znatelnou část. ta těžká jádra, která existují v mezihvězdných oblacích plynu.

Ale protože jsme se zastavili u toho, jak vznikají bílí trpaslíci, je na místě otázka: co se stane v těch zvláštních případech, kdy bílý trpaslík neznamená konec, ale slouží jako faktor rozložení hmoty ve vesmíru?

Dříve v této knize jsme mluvili o bílých trpaslících jako o součásti blízkého binárního systému schopného akumulovat hmotu na úkor doprovodné hvězdy, která se blíží stádiu červeného obra. Čas od času je část této hmoty na povrchu bílého trpaslíka pokryta jadernou reakcí a uvolněná obrovská energie, která silou vrhá produkty fúze do vesmíru, způsobuje, že vzplane novým jasem.

Ale materiál, který vytváří bílý trpaslík, je většinou vodík a helium z vnějších vrstev expandujícího červeného obra. Fúzní reakce mění vodík na helium a právě mrak hélia během exploze letí do vesmíru.

To znamená, že v tomto posledním případě, pokud nějaká těžká jádra pocházela ze doprovodné hvězdy nebo vznikla v procesu syntézy, pak je jejich počet tak zanedbatelný, že nedokážou vysvětlit mnoho těžkých jader, která jsou rozptýlena v mezihvězdných mracích.

Co nám zbývá?

Jediným možným zdrojem těžkých jader je supernova.

Supernova typu 1, jak jsem vysvětlil dříve, se vyskytuje na stejné půdě jako běžné novy: bílý trpaslík přijímá hmotu od blízkého společníka, který se má stát červeným obrem. Rozdíl je v tom, že zde je bílý trpaslík na hranici hmotnosti Chandrasekhar, takže přidaná hmota jej nakonec posune za tuto hranici. Bílý trpaslík je odsouzen ke kolapsu. Zároveň v něm probíhá mohutná jaderná reakce a exploduje.

Celá jeho struktura o hmotnosti 1,4 hmotnosti Slunce se roztříští v prach a změní se v oblak expandujícího plynu.

Nějakou dobu ji pozorujeme jako supernovu, ale toto záření, v první chvíli velmi silné, postupně mizí. Zůstává jen oblak plynu, který se po miliony let rozpíná, dokud nesplyne s obecným pozadím mezihvězdného plynu.

Při výbuchu bílého trpaslíka se do vesmíru rozptýlí obrovské množství uhlíku, dusíku, kyslíku a neonu (ze všech těžkých jader nejběžnějších prvků). Během samotného výbuchu dochází k další jaderné reakci, jejímž výsledkem je vytvoření malého množství jader těžších než neon. Samozřejmě jen velmi málo bílých trpaslíků je dostatečně hmotných a dostatečně blízko k velké doprovodné hvězdě, aby se z nich stala supernova typu 1, ale za 14 miliard let života Galaxie došlo k tolika explozím, že by mohly než vysvětlit značné množství těžkých jader, dostupných v mezihvězdném plynu.

Zbytek těžkých jader existuje v mezihvězdném prostředí jako výsledek evoluce supernov typu 2. Hovoříme, jak bylo řečeno, o hmotných hvězdách, které jsou 10, 20 a dokonce 60krát těžší než Slunce.

Ve fázi existence hvězd v podobě červených obrů dochází v jejich jádrech k jaderné fúzi, která pokračuje, dokud se tam nezačnou ve velkém tvořit jádra železa. Tvorba železa je slepá ulička, za kterou již jaderná fúze nemůže existovat jako zařízení produkující energii. Hvězda proto prochází kolapsem.

Ačkoli jádro hvězdy obsahuje postupně hlubší vrstvy těžkých jader, až po železná jádra, vnější oblasti hvězdy stále obsahují působivé množství neporušeného vodíku, který nebyl nikdy vystaven vysokým teplotám a tlakům, které by ji mohly přimět vstoupit do jaderné reakce.

Kolaps obří hvězdy je tak rychlý, že zažívá prudký, katastrofický nárůst teploty i tlaku. Veškerý vodík (a také helium), který byl dosud nerušen, nyní reaguje, a to vše najednou. Výsledkem je kolosální výbuch, který pozorujeme ze Země jako supernovu 2. typu.

Energie uvolněná v tomto případě může a také jde do jaderných reakcí schopných tvořit jádra těžší než jádra železa. Taková tvorba jader vyžaduje příliv energie, ale uprostřed zuřivosti supernovy energie nemá být obsazena... Tak vznikají jádra až po uran a těžší. Energie je dostatek pro vznik radioaktivních (tj. nestabilních) jader, která se časem rozpadnou.

Ve skutečnosti všechna těžká jádra, která ve vesmíru existují, vznikla v důsledku výbuchů supernov typu 2.

Samozřejmě, že takto hmotné hvězdy, ze kterých se určitě vyklube supernova typu 2, nejsou běžné. Pouze jedna hvězda z milionu, nebo možná ještě méně, má na to dostatečnou hmotnost. Nejedná se však o tak vzácný případ, jak se na první pohled zdá.

V naší Galaxii jsou tedy desítky tisíc hvězd, které jsou potenciálními supernovami 2. typu.

Vzhledem k tomu, že obří hvězdy mohou zůstat v hlavní sekvenci maximálně několik milionů let, máme právo se ptát: proč všechny nevybuchly a nezmizely už dávno? Faktem je, že neustále vznikají nové hvězdy a některé z nich jsou hvězdy s velmi velkou hmotností. Supernovy typu 2, které nyní pozorujeme, jsou erupce hvězd, které vznikly jen před několika miliony let. Supernovy typu 2, ke kterým dojde ve vzdálené budoucnosti, budou výbuchy velkých hvězd, které dnes ještě neexistují. Možná budou supernovy a další grandiózní. Ještě relativně nedávno si byli astronomové jisti, že hvězdy s hmotností 60krát větší než Slunce pravděpodobně vůbec neexistují. Věřilo se, že takové hvězdy ve svých jádrech vyvinou tolik tepla, že okamžitě explodují, navzdory obrovské gravitaci.

Jinými slovy, nikdy by se ani nemohli zformovat.

V 80. letech se však zjistilo, že některé aspekty Einsteinovy ​​obecné teorie relativity nebyly v těchto argumentech brány v úvahu. Poté, co byly tyto aspekty zohledněny v astronomických výpočtech, se ukázalo, že hvězdy o 100 slunečních průměrech a 2000násobku hmotnosti Slunce mohou být stále stabilní. Několik astronomických pozorování navíc potvrdilo, že takové supermasivní hvězdy existují.

Přirozeně, supermasivní hvězdy nakonec kolabovaly a explodovaly jako supernovy, které produkovaly mnohem více energie a za mnohem delší dobu než běžné supernovy. Tyto superexploze by měly být zjevně považovány za supernovy typu 3.

Přibližně ve stejné době se sovětský astronom V.P. Utrobin rozhodl retrospektivně studovat astronomické záznamy z minulých let, aby tam našel supernovu, která by svou povahou byla supernova typu 3. Navrhl, že supernova objevená v roce 1901 v galaxii souhvězdí Persea, to je přesně ten případ. Namísto toho, aby dosáhla vrcholu za několik dní nebo týdnů, trvalo této supernově celý rok, než dosáhla své maximální jasnosti, poté velmi pomalu slábla a zůstala v dohledu dalších devět let.

Celková energie, kterou vyzařovala, byla 10krát větší než energie běžné supernovy. Dokonce i v naší době si astronomové mysleli, že je to fantastické, a byli zjevně zmateni.

Takové supertěžké hvězdy jsou extrémně vzácné, ale počet těžkých jader, které produkují, je tisíckrát nebo vícekrát větší než počet jader produkovaných běžnými supernovami. To znamená, že příspěvek těžkých jader k mezihvězdným plynovým mračnům, vytvářený supertěžkými hvězdami, je velmi velký. V naší Galaxii došlo za dobu její existence zjevně ke 300 milionům explozí různých supernov (a k podobnému počtu, upravenému pro rozdíl ve velikosti, jedna k druhé) a to je docela dost k vysvětlení zásob těžkých jader v mezihvězdném plynu. , ve vnějších vrstvách obyčejných hvězd (a kromě našeho planetárního systému - v jakýchkoli planetách).

Nyní vidíte, že prakticky celá Země a my všichni jsme téměř výhradně složeni z atomů vytvořených v nitru hvězd (jiných než naše Slunce) a rozptýlených do vesmíru během časných explozí supernov. Nemůžeme ukázat na jednotlivé atomy a říci, na které hvězdě se zrodily a kdy přesně byly vyvrženy do vesmíru, ale víme, že se zrodily na nějaké vzdálené hvězdě a dostaly se k nám v důsledku výbuchu v dávné minulosti.

My a náš svět tedy nepocházíme pouze z hvězd, ale také z explodujících hvězd. Přišli jsme ze supernov!

Poznámky:

Nejvnitřnější část radiačního pásu nejblíže Zemi, „Van Allenův pás“, je tvořena protony a elektrony, které vznikají rozpadem neutronů vystupujících z horních vrstev zemské atmosféry – Poznámka. vyd.

Ostražitost americké společnosti vůči jaderné energii založené na jaderném štěpení vedla ke zvýšení zájmu o vodíkovou fúzi (termonukleární reakci). Tato technologie byla navržena jako alternativní způsob využití vlastností atomu k výrobě elektřiny. To je teoreticky skvělý nápad. Vodíková fúze přeměňuje hmotu na energii efektivněji než jaderné štěpení a tento proces není doprovázen tvorbou radioaktivního odpadu. Funkční termonukleární reaktor však zatím nebyl vytvořen.

Fúze na slunci

Fyzici se domnívají, že Slunce přeměňuje vodík na helium prostřednictvím reakce jaderné fúze. Termín "syntéza" znamená "kombinování". Fúze vodíku vyžaduje nejvyšší teploty. Silná gravitace vytvářená obrovskou hmotou Slunce neustále udržuje jeho jádro ve stlačeném stavu. Tato komprese poskytuje jádru teplotu dostatečně vysokou pro výskyt termonukleární fúze vodíku.

Solární vodíková fúze je vícestupňový proces. Nejprve jsou dvě jádra vodíku (dva protony) silně stlačena a emitují pozitron, také známý jako antielektron. Pozitron má stejnou hmotnost jako elektron, ale nese kladný spíše než záporný jednotkový náboj. Kromě pozitronu se při stlačování atomů vodíku uvolňuje neutrino - částice, která se podobá elektronu, ale nemá elektrický náboj a je schopna pronikat hmotou do značné míry (Jinými slovy neutrina (nízká -energetická neutrina) interagují extrémně slabě s hmotou. Střední volná dráha některých typů neutrin ve vodě je asi sto světelných let.Je také známo, že každou sekundu, bez viditelných následků, projde kolem 10 neutrin emitovaných Sluncem tělo každého člověka na Zemi).

Syntéza dvou protonů je doprovázena ztrátou jednotkového kladného náboje. V důsledku toho se jeden z protonů stane neutronem. Tak se získá jádro deuteria (označuje se 2H nebo D) - těžký izotop vodíku, skládající se z jednoho protonu a jednoho neutronu.

Deuterium je také známé jako těžký vodík. Jádro deuteria se spojí s dalším protonem a vytvoří jádro helia-3 (He-3), které se skládá ze dvou protonů a jednoho neutronu. Tím se emituje paprsek gama záření. Dále se dvě jádra helia-3, vytvořená jako výsledek dvou nezávislých opakování výše popsaného procesu, spojí za vzniku jádra helia-4 (He-4), sestávajícího ze dvou protonů a dvou neutronů. Tento izotop helia se používá k plnění balónů lehčích než vzduch. V konečné fázi jsou emitovány dva protony, které mohou vyvolat další vývoj fúzní reakce.

V procesu „sluneční fúze“ celková hmotnost vzniklé hmoty mírně převyšuje celkovou hmotnost původních přísad. „Chybějící část“ se přemění na energii podle slavného Einsteinova vzorce:

kde E je energie v joulech, m je „chybějící hmotnost“ v kilogramech a c je rychlost světla, která je (ve vakuu) 299 792 458 m/s. Slunce tímto způsobem produkuje obrovské množství energie, protože jádra vodíku se nepřetržitě a v obrovském množství přeměňují na jádra helia. Na Slunci je dostatek hmoty na to, aby proces vodíkové fúze mohl pokračovat po miliony tisíciletí. Časem dojde k ukončení dodávek vodíku, ale to se za našeho života nestane.

První pokusy odpovědět na tyto otázky učinili astronomové v polovině 19. století poté, co fyzikové zformulovali zákon zachování energie.

Robert Mayer navrhl, že Slunce svítí díky neustálému bombardování povrchu meteority a meteorickými částicemi. Tato hypotéza byla zamítnuta, protože jednoduchý výpočet ukazuje, že pro udržení svítivosti Slunce na současné úrovni je nutné, aby na něj každou sekundu dopadalo 2 * 1015 kg meteorické hmoty. Za rok to bude 6 * 1022 kg a během existence Slunce po dobu 5 miliard let - 3 * 1032 kg. Hmotnost Slunce je M = 2 * 1030 kg, takže za pět miliard let by na Slunce mělo dopadnout hmoty 150krát více, než by měla hmotnost Slunce.

Druhou hypotézu předložili také Helmholtz a Kelvin v polovině 19. století. Navrhli, že Slunce vyzařuje smrštěním 60–70 metrů ročně. Důvodem kontrakce je vzájemná přitažlivost částic Slunce, proto se tato hypotéza nazývá kontrakce. Pokud provedeme výpočet podle této hypotézy, pak stáří Slunce nebude více než 20 milionů let, což je v rozporu s moderními údaji získanými z analýzy radioaktivního rozpadu prvků v geologických vzorcích zemské půdy a měsíční půdy. .

Třetí hypotézu o možných zdrojích sluneční energie předložil James Jeans na počátku 20. století. Navrhl, že hlubiny Slunce obsahují těžké radioaktivní prvky, které se spontánně rozpadají, zatímco je vyzařována energie. Například přeměna uranu na thorium a následně na olovo je doprovázena uvolňováním energie. Následná analýza této hypotézy také ukázala její selhání; hvězda složená pouze z uranu by neuvolnila dostatek energie, aby poskytla pozorovanou svítivost Slunce. Navíc existují hvězdy, které jsou mnohonásobně svítivější než naše hvězda. Je nepravděpodobné, že by tyto hvězdy obsahovaly více radioaktivního materiálu.

Jako nejpravděpodobnější se ukázala hypotéza o syntéze prvků v důsledku jaderných reakcí v nitru hvězd.

V roce 1935 Hans Bethe vyslovil hypotézu, že termonukleární reakce přeměny vodíku na helium by mohla být zdrojem sluneční energie. Právě za to Bethe obdržela v roce 1967 Nobelovu cenu.

Chemické složení Slunce je přibližně stejné jako u většiny ostatních hvězd. Přibližně 75 % tvoří vodík, 25 % helium a méně než 1 % všechny ostatní chemické prvky (hlavně uhlík, kyslík, dusík atd.). Bezprostředně po zrození Vesmíru neexistovaly vůbec žádné „těžké“ prvky. Všechny, tzn. prvky těžší než helium, a dokonce i mnoho alfa částic, vznikly při „spalování“ vodíku ve hvězdách při termojaderné fúzi. Charakteristická doba života hvězdy jako je Slunce je deset miliard let.

Hlavní zdroj energie - proton-protonový cyklus - je velmi pomalá reakce (charakteristická doba 7,9 * 109 let), protože je způsobena slabou interakcí. Jeho podstata spočívá v tom, že ze čtyř protonů se získá jádro helia. V tomto případě se uvolní dvojice pozitronů a dvojice neutrin a také energie 26,7 MeV. Počet neutrin emitovaných Sluncem za sekundu je určen pouze svítivostí Slunce. Protože když se uvolní 26,7 MeV, zrodí se 2 neutrina, rychlost emise neutrin je: 1,8 * 1038 neutrin/s.

Přímým testem této teorie je pozorování slunečních neutrin. Vysokoenergetická neutrina (bór) jsou zaznamenána v experimentech chlor-argon (Davisovy experimenty) a konzistentně vykazují nedostatek neutrin ve srovnání s teoretickou hodnotou pro standardní solární model. Nízkoenergetická neutrina, která vznikají přímo v reakci pp, jsou zaznamenána v experimentech gallium-germanium (GALLEX v Gran Sasso (Itálie-Německo) a SAGE v Baksanu (Rusko-USA)); také „chybějí“.

Podle některých předpokladů, pokud mají neutrina nenulovou klidovou hmotnost, jsou možné oscilace (transformace) různých typů neutrin (efekt Mikheev - Smirnov - Wolfenstein) (existují tři typy neutrin: elektronová, mionová a tauonová neutrina) . Protože jiná neutrina mají mnohem menší interakční průřezy s hmotou než elektrony, pozorovaný deficit lze vysvětlit beze změny standardního modelu Slunce, postaveného na základě celého souboru astronomických dat.

Každou sekundu Slunce recykluje asi 600 milionů tun vodíku. Zásoby jaderného paliva vydrží dalších pět miliard let, poté se postupně promění v bílého trpaslíka.

Centrální části Slunce se budou smršťovat, zahřívat a teplo přenesené do vnějšího obalu povede k jeho expanzi do monstrózních velikostí ve srovnání s moderními: Slunce se roztáhne natolik, že pohltí Merkur, Venuši a stráví “ palivo“ stokrát rychleji než v současnosti. Tím se zvětší velikost Slunce; z naší hvězdy se stane červený obr, jehož velikost je srovnatelná se vzdáleností Země ke Slunci! Život na Zemi zmizí nebo najde domov na vnějších planetách.

Na takovou událost budeme samozřejmě předem upozorněni, protože přechod do nové etapy bude trvat přibližně 100–200 milionů let. Když teplota centrální části Slunce dosáhne 100 000 000 K, začne hořet i helium, které se změní na těžké prvky a Slunce vstoupí do stádia složitých cyklů kontrakce a expanze. V poslední fázi naše hvězda ztratí svůj vnější obal, centrální jádro bude mít neuvěřitelně velkou hustotu a velikost, jako má Země. Uplyne ještě několik miliard let a Slunce se ochladí a změní se v bílého trpaslíka.