Reaksi termonuklir yang terjadi di matahari. Ketika semua hidrogen berubah menjadi helium, bintang masih bisa eksis karena transformasi helium menjadi unsur yang lebih berat, hingga besi

Struktur internal bintang

Kami menganggap bintang sebagai benda yang dipengaruhi oleh berbagai gaya. Gaya gravitasi cenderung menarik materi bintang menuju pusat, sedangkan tekanan gas dan cahaya yang diarahkan dari dalam cenderung mendorongnya menjauh dari pusat. Karena bintang berada sebagai benda yang stabil, maka terdapat semacam keseimbangan antara gaya-gaya yang saling bersaing. Untuk melakukan hal ini, suhu berbagai lapisan bintang harus diatur sedemikian rupa sehingga di setiap lapisan aliran energi keluar membawa semua energi yang dihasilkan di bawahnya ke permukaan. Energi dihasilkan di inti pusat yang kecil. Untuk periode awal kehidupan sebuah bintang, kompresinya merupakan sumber energi. Tetapi hanya sampai suhu meningkat sedemikian rupa sehingga reaksi nuklir dapat dimulai.

Pembentukan bintang dan galaksi

Materi di Alam Semesta terus berkembang, dalam berbagai bentuk dan keadaan. Karena bentuk-bentuk keberadaan materi berubah, maka benda-benda yang berbeda dan beraneka ragam itu tidak mungkin muncul pada waktu yang sama, tetapi terbentuk pada zaman yang berbeda-beda dan oleh karena itu mempunyai umur tertentu, dihitung dari awal mula kemunculannya.

Landasan ilmiah kosmogoni diletakkan oleh Newton, yang menunjukkan bahwa materi di ruang angkasa, di bawah pengaruh gravitasinya sendiri, terbagi menjadi potongan-potongan terkompresi. Teori pembentukan gumpalan materi yang membentuk bintang dikembangkan pada tahun 1902 oleh ahli astrofisika Inggris J. Jeans. Teori ini juga menjelaskan asal usul Galaksi. Dalam media yang awalnya homogen dengan suhu dan kepadatan konstan, pemadatan dapat terjadi. Jika gaya gravitasi timbal balik di dalamnya melebihi gaya tekanan gas, maka medium akan mulai berkontraksi, dan jika tekanan gas mendominasi, maka zat tersebut akan tersebar di ruang angkasa.

Usia Metagalaxy diyakini 13-15 miliar tahun. Usia tersebut tidak bertentangan dengan perkiraan usia bintang tertua dan gugus bintang globular di Galaksi kita.

Evolusi bintang

Kondensasi yang timbul di lingkungan gas dan debu Galaksi, yang terus berkontraksi karena pengaruh gravitasinya sendiri, disebut protobintang. Saat ia berkontraksi, kepadatan dan suhu protobintang meningkat, dan ia mulai mengeluarkan emisi dalam jumlah besar dalam rentang spektrum inframerah. Durasi kompresi protobintang berbeda-beda: untuk protobintang yang massanya lebih kecil dari Matahari - ratusan juta tahun, dan untuk protobintang masif - hanya ratusan ribu tahun. Ketika suhu di dalam perut protobintang naik hingga beberapa juta Kelvin, reaksi termonuklir dimulai di dalamnya, mengubah hidrogen menjadi helium. Dalam hal ini, energi yang sangat besar dilepaskan, mencegah kompresi lebih lanjut dan memanaskan materi hingga titik pendaran sendiri - protobintang berubah menjadi bintang biasa. Jadi, tahap kompresi digantikan oleh tahap stasioner, disertai dengan “kehabisan” hidrogen secara bertahap. Bintang menghabiskan sebagian besar hidupnya dalam tahap stasioner. Pada tahap evolusi inilah ditemukan bintang-bintang yang terletak pada rangkaian “spektrum-luminositas” utama. Waktu yang dihabiskan sebuah bintang di deret utama sebanding dengan massa bintang, karena pasokan bahan bakar nuklir bergantung padanya, dan berbanding terbalik dengan luminositas, yang menentukan tingkat konsumsi bahan bakar nuklir.

Ketika semua hidrogen di wilayah pusat diubah menjadi helium, inti helium terbentuk di dalam bintang. Kini hidrogen akan berubah menjadi helium bukan di pusat bintang, melainkan di lapisan yang berdekatan dengan inti helium yang sangat panas. Selama tidak ada sumber energi di dalam inti helium, ia akan terus menyusut dan pada saat yang sama semakin memanas. Kompresi inti menyebabkan pelepasan energi nuklir lebih cepat pada lapisan tipis dekat batas inti. Pada bintang yang lebih masif, suhu inti selama kompresi menjadi di atas 80 juta Kelvin, dan reaksi termonuklir dimulai di dalamnya, mengubah helium menjadi karbon, dan kemudian menjadi unsur kimia yang lebih berat lainnya. Energi yang keluar dari inti dan sekitarnya menyebabkan peningkatan tekanan gas, yang mengakibatkan fotosfer mengembang. Energi yang masuk ke fotosfer dari bagian dalam bintang kini menyebar ke area yang lebih luas dari sebelumnya. Oleh karena itu, suhu fotosfer menurun. Bintang tersebut keluar dari deret utama, secara bertahap menjadi raksasa merah atau super raksasa tergantung massanya, dan menjadi bintang tua. Melewati tahap superraksasa kuning, sebuah bintang mungkin berubah menjadi bintang yang berdenyut, yaitu bintang variabel fisik, dan tetap berada dalam tahap raksasa merah. Cangkang bintang bermassa kecil yang mengembang sudah tertarik lemah ke inti dan, secara bertahap menjauh darinya, membentuk nebula planet. Setelah cangkangnya hilang, hanya inti panas bintang yang tersisa - katai putih.

Nasib bintang yang lebih masif berbeda-beda. Jika massa sebuah bintang kira-kira dua kali massa Matahari, maka bintang tersebut kehilangan stabilitas pada tahap terakhir evolusinya. Secara khusus, mereka dapat meledak sebagai supernova dan kemudian menyusut secara dahsyat menjadi seukuran bola dengan radius beberapa kilometer, yaitu berubah menjadi bintang neutron.

Sebuah bintang yang massanya lebih dari dua kali massa Matahari, kehilangan keseimbangan dan mulai berkontraksi, akan berubah menjadi bintang neutron atau tidak akan mampu mencapai keadaan stabil sama sekali. Dalam proses kompresi tanpa batas, kemungkinan besar ia mampu berubah menjadi lubang hitam.

katai putih

Katai putih adalah bintang yang tidak biasa, sangat kecil, dan padat dengan suhu permukaan tinggi. Ciri pembeda utama struktur internal katai putih adalah kepadatannya yang sangat besar dibandingkan bintang normal. Karena kepadatannya yang sangat besar, gas di bagian dalam katai putih berada dalam kondisi yang tidak biasa - merosot. Sifat-sifat gas yang mengalami degenerasi tersebut sama sekali tidak mirip dengan sifat-sifat gas biasa. Tekanannya, misalnya, praktis tidak bergantung pada suhu. Stabilitas katai putih dipertahankan oleh fakta bahwa gaya gravitasi besar yang menekannya ditentang oleh tekanan gas yang mengalami degenerasi di kedalamannya.

Katai putih berada pada tahap akhir evolusi bintang dengan massa tidak terlalu besar. Tidak ada lagi sumber nuklir di bintang tersebut, dan ia masih bersinar dalam waktu yang sangat lama, perlahan mendingin. Katai putih stabil kecuali massanya melebihi sekitar 1,4 massa matahari.

Bintang neutron

Bintang neutron adalah benda langit yang sangat kecil dan sangat padat. Diameternya rata-rata tidak lebih dari beberapa puluh kilometer. Bintang neutron terbentuk setelah habisnya sumber energi termonuklir di perut bintang biasa, jika massanya saat itu melebihi 1,4 massa matahari. Karena tidak ada sumber energi termonuklir, keseimbangan stabil bintang menjadi tidak mungkin dan kompresi bintang menuju pusat dimulai - keruntuhan gravitasi. Jika massa awal bintang tidak melebihi nilai kritis tertentu, maka keruntuhan di bagian tengahnya berhenti dan terbentuklah bintang neutron panas. Proses keruntuhan memakan waktu sepersekian detik. Hal ini dapat diikuti dengan kebocoran cangkang bintang yang tersisa ke bintang neutron panas dengan emisi neutrino, atau dengan pelepasan cangkang karena energi termonuklir dari materi yang “tidak terbakar” atau energi rotasi. Ejeksi seperti itu terjadi sangat cepat dan dari Bumi tampak seperti ledakan supernova. Pulsar bintang neutron yang teramati sering dikaitkan dengan sisa-sisa supernova. Jika massa bintang neutron melebihi 3-5 massa matahari, keseimbangannya menjadi tidak mungkin, dan bintang tersebut akan menjadi lubang hitam. Karakteristik yang sangat penting dari bintang neutron adalah rotasi dan medan magnet. Medan magnetnya bisa milyaran hingga triliunan kali lebih kuat dari medan magnet bumi.

18-01-2002T16:42+0300

04-06-2008T19:55+0400

https://situs/20020118/54771.html

https://cdn22.img..png

Berita RIA

https://cdn22.img..png

Berita RIA

https://cdn22.img..png

Reaksi termonuklir yang terjadi di matahari

(Ter. Inc. N03-02, 18/01/2002) Vadim Pribytkov, fisikawan teoretis, koresponden tetap Terra Incognita. Para ilmuwan sangat menyadari bahwa reaksi termonuklir yang terjadi di Matahari umumnya melibatkan konversi hidrogen menjadi helium dan unsur-unsur yang lebih berat. Namun tidak ada kejelasan mutlak tentang bagaimana transformasi ini terjadi, atau lebih tepatnya, terjadi ambiguitas: mata rantai awal yang paling penting telah hilang. Oleh karena itu, reaksi fantastis diciptakan, menggabungkan dua proton menjadi deuterium dengan pelepasan positron dan neutrino. Namun, reaksi seperti itu sebenarnya tidak mungkin terjadi karena gaya tolak menolak yang kuat bekerja di antara proton. ----Apa yang sebenarnya terjadi di Matahari? Reaksi pertama adalah pembentukan deuterium, yang pembentukannya terjadi pada tekanan tinggi dalam plasma bersuhu rendah ketika dua atom hidrogen bergabung erat. Dalam hal ini, dua inti hidrogen berada hampir berdekatan dalam waktu singkat, dan mereka mampu menangkap salah satu...

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

Vadim Pribytkov, fisikawan teoretis, koresponden tetap Terra Incognita.

Para ilmuwan sangat menyadari bahwa reaksi termonuklir yang terjadi di Matahari umumnya melibatkan konversi hidrogen menjadi helium dan unsur-unsur yang lebih berat. Namun tidak ada kejelasan mutlak tentang bagaimana transformasi ini terjadi, atau lebih tepatnya, terjadi ambiguitas: mata rantai awal yang paling penting telah hilang. Oleh karena itu, reaksi fantastis diciptakan, menggabungkan dua proton menjadi deuterium dengan pelepasan positron dan neutrino. Namun, reaksi seperti itu sebenarnya tidak mungkin terjadi karena gaya tolak menolak yang kuat bekerja di antara proton.

Apa yang sebenarnya terjadi di Matahari?

Reaksi pertama adalah pembentukan deuterium, yang pembentukannya terjadi pada tekanan tinggi dalam plasma bersuhu rendah ketika dua atom hidrogen bergabung erat. Dalam hal ini, dua inti hidrogen berada hampir berdekatan dalam waktu singkat, dan mereka mampu menangkap salah satu elektron orbital, yang membentuk neutron dengan salah satu proton.

Reaksi serupa dapat terjadi pada kondisi lain, ketika proton dimasukkan ke dalam atom hidrogen. Dalam hal ini juga terjadi penangkapan elektron orbital (K-capture).

Terakhir, mungkin terjadi reaksi ketika dua proton bersatu dalam waktu singkat, gaya gabungannya cukup untuk menangkap elektron yang lewat dan membentuk deuterium. Itu semua tergantung pada suhu plasma atau gas tempat reaksi ini terjadi. Dalam hal ini, energi sebesar 1,4 MeV dilepaskan.

Deuterium adalah dasar dari siklus reaksi berikutnya, ketika dua inti deuterium membentuk tritium dengan pelepasan proton, atau helium-3 dengan pelepasan neutron. Kedua reaksi tersebut sama-sama mungkin dan diketahui.

Ini diikuti oleh reaksi penggabungan tritium dengan deuterium, tritium dengan tritium, helium-3 dengan deuterium, helium-3 dengan tritium, helium-3 dengan helium-3 dengan pembentukan helium-4. Dalam hal ini, lebih banyak proton dan neutron yang dilepaskan. Neutron ditangkap oleh inti helium-3 dan semua unsur yang memiliki ikatan deuterium.

Reaksi-reaksi ini juga diperkuat oleh fakta bahwa sejumlah besar proton berenergi tinggi dikeluarkan dari Matahari sebagai bagian dari angin matahari. Hal yang paling luar biasa tentang semua reaksi ini adalah bahwa mereka tidak menghasilkan positron maupun neutrino. Ketika semua reaksi terjadi, energi dilepaskan.

Di alam, segalanya terjadi lebih sederhana.

Selanjutnya, unsur-unsur yang lebih kompleks mulai terbentuk dari inti deuterium, tritium, helium-3, dan helium-4. Rahasianya adalah inti helium-4 tidak dapat terhubung satu sama lain secara langsung, karena mereka saling tolak menolak. Koneksi mereka terjadi melalui ikatan deuterium dan tritium. Ilmu pengetahuan resmi juga sepenuhnya mengabaikan hal ini dan menyatukan inti helium-4 menjadi satu tumpukan, yang merupakan hal yang mustahil.

Sama fantastisnya dengan siklus hidrogen resmi adalah apa yang disebut siklus karbon, ditemukan oleh G. Bethe pada tahun 1939, di mana helium-4 terbentuk dari empat proton dan, diduga, positron dan neutrino juga dilepaskan.

Di alam, segalanya terjadi lebih sederhana. Alam tidak menciptakan partikel baru, seperti para ahli teori, tetapi hanya menggunakan partikel yang dimilikinya. Seperti yang bisa kita lihat, pembentukan unsur dimulai dengan penambahan satu elektron oleh dua proton (disebut penangkapan K), sehingga menghasilkan deuterium. K-capture adalah satu-satunya metode untuk menghasilkan neutron dan dipraktikkan secara luas oleh semua inti atom yang lebih kompleks. Mekanika kuantum menyangkal keberadaan elektron dalam inti atom, tetapi tanpa elektron mustahil terbentuknya inti atom.

Yang pasti adalah pada periode awal setelah Big Bang, alam semesta yang kecil dan sangat panas mengembang dan mendingin hingga proton dan neutron mampu bergabung satu sama lain membentuk inti atom. Biji apa yang diperoleh dan berapa proporsinya? Ini adalah masalah yang sangat menarik bagi para kosmogonis (ilmuwan yang mempelajari asal usul alam semesta) - sebuah masalah yang pada akhirnya akan membawa kita kembali pada pertimbangan tentang nova dan supernova. Jadi mari kita lihat secara detail.

Inti atom mempunyai beberapa jenis. Untuk memahami variasi ini, mereka diklasifikasikan berdasarkan jumlah proton yang ada dalam inti atom. Angka ini berkisar antara 1 hingga 100 ke atas.

Setiap proton memiliki muatan listrik +1. Partikel lain yang terdapat dalam inti atom adalah neutron, yang tidak mempunyai muatan listrik. Oleh karena itu, muatan listrik total suatu inti atom sama dengan jumlah proton yang dikandungnya. Inti yang mengandung satu proton mempunyai muatan +1, inti dengan dua proton mempunyai muatan +2, inti dengan lima belas proton mempunyai muatan +15, dst. Jumlah proton dalam inti tertentu (atau bilangan menyatakan muatan listrik inti) disebut nomor atom.

Alam semesta semakin mendingin, dan setiap inti sudah mampu menangkap sejumlah elektron. Setiap elektron mempunyai muatan listrik -1, dan karena muatan yang berlawanan saling tarik menarik, elektron yang bermuatan negatif cenderung berada di dekat inti yang bermuatan positif. Dalam kondisi normal, jumlah elektron yang dapat ditahan oleh suatu inti sama dengan jumlah proton dalam inti tersebut. Jika jumlah proton dalam suatu inti sama dengan jumlah elektron yang mengelilinginya, muatan listrik bersih inti dan elektron adalah nol, dan kombinasi keduanya menghasilkan atom netral. Jumlah proton atau elektron sesuai dengan nomor atom.

Suatu zat yang terdiri dari atom-atom yang mempunyai nomor atom yang sama disebut unsur. Misalnya, hidrogen adalah unsur yang terdiri dari atom-atom yang intinya mengandung satu proton dan satu elektron di dekatnya. Atom semacam itu disebut “atom hidrogen”, dan inti atom tersebut disebut “inti hidrogen”. Jadi, nomor atom hidrogen adalah 1. Helium terdiri dari atom helium yang mengandung inti dengan dua proton, maka nomor atom helium adalah 2. Demikian pula litium memiliki nomor atom 3, berilium - 4, boron - 5, karbon - 6, nitrogen - 7 , oksigen - 8, dst.

Dengan menggunakan analisis kimia terhadap atmosfer bumi, lautan dan tanah, ditemukan bahwa terdapat 81 unsur stabil, yaitu 81 unsur yang tidak akan mengalami perubahan apapun dalam kondisi alam tanpa batas waktu.

Atom paling kompleks di Bumi (yang sebenarnya ada) adalah atom hidrogen. Peningkatan nomor atom akan membawa kita pada atom stabil paling kompleks di Bumi. Ini adalah atom bismut yang memiliki nomor atom 83, yaitu setiap inti bismut mengandung 83 proton.

Karena total ada 81 unsur stabil, maka dalam daftar nomor atom dua nomor harus dihilangkan, yaitu: atom yang memiliki 43 proton dan 61 proton tidak stabil, unsur dengan nomor atom 43 dan 61 yang telah menjalani analisis kimia tidak stabil. ditemukan pada bahan alami.

Namun hal ini tidak berarti bahwa unsur-unsur dengan nomor atom 43 dan 61, atau dengan nomor atom lebih besar dari 83, tidak dapat ada untuk sementara waktu. Atom-atom ini tidak stabil, sehingga cepat atau lambat, dalam satu tahap atau lebih, mereka akan membusuk menjadi atom-atom yang tetap stabil. Hal ini tidak serta merta terjadi secara instan, namun mungkin membutuhkan waktu yang lama. Thorium (nomor atom 90) dan uranium (nomor atom 92) memerlukan peluruhan atom selama miliaran tahun untuk mencapai atom timbal yang stabil (nomor atom 82).

Intinya, selama miliaran tahun keberadaan Bumi, hanya sebagian dari thorium dan uranium yang awalnya ada dalam strukturnya yang berhasil membusuk. Sekitar 80% thorium asli dan 50% uranium lolos dari peluruhan dan mungkin masih ditemukan di bebatuan di permukaan bumi saat ini.

Meskipun ke-81 unsur stabil (ditambah thorium dan uranium) terdapat di kerak bumi (lapisan atasnya), namun dalam jumlah yang berbeda-beda. Yang paling umum adalah oksigen (nomor atom 8), silikon (14), aluminium (13) dan besi (26). Oksigen membentuk 46,6% kerak bumi, silikon - 27,7%, aluminium - 8,13%, besi -5%. Keempatnya membentuk hampir tujuh perdelapan kerak bumi, seperdelapan - semua unsur lainnya.

Tentu saja, unsur-unsur ini jarang ada dalam bentuk murni. Dengan bercampur, mereka berusaha untuk terhubung satu sama lain. Kombinasi (atau kombinasi unsur-unsur) atom-atom ini disebut senyawa. Atom silikon dan oksigen terhubung satu sama lain dengan cara yang sangat aneh; atom besi, aluminium dan unsur lain ditambahkan di sana-sini ke senyawa ini (silikon/oksigen). Senyawa semacam itu - silikat - adalah batuan umum yang sebagian besar menyusun kerak bumi.

Karena atom oksigen sendiri lebih ringan dibandingkan unsur lain yang paling umum di kerak bumi, massa total oksigen mengandung lebih banyak atom dibandingkan massa unsur lainnya yang sama. Untuk setiap 1000 atom kerak bumi terdapat 625 atom oksigen, 212 silikon, 65 aluminium, dan 19 besi, yaitu. 92% atom kerak bumi, dengan satu atau lain cara, merupakan keempat unsur ini.

Kerak bumi bukanlah sampel uji alam semesta atau bahkan bumi secara keseluruhan. "Inti" bumi (wilayah tengah yang membentuk sepertiga massa planet) diyakini hampir seluruhnya terdiri dari besi. Jika kita memperhitungkan hal ini, maka besi membentuk 38% massa seluruh bumi, oksigen - 28%, silikon - 15%. Unsur keempat yang paling melimpah mungkin adalah magnesium, bukan aluminium, yang mencapai 7% massa bumi. Keempat unsur ini bersama-sama membentuk tujuh perdelapan massa seluruh bumi. Kemudian untuk setiap 1000 atom di Bumi secara keseluruhan terdapat 480 atom oksigen, 215 atom besi, 150 atom silikon, dan 80 atom magnesium, sehingga jika digabungkan keempatnya membentuk 92,5% dari seluruh atom Bumi. Namun Bumi bukanlah planet biasa di tata surya. Ada kemungkinan bahwa Venus, Merkurius, Mars, dan Bulan, yang strukturnya sangat mirip dengan Bumi, tersusun dari material batuan dan, seperti Venus dan Merkurius, memiliki inti yang kaya akan zat besi. Sampai batas tertentu, hal yang sama juga berlaku untuk satelit dan beberapa asteroid, namun semua dunia berbatu ini (dengan atau tanpa inti besi) tidak mencapai setengah persen dari total massa semua benda yang mengorbit Matahari. Sisanya sebesar 99,5% massa Tata Surya (tidak termasuk massa Matahari) dimiliki oleh empat planet raksasa: Yupiter, Saturnus, Uranus, dan Neptunus. Jupiter sendiri (yang terbesar) menyumbang lebih dari 70% total massa.

Agaknya Jupiter memiliki inti batuan-logam yang relatif kecil. Struktur planet raksasa, dilihat dari data spektroskopi dan sampel planet, terdiri dari hidrogen dan helium. Hal di atas rupanya juga berlaku untuk planet raksasa lainnya.

Tapi mari kita kembali ke Matahari, yang massanya 500 kali lebih besar dari gabungan massa seluruh benda planet - dari Jupiter hingga setitik debu kecil; kita akan menemukan (terutama berkat spektroskopi) bahwa volumenya diisi dengan hidrogen dan helium yang sama. Faktanya, sekitar 75% massanya berasal dari hidrogen, 22% dari helium, dan 3% dari gabungan seluruh unsur lainnya. Komposisi kuantitatif atom Matahari akan sedemikian rupa sehingga untuk setiap 1000 atom Matahari terdapat 920 atom hidrogen dan 80 atom helium. Kurang dari satu atom dalam seribu mewakili semua unsur lainnya.

Tidak diragukan lagi, Matahari memiliki bagian terbesar dari massa seluruh tata surya, dan kita tidak akan salah jika memutuskan bahwa komposisi unsurnya mewakili keseluruhan sistem secara keseluruhan. Sebagian besar bintang menyerupai Matahari dalam komposisi unsurnya. Selain itu, diketahui bahwa gas langka yang mengisi ruang antarbintang dan antargalaksi juga sebagian besar adalah hidrogen dan helium.

Oleh karena itu, kita dapat menyimpulkan bahwa dari 1000 atom di seluruh alam semesta, 920 adalah hidrogen, 80 adalah helium, dan kurang dari satu adalah atom lainnya.

Mengapa demikian? Apakah alam semesta hidrogen-helium cocok dengan Big Bang? Jelas ya. Setidaknya sejauh menyangkut sistem penalaran Gamow, sistem tersebut telah diperbaiki, namun secara fundamental tetap tidak berubah.

Begini cara kerjanya. Segera setelah Big Bang, dalam sepersekian detik, Alam Semesta yang mengembang mendingin hingga komponen atom yang kita kenal terbentuk: proton, neutron, dan elektron. Dalam kondisi suhu yang sangat tinggi yang masih terjadi pada saat itu, tidak ada hal yang lebih kompleks yang bisa terjadi. Partikel-partikel tersebut tidak dapat terhubung satu sama lain: pada suhu ini, bahkan ketika bertabrakan, mereka segera memantul ke arah yang berbeda.

Hal ini tetap berlaku dalam tumbukan proton-proton atau neutron-neutron, bahkan pada suhu yang jauh lebih rendah, seperti suhu alam semesta saat ini. Namun, ketika suhu tahap awal evolusi Alam Semesta terus menurun, tibalah saatnya, selama tumbukan proton-neutron, dua partikel menjadi mungkin untuk tetap bersatu. Mereka disatukan oleh apa yang disebut kekuatan kuat - yang terkuat dari empat kekuatan yang diketahui.

Proton 1 adalah inti hidrogen, seperti yang dibahas sebelumnya dalam bab ini. Namun kombinasi proton-neutron juga merupakan inti hidrogen karena ia mempunyai satu proton, dan hanya itu yang diperlukan untuk menjadikan inti tersebut memenuhi syarat sebagai hidrogen. Kedua jenis inti hidrogen ini (proton dan proton-neutron) disebut isotop hidrogen dan ditentukan berdasarkan jumlah total partikel yang dikandungnya. Proton yang hanya mempunyai satu partikel adalah inti hidrogen-1. Kombinasi proton-neutron, yang hanya mencakup dua partikel, adalah inti hidrogen-2.

Pada suhu tinggi di alam semesta awal, ketika berbagai inti terbentuk, inti hidrogen-2 tidak terlalu stabil. Ia cenderung meluruh menjadi proton dan neutron individual atau bergabung dengan partikel tambahan untuk membentuk inti yang lebih kompleks (tetapi mungkin lebih stabil). Inti hidrogen-2 dapat bertabrakan dengan proton dan menempel padanya, membentuk inti yang terdiri dari dua proton dan satu neutron. Dalam kombinasi ini terdapat dua proton, dan kita mendapatkan inti helium, dan karena ada tiga partikel di dalam inti, maka itu adalah helium-3.

Jika hidrogen-2 bertabrakan dan terkunci dengan neutron, maka terbentuklah inti yang terdiri dari satu proton dan dua neutron (tiga partikel bersatu kembali). Hasilnya adalah hidrogen-3.

Hidrogen-3 tidak stabil pada suhu berapa pun, bahkan pada suhu rendah di Alam Semesta modern, sehingga ia mengalami perubahan abadi meskipun bebas dari pengaruh partikel lain atau tumbukan dengannya. Salah satu dari dua neutron dalam inti hidrogen-3 cepat atau lambat berubah menjadi proton, dan hidrogen-3 menjadi helium-3. Dalam kondisi saat ini, perubahan ini tidak terlalu cepat: separuh inti hidrogen-3 berubah menjadi helium-3 dalam waktu dua belas tahun lebih sedikit. Pada suhu yang sangat tinggi di alam semesta awal, perubahan ini tentu saja lebih cepat.

Jadi, kita sekarang memiliki tiga jenis inti yang stabil dalam kondisi modern: hidrogen-1, hidrogen-2, dan helium-3.

Partikel-partikel helium-3 berikatan bahkan lebih longgar dibandingkan partikel hidrogen-2, dan terutama pada suhu tinggi di alam semesta awal, helium-3 mempunyai kecenderungan yang kuat untuk meluruh atau berubah dengan penambahan partikel lebih lanjut.

Jika helium-3 kebetulan menabrak sebuah proton dan harus menempel padanya, maka kita akan memiliki inti yang terdiri dari tiga proton dan sebuah neutron. Ini adalah litium-4, yang tidak stabil pada suhu berapa pun karena bahkan pada suhu permukaan bumi yang dingin, salah satu protonnya dengan cepat berubah menjadi neutron. Hasilnya adalah kombinasi dua proton – dua neutron, atau helium-4.

Helium-4 adalah inti yang sangat stabil, paling stabil pada suhu biasa kecuali proton tunggal yang membentuk hidrogen-1. Setelah terbentuk, hampir tidak ada kecenderungan untuk hancur, bahkan pada suhu yang sangat tinggi.

Jika helium-3 bertabrakan dan bergabung dengan neutron, helium-4 segera terbentuk. Jika dua inti hidrogen-2 bertabrakan dan bergabung, helium-4 terbentuk kembali. Jika helium-3 bertabrakan dengan hidrogen-2 atau helium-3 lainnya, helium-4 terbentuk dan partikel berlebih dihilangkan sebagai proton dan neutron individu. Jadi, helium-4 terbentuk karena hidrogen-2 dan helium-3.

Faktanya, ketika alam semesta mendingin hingga mencapai suhu di mana proton dan neutron dapat bergabung membentuk inti yang lebih kompleks, inti pertama yang terbentuk dalam jumlah besar adalah helium-4.

Ketika Alam Semesta terus mengembang dan mendingin, hidrogen-2 dan helium-3 menjadi semakin tidak mau berubah, dan beberapa di antaranya, bisa dikatakan, membeku dan tidak dapat diubah lagi keberadaannya. Saat ini, hanya satu atom hidrogen dari setiap 7.000 atom yang merupakan hidrogen-2; helium-3 bahkan lebih jarang lagi - hanya satu atom helium per juta. Artinya, tanpa memperhitungkan hidrogen-2 dan helium-3, kita dapat mengatakan bahwa segera setelah alam semesta cukup dingin, alam semesta tersusun atas inti hidrogen-1 dan helium-4. Jadi, massa alam semesta terdiri dari 75% hidrogen-1 dan 25% helium-4.

Seiring waktu, di tempat-tempat yang suhunya cukup rendah, inti atom menarik elektron bermuatan negatif, yang terikat pada inti bermuatan positif oleh gaya gaya elektromagnetik - gaya terkuat kedua dari empat gaya. Proton tunggal dari inti hidrogen-1 dikaitkan dengan satu elektron, dan dua proton dari inti helium-4 dikaitkan dengan dua elektron. Beginilah cara atom hidrogen dan helium terbentuk. Secara kuantitatif, untuk setiap 1000 atom di Alam Semesta terdapat 920 atom hidrogen-1 dan 80 atom helium-4.

Inilah penjelasan Alam Semesta hidrogen-helium. Tapi tunggu sebentar! Bagaimana dengan atom yang lebih berat dari helium dan memiliki berat atom lebih tinggi? (Mari kita kumpulkan semua atom yang mengandung lebih dari empat partikel dalam intinya di bawah tanda “atom berat”). Hanya terdapat sedikit atom berat di alam semesta, namun mereka tetap ada. Bagaimana kemunculannya? Logikanya menyatakan bahwa meskipun helium-4 sangat stabil, ia masih mempunyai sedikit kecenderungan untuk bergabung dengan proton, neutron, hidrogen-2, helium-3, atau helium-4 lainnya, membentuk sejumlah kecil berbagai atom berat; ini adalah sumber dari sekitar 3% massa Alam Semesta saat ini, yang terdiri dari atom-atom ini.

Sayangnya, jawaban seperti itu tidak akan bertahan jika dicermati. Jika helium-4 bertabrakan dengan hidrogen-1 (satu proton) dan keduanya bergabung, akan muncul inti dengan tiga proton dan dua neutron. Itu adalah litium-5. Jika helium-4 bertabrakan dan bergabung dengan sebuah neutron, hasilnya adalah inti dengan dua proton dan tiga neutron, atau helium-5.

Baik litium-5 maupun helium-5, bahkan jika terbentuk dalam kondisi alam semesta kita yang mendingin, tidak akan bertahan lebih dari sepersekian triliun per triliun detik. Selama periode waktu inilah mereka akan meluruh menjadi helium-4, atau menjadi proton atau neutron.

Kemungkinan helium-4 bertabrakan dan bergabung dengan hidrogen-2 atau helium-3 sangat kecil, mengingat betapa jarangnya dua inti terakhir berada dalam campuran purba. Atom-atom berat apa pun yang dapat dibentuk dengan cara ini jumlahnya terlalu sedikit untuk menjelaskan banyaknya jumlah atom yang ada saat ini. Lebih mungkin untuk menggabungkan satu inti helium-4 dengan inti helium-4 lainnya. Inti ganda tersebut, yang terdiri dari empat proton dan empat neutron, seharusnya menjadi berilium-8. Namun, berilium adalah inti lain yang sangat tidak stabil: bahkan dalam kondisi alam semesta kita saat ini, ia hanya bertahan kurang dari seperseratus triliun detik. Setelah terbentuk, ia segera meluruh menjadi dua inti helium-4.

Tentu saja, sesuatu yang berguna akan terjadi jika tiga inti helium-4 bertemu sebagai akibat dari tumbukan “tiga arah” dan menempel satu sama lain. Namun harapan bahwa hal ini akan terjadi dalam lingkungan di mana helium-4 dikelilingi oleh dominasi hidrogen-1 terlalu kecil untuk memperhitungkan hal ini.

Akibatnya, pada saat Alam Semesta mengembang dan mendingin hingga pembentukan inti kompleks berhenti, hanya hidrogen-1 dan helium-4 yang melimpah. Jika neutron bebas tetap ada, mereka akan meluruh menjadi proton (hidrogen-1) dan elektron. Tidak ada atom berat yang terbentuk.

Di alam semesta seperti itu, awan gas hidrogen-helium terpecah menjadi massa sebesar galaksi, dan massa tersebut berkondensasi menjadi bintang dan planet raksasa. Akibatnya, bintang dan planet raksasa hampir seluruhnya terdiri dari hidrogen dan helium. Dan apakah ada gunanya mengkhawatirkan beberapa atom berat jika mereka hanya membentuk 3% massa dan kurang dari 1% jumlah atom yang ada?

Masuk akal! 3% ini perlu dijelaskan. Kita tidak boleh mengabaikan jumlah kecil atom berat di bintang dan planet raksasa, karena planet seperti Bumi hampir seluruhnya terdiri dari atom berat. Selain itu, dalam tubuh manusia dan makhluk hidup pada umumnya, hidrogen hanya membentuk 10% massa, helium sama sekali tidak ada. Sisanya yang 90% massanya adalah atom berat.

Dengan kata lain, jika Alam Semesta tetap tidak berubah sesaat setelah Big Bang dan proses pembentukan nuklir selesai, maka planet seperti Bumi dan kehidupan di dalamnya, dalam bentuk tertentu, tidak akan mungkin ada.

Sebelum Anda dan saya muncul di dunia ini, atom-atom berat harus dibentuk terlebih dahulu. Tapi bagaimana caranya?

Intinya, hal ini bukan lagi misteri bagi kita, karena sebelumnya kita telah membahas tentang bagaimana pembentukan inti terjadi di kedalaman bintang. Di Matahari kita, misalnya di wilayah pusatnya, hidrogen terus diubah menjadi helium (fusi hidrogen, yang menjadikan Matahari sebagai sumber energinya. Fusi hidrogen terjadi di semua bintang deret utama lainnya).

Jika ini adalah satu-satunya transformasi yang mungkin terjadi dan transformasi ini ditakdirkan untuk berlangsung tanpa batas waktu dengan laju seperti saat ini, maka semua hidrogen akan disintesis dan Alam Semesta akan terdiri dari helium murni dalam waktu sekitar 500 miliar tahun (30 - 40 kali usia Alam Semesta kita). ) . Namun penampakan atom masif masih belum jelas.

Atom-atom masif, seperti yang kita ketahui sekarang, lahir di inti bintang. Tapi mereka lahir hanya ketika saatnya tiba bagi bintang tersebut untuk meninggalkan deret utama. Pada titik klimakterik ini, inti menjadi sangat padat dan panas sehingga inti helium-4 saling bertabrakan dengan kecepatan dan frekuensi tertinggi. Dari waktu ke waktu, tiga inti helium-4 bertabrakan dan bergabung menjadi satu inti stabil yang terdiri dari enam proton dan enam neutron. Ini adalah karbon-12.

Bagaimana tabrakan rangkap tiga bisa terjadi di inti sebuah bintang saat ini, dan bukan pada periode setelah Big Bang?

Nah, di inti bintang yang akan meninggalkan deret utama, suhu mencapai sekitar 100.000.000 °C di bawah tekanan yang sangat besar. Suhu dan tekanan seperti itu juga melekat di alam semesta yang masih sangat muda. Namun inti sebuah bintang memiliki satu keuntungan penting: tumbukan rangkap tiga helium-4 akan lebih mudah terjadi jika tidak ada inti lain di inti bintang selain inti hidrogen-1 yang mengangkut inti helium-4.

Ini berarti bahwa inti-inti berat terbentuk di kedalaman bintang-bintang sepanjang sejarah Alam Semesta, meskipun faktanya inti-inti tersebut tidak terbentuk segera setelah Big Bang. Selain itu, baik saat ini maupun di masa depan, inti bintang yang berat akan terbentuk di inti bintang. Dan tidak hanya inti karbon, tetapi juga semua inti masif lainnya, termasuk besi, yang seperti telah dikatakan, merupakan akhir dari proses fusi normal di bintang.

Namun masih ada dua pertanyaan yang tersisa: 1) bagaimana inti atom berat, yang muncul di pusat bintang, menyebar ke seluruh Alam Semesta sedemikian rupa sehingga ditemukan di Bumi dan di dalam diri kita sendiri? 2) bagaimana unsur-unsur dengan inti yang lebih masif daripada inti besi dapat terbentuk? Bagaimanapun, inti besi stabil yang paling masif adalah besi-58, terdiri dari 26 proton dan 32 neutron. Namun terdapat inti yang lebih berat di Bumi, hingga uranium-238, yang memiliki 92 proton dan 146 neutron.

Mari kita lihat pertanyaan pertama terlebih dahulu. Apakah ada proses yang mendorong penyebaran materi bintang ke seluruh alam semesta?

Ada. Dan kita dapat merasakannya dengan jelas dengan mempelajari Matahari kita sendiri.

Dilihat dengan mata telanjang (dengan tindakan pencegahan yang diperlukan) Matahari mungkin tampak seperti bola terang yang tenang dan tidak memiliki ciri, namun kita tahu bahwa ia berada dalam kondisi badai yang tiada henti. Temperatur yang sangat besar di kedalamannya menyebabkan pergerakan konvektif di lapisan atas (seperti panci berisi air yang akan mendidih). Materi matahari terus-menerus naik ke sana-sini, memecah permukaannya, sehingga permukaan Matahari tertutup “butiran” yang merupakan pilar konvektifnya. (Butiran seperti itu terlihat sangat kecil di foto permukaan matahari, namun nyatanya ia memiliki luas yang setara dengan negara Amerika atau Eropa.)

Material konvektif mengembang dan mendingin saat naik dan, begitu berada di permukaan, cenderung turun lagi untuk memberi jalan bagi aliran baru yang lebih panas.

Siklus abadi ini tidak berhenti sejenak; ia membantu memindahkan panas dari inti ke permukaan Matahari. Dari permukaan, energi dilepaskan ke luar angkasa dalam bentuk radiasi, sebagian besar adalah cahaya yang kita lihat dan menjadi sandaran kehidupan di Bumi.

Proses konveksi terkadang dapat menyebabkan kejadian luar biasa di permukaan bintang, ketika tidak hanya radiasi yang lolos ke luar angkasa, tetapi seluruh tumpukan materi matahari yang sebenarnya pun terlempar keluar.

Pada tahun 1842, gerhana Matahari total diamati di Perancis Selatan dan Italia Utara. Pada saat itu, gerhana jarang dipelajari secara detail, karena biasanya terjadi di daerah yang jauh dari observatorium astronomi besar, dan perjalanan jarak jauh dengan peralatan khusus yang lengkap bukanlah hal yang mudah. Namun gerhana tahun 1842 terjadi di dekat pusat astronomi Eropa Barat, dan para astronom dengan peralatannya berkumpul di sana.

Untuk pertama kalinya, diketahui bahwa di sekitar tepi matahari terdapat beberapa benda panas berwarna merah tua yang terlihat jelas saat piringan Matahari tertutup oleh Bulan. Bentuknya seperti pancaran materi matahari yang ditembakkan ke luar angkasa, dan lidah api ini disebut “tonjolan”.

Untuk beberapa waktu, para astronom masih ragu apakah penonjolan ini milik Bulan atau Matahari, namun pada tahun 1851 terjadi gerhana lain, kali ini diamati di Swedia, dan pengamatan yang cermat menunjukkan bahwa penonjolan tersebut adalah sebuah fenomena, matahari, dan Bulan telah tidak ada hubungannya dengan mereka.

Sejak saat itu, penonjolan telah dipelajari secara rutin dan kini dapat diamati menggunakan instrumen yang sesuai kapan saja. Anda tidak perlu menunggu gerhana total untuk melakukan ini. Beberapa tonjolan muncul dalam busur yang kuat dan mencapai ketinggian puluhan ribu kilometer di atas permukaan Matahari. Lainnya meledak ke atas dengan kecepatan 1.300 km/s. Meskipun penonjolan adalah fenomena paling spektakuler yang diamati di permukaan Matahari, namun penonjolan tersebut tidak membawa energi paling banyak.

Pada tahun 1859, astronom Inggris Richard Carrington (1826–1875) memperhatikan titik cahaya berbentuk bintang yang berkedip di permukaan matahari, yang terbakar selama lima menit dan kemudian menghilang. Ini adalah penampakan pertama yang tercatat dari apa yang sekarang kita sebut jilatan api matahari. Carrington sendiri mengira ada meteorit besar yang jatuh di Matahari.

Pengamatan Carrington tidak menarik perhatian sampai astronom Amerika George Hale menemukan spektrohelioskop pada tahun 1926. Hal ini memungkinkan untuk mengamati Matahari dalam cahaya dengan panjang gelombang khusus. Lidah api matahari sangat kaya akan panjang gelombang cahaya tertentu, dan jika Matahari dilihat pada panjang gelombang tersebut, jilatan api tersebut terlihat sangat terang.

Kita sekarang tahu bahwa jilatan api matahari merupakan hal yang umum, hal ini terkait dengan bintik matahari, dan ketika Matahari memiliki banyak bintik, jilatan api kecil terjadi setiap beberapa jam, dan jilatan api yang lebih besar terjadi setiap beberapa minggu.

Suar matahari adalah ledakan berenergi tinggi di permukaan matahari, dan area permukaan yang mengalami flare jauh lebih panas dibandingkan area lain di sekitarnya. Suar yang menutupi seperseribu permukaan Matahari dapat memancarkan lebih banyak radiasi berenergi tinggi (radiasi ultraviolet, sinar-X, dan bahkan sinar gamma) daripada yang dipancarkan seluruh permukaan normal Matahari.

Meskipun penonjolan tersebut terlihat sangat mengesankan dan dapat bertahan selama beberapa hari, Matahari hanya kehilangan sedikit materi melalui penonjolan tersebut. Kilatan adalah masalah yang sangat berbeda. Mereka kurang terlihat, banyak di antaranya hanya bertahan beberapa menit, bahkan yang terbesar menghilang sepenuhnya setelah beberapa jam, namun mereka memiliki energi yang sangat tinggi sehingga mereka menembakkan materi ke luar angkasa; hal ini selamanya hilang dari Matahari.

Hal ini mulai dipahami pada tahun 1843, ketika astronom Jerman Samuel Heinrich Schwabe (1789–1875), yang mengamati Matahari setiap hari selama tujuh belas tahun, melaporkan bahwa jumlah bintik matahari di permukaannya bertambah dan berkurang dalam jangka waktu sekitar sebelas tahun.

Pada tahun 1852, fisikawan Inggris Edward Sabin (1788–1883) memperhatikan bahwa gangguan pada medan magnet bumi (“badai magnet”) naik dan turun bersamaan dengan siklus bintik matahari.

Pada awalnya ini hanyalah pernyataan statistik, karena tidak ada yang tahu apa hubungannya. Namun, seiring berjalannya waktu, ketika mereka mulai memahami sifat energik jilatan api matahari, sebuah hubungan ditemukan. Dua hari setelah jilatan api matahari yang besar meletus di dekat pusat piringan matahari (yang menghadap langsung ke Bumi), jarum kompas di Bumi menyimpang, dan cahaya utara tampak sangat tidak biasa.

Penantian dua hari ini penuh makna. Jika efek ini disebabkan oleh radiasi matahari, maka interval waktu antara wabah dan konsekuensinya adalah delapan menit: radiasi matahari terbang ke bumi dengan kecepatan cahaya. Namun penundaan dua hari ini berarti bahwa apa pun “pengacau” yang menyebabkan efek ini pastilah bergerak dari Matahari ke Bumi dengan kecepatan sekitar 300 km/jam. Tentu saja, ini juga cepat, tetapi tidak sebanding dengan kecepatan cahaya. Ini adalah kecepatan yang diharapkan dari partikel subatom. Partikel-partikel ini, yang terlontar akibat peristiwa matahari ke arah Bumi, membawa muatan listrik dan, melewati Bumi, seharusnya mempengaruhi jarum kompas dan cahaya utara dengan cara ini. Setelah gagasan tentang partikel subatom yang dikeluarkan dari Matahari dipahami dan dianut, ciri lain Matahari mulai menjadi jelas.

Saat Matahari dalam keadaan gerhana total, maka dengan mata sederhana Anda dapat melihat pancaran cahaya berwarna mutiara di sekelilingnya, di tengahnya, menggantikan Matahari, piringan hitam Bulan yang berawan. Cahaya (atau luminositas) ini adalah mahkota matahari, yang namanya diambil dari kata Latin corona - mahkota (mahkota mengelilingi Matahari seolah-olah dengan mahkota yang bersinar, atau lingkaran cahaya).

Gerhana matahari tahun 1842 yang disebutkan di atas menjadi awal dari studi ilmiah tentang kedudukan yang menonjol. Kemudian, untuk pertama kalinya, mahkotanya diperiksa secara menyeluruh. Ternyata itu juga milik Matahari, bukan Bulan. Sejak tahun 1860, fotografi dan spektroskopi kemudian digunakan untuk mempelajari corona.

Pada tahun 1870, saat terjadi gerhana matahari di Spanyol, astronom Amerika Charles Young (1834–1908) pertama kali mempelajari spektrum corona. Dalam spektrum tersebut ia menemukan garis hijau terang yang tidak sesuai dengan posisi garis yang diketahui dari unsur mana pun yang diketahui. Garis-garis aneh lainnya ditemukan, dan Young berpendapat bahwa garis-garis tersebut mewakili suatu unsur baru, dan menyebutnya "korona".

Apa gunanya “korona” ini, hanya saja ada semacam garis spektrum. Sampai saat itu, sifat struktur atom belum dapat dijelaskan. Ternyata setiap atom terdiri dari inti berat di tengahnya, dikelilingi oleh satu atau lebih elektron ringan di pinggirannya. Setiap kali elektron dikeluarkan dari suatu atom, garis spektrum yang dihasilkan oleh atom tersebut berubah. Ahli kimia dapat melihat spektrum atom yang kehilangan dua atau tiga elektron, namun teknologi untuk menghilangkan sejumlah besar elektron dan mempelajari spektrum dalam kondisi ini belum tersedia bagi mereka.

Pada tahun 1941, Bengt Edlen mampu menunjukkan bahwa “koronium” bukanlah unsur baru sama sekali. Unsur-unsur umum besi, nikel, dan kalsium akan meninggalkan garis yang persis sama jika Anda menghilangkan selusin elektron darinya. Artinya “koronium” adalah unsur biasa yang kehilangan banyak elektron.

Defisit elektron sebesar itu hanya dapat disebabkan oleh suhu yang sangat tinggi, dan Edlen berhipotesis bahwa korona matahari pasti memiliki suhu satu atau dua juta derajat. Pada awalnya hal ini ditanggapi dengan ketidakpercayaan umum, namun akhirnya, ketika saatnya teknologi roket tiba, diketahui bahwa korona matahari memancarkan sinar-X, dan ini hanya dapat terjadi pada suhu yang diprediksi oleh Edlen.

Jadi, corona adalah atmosfer terluar Matahari, yang terus-menerus dialiri oleh materi yang dikeluarkan oleh jilatan api matahari. Korona adalah materi yang sangat bercahaya, sangat tipis sehingga terdapat kurang dari satu miliar partikel dalam satu sentimeter kubik, yaitu sekitar satu triliun kepadatan atmosfer bumi di permukaan laut.

Faktanya, ini adalah kekosongan yang nyata. Energi yang dikeluarkan dari permukaan Matahari oleh nyala api, medan magnet, dan getaran sonik yang sangat besar dari arus konvektif yang terus menderu-deru didistribusikan ke sejumlah partikel yang relatif kecil. Walaupun seluruh panas yang terkandung di dalam korona kecil (mengingat volumenya yang besar dan kuat), jumlah panas yang dimiliki oleh masing-masing partikel ini cukup tinggi, dan suhu yang diukur mengacu pada “panas per partikel”.

Partikel corona adalah atom individu yang dikeluarkan dari permukaan matahari, sebagian besar atau seluruh elektronnya terkelupas oleh suhu tinggi. Karena Matahari sebagian besar terbuat dari hidrogen, sebagian besar partikelnya adalah inti hidrogen, atau proton. Yang mengikuti hidrogen secara kuantitatif adalah inti helium. Jumlah inti yang lebih berat lainnya dapat diabaikan. Dan meskipun beberapa inti berat menyebabkan garis koronium yang terkenal, mereka hanya ada sebagai jejak saja.

Partikel Korona menjauhi Matahari ke segala arah. Ketika virus ini menyebar, volume corona semakin besar dan semakin langka. Akibatnya, cahayanya semakin melemah hingga, pada jarak tertentu dari Matahari, ia menghilang sepenuhnya.

Namun, fakta bahwa corona melemah hingga lenyap sama sekali di mata pengamat tidak berarti bahwa ia tidak terus ada dalam bentuk partikel yang diarahkan ke luar angkasa. Fisikawan Amerika Eugene Parker (lahir 1927) pada tahun 1959 menyebut partikel cepat ini sebagai angin matahari.

Angin matahari, meluas, mencapai planet-planet terdekat dan bergerak lebih jauh. Pengujian yang dilakukan dengan menggunakan roket menunjukkan bahwa angin matahari dapat dideteksi di luar orbit Saturnus dan, tampaknya, akan dapat dideteksi bahkan di luar orbit Neptunus dan Pluto.

Dengan kata lain, semua planet yang mengorbit Matahari bergerak dalam atmosfer terluasnya. Namun, atmosfer ini sangat tipis sehingga tidak memberikan pengaruh nyata terhadap pergerakan planet.

Namun angin matahari tidak begitu ilusi sehingga tidak dapat terwujud dalam banyak cara. Partikel angin matahari bermuatan listrik, dan partikel ini, ditangkap oleh medan magnet bumi, membentuk "sabuk Van Allen" yang memicu aurora dan membingungkan kompas dan peralatan elektronik. Semburan api matahari untuk sementara mengintensifkan angin matahari dan secara signifikan meningkatkan intensitas efek ini untuk sementara waktu.

Di sekitar Bumi, partikel angin matahari bergerak dengan kecepatan 400–700 km/s, dan jumlahnya dalam 1 cm 3 bervariasi dari 1 hingga 80. Jika partikel ini menghantam permukaan bumi, dampaknya akan paling berbahaya. pada semua makhluk hidup, untungnya kita dilindungi oleh medan magnet bumi dan atmosfernya.

Jumlah materi yang hilang oleh Matahari melalui angin matahari adalah 1 miliar kg/s. Berdasarkan standar manusia, jumlah tersebut sangat banyak, namun bagi Matahari, jumlah tersebut hanyalah hal sepele. Matahari telah berada di deret utama selama sekitar 5 miliar tahun dan akan tetap berada di deret utama selama 5–6 miliar tahun berikutnya. Jika selama ini ia kehilangan dan terus kehilangan massanya bersama angin dengan kecepatan saat ini, maka total kehilangan Matahari sepanjang hidupnya sebagai bintang deret utama adalah 1/5 massanya.

Namun demikian, 1/5 massa bintang padat mana pun bukanlah jumlah rata-rata yang ditambahkan ke total pasokan materi yang melayang di ruang luas antarbintang. Ini hanyalah contoh bagaimana materi dapat lepas dari bintang dan bergabung dengan pasokan umum gas antarbintang.

Matahari kita bukanlah hal yang aneh dalam hal ini. Kita mempunyai banyak alasan untuk percaya bahwa setiap bintang yang belum runtuh mengeluarkan angin bintang.

Tentu saja, kita tidak dapat mempelajari bintang seperti kita mempelajari Matahari, namun beberapa generalisasi dapat dibuat. Misalnya, ada katai merah kecil dan dingin yang tiba-tiba menunjukkan peningkatan kecerahan yang diikuti dengan pemutihan cahaya pada interval yang tidak teratur. Peningkatan ini berlangsung dari beberapa menit hingga satu jam dan memiliki ciri-ciri sedemikian rupa sehingga dapat disalahartikan sebagai kilatan cahaya di permukaan bintang kecil.

Oleh karena itu, katai merah ini disebut bintang suar.

Suar yang magnitudonya lebih kecil dibandingkan jilatan api matahari akan mempunyai efek yang jauh lebih nyata pada bintang kecil. Jika suar yang cukup besar dapat meningkatkan kecerahan matahari sebesar 1%, maka suar yang sama akan cukup untuk mengintensifkan cahaya bintang redup sebanyak 250 kali lipat.

Akibatnya, mungkin saja katai merah mengirimkan angin bintang dengan sifat yang sangat mengesankan.

Beberapa bintang kemungkinan besar akan mengeluarkan angin bintang yang sangat kuat. Raksasa merah, misalnya, mempunyai struktur yang sangat memanjang, yang terbesar berdiameter 500 kali lebih besar dari Matahari. Oleh karena itu gravitasi permukaannya relatif rendah, karena massa besar raksasa merah ini hampir tidak seimbang dengan jaraknya yang luar biasa jauh dari pusat ke permukaan. Selain itu, raksasa merah sedang mendekati akhir keberadaannya dan akan berakhir dengan keruntuhan. Oleh karena itu, mereka sangat bergejolak.

Dari sini dapat diasumsikan bahwa pusaran yang kuat membawa materi bintang meskipun daya tarik permukaannya lemah.

Raksasa merah besar Betelgeuse berada cukup dekat dengan kita sehingga para astronom dapat mengumpulkan beberapa data tentangnya. Misalnya, angin bintang Betelgeuse diperkirakan satu miliar kali lebih kuat dibandingkan angin matahari. Bahkan jika kita memperhitungkan bahwa massa Betelgeuse adalah 16 kali massa Matahari, massa ini pada tingkat konsumsi ini dapat meleleh sepenuhnya dalam waktu sekitar satu juta tahun (jika tidak runtuh lebih awal).

Rupanya kita bisa berasumsi bahwa angin matahari bintang kita tidak terlalu jauh dari intensitas rata-rata seluruh angin bintang pada umumnya. Jika kita asumsikan terdapat 300 miliar bintang di galaksi kita, maka total massa yang hilang akibat angin bintang adalah 3 X 1020 kg/s.

Artinya, setiap 200 tahun, sejumlah materi yang setara dengan massa Matahari meninggalkan bintang-bintang ke ruang antarbintang. Dengan asumsi bahwa Galaksi kita berumur 15 miliar tahun dan angin matahari “bertiup” secara merata selama waktu tersebut, kita menemukan bahwa total massa materi yang dipindahkan dari bintang-bintang ke ruang angkasa sama dengan massa 75 juta bintang, seperti Matahari kita, atau kira-kira 1/3 massa galaksi.

Namun angin bintang berasal dari lapisan permukaan bintang, dan lapisan ini seluruhnya (atau hampir seluruhnya) terdiri dari hidrogen dan helium. Oleh karena itu, angin bintang seluruhnya (atau hampir seluruhnya) mengandung hidrogen dan helium yang sama dan tidak memasukkan inti berat apa pun ke dalam campuran galaksi.

Inti atom berat terbentuk di pusat bintang dan, karena jauh dari permukaan bintang, tetap tidak bergerak selama pembentukan angin bintang.

Ketika terdapat beberapa jejak inti berat di lapisan atas struktur bintang (seperti yang terjadi pada Matahari kita), angin bintang secara alami mencakup beberapa inti tersebut. Inti atom berat awalnya tidak terbentuk di bagian dalam bintang, tetapi muncul di sana setelah bintang terbentuk. Mereka muncul dari tindakan beberapa sumber eksternal yang harus kita temukan.

Jika angin bintang bukan mekanisme yang digunakan untuk mengangkut inti-inti berat dari pusat sebuah bintang ke luar angkasa, maka kita beralih ke peristiwa dahsyat yang terjadi ketika sebuah bintang meninggalkan deret utama.

Di sini kita harus segera mencoret sebagian besar bintang.

Sekitar 75–80% bintang yang ada jauh lebih kecil dari Matahari. Mereka tetap berada di deret utama selama 20 hingga 200 miliar tahun, tergantung seberapa kecilnya, yang berarti bahwa tidak ada satu pun bintang kecil yang ada saat ini yang pernah meninggalkan deret utama. Bahkan yang tertua di antara mereka, yang terbentuk pada awal mula Alam Semesta pada miliaran tahun pertama setelah Big Bang, belum sempat menggunakan bahan bakar hidrogen hingga mencapai titik di mana mereka harus meninggalkan deret utama.

Terlebih lagi, ketika sebuah bintang kecil meninggalkan deret utama, ia melakukannya tanpa banyak kemeriahan. Sejauh yang kami tahu, semakin kecil bintangnya, semakin tenang ia meninggalkan rangkaian ini. Sebuah bintang kecil (seperti semua bintang pada umumnya), yang mengembang, akan berubah menjadi raksasa merah, tetapi dalam hal ini pemuaian ini akan mengarah pada terbentuknya raksasa merah kecil. Ia mungkin akan hidup lebih lama daripada yang lain, lebih besar dan lebih terlihat, dan pada akhirnya, setelah runtuh, secara diam-diam berubah menjadi katai putih, tentu saja, tidak sepadat Sirius B.

Unsur-unsur berat yang terbentuk di kedalaman bintang kecil (terutama karbon, nitrogen, dan oksigen), yang tersisa di intinya selama keberadaan deret utamanya, akan tetap ada di sana setelah bintang tersebut berubah menjadi katai putih. Dalam situasi apa pun, mereka tidak akan disimpan dalam jumlah yang lebih dari jumlah yang tidak signifikan untuk penyimpanan gas antarbintang. Kecuali dalam kasus yang sangat jarang terjadi, unsur-unsur berat yang tercipta di bintang-bintang kecil tetap berada di bintang-bintang tersebut tanpa batas waktu.

Bintang-bintang dengan massa yang sama dengan Matahari (dan jumlahnya 10-20%) runtuh dan berubah menjadi katai putih, hanya menghabiskan waktu 5 hingga 15 miliar tahun di deret utama. Matahari kita, yang seharusnya berada di deret utama selama sekitar 10 miliar tahun, masih berada di deret utama karena baru terbentuk 5 miliar tahun yang lalu.

Bintang mirip matahari yang lebih tua dari Matahari kita mungkin sudah meninggalkan deret utama sejak lama. Hal yang sama terjadi pada bintang-bintang serupa lainnya yang muncul pada masa awal alam semesta kita. Bintang-bintang yang bermassa sama dengan Matahari membentuk raksasa merah yang lebih besar daripada bintang-bintang kecil, dan ketika mereka mencapai titik menjadi katai putih, raksasa merah ini akan runtuh lebih hebat daripada bintang-bintang ini. Energi keruntuhan menghempaskan lapisan atas bintang dan membawanya ke luar angkasa, membentuk jenis nebula planet seperti yang dijelaskan sebelumnya.

Muatan gas yang mengembang yang terbentuk selama keruntuhan bintang berbentuk matahari mungkin mengandung 10 hingga 20% massa aslinya. Namun, materi ini terbawa dari daerah terluar bintang, dan bahkan ketika bintang tersebut berada di ambang kehancuran, daerah ini pada dasarnya tidak lebih dari campuran hidrogen dan helium.

Bahkan ketika, sebagai akibat dari turbulensi sebuah bintang pada titik keruntuhannya, inti-inti berat dari bagian dalamnya terbawa ke permukaan dan terlempar ke luar angkasa sebagai bagian dari aliran gas, inti-inti tersebut masih merupakan bagian yang sangat kecil dan nyaris tidak terlihat. inti berat yang ada di awan gas antarbintang.

Namun karena kita telah membahas bagaimana katai putih terbentuk, pertanyaan yang relevan adalah: apa yang terjadi dalam kasus khusus ketika katai putih tidak berarti akhir, namun berfungsi sebagai faktor dalam distribusi materi di ruang angkasa?

Di bagian awal buku ini, kita telah membicarakan tentang katai putih sebagai bagian dari sistem biner dekat yang dapat menumbuhkan materi dengan mengorbankan bintang pendampingnya yang mendekati tahap raksasa merah. Dari waktu ke waktu, sebagian materi di permukaan katai putih ini dilanda reaksi nuklir dan energi besar yang dilepaskan, yang secara paksa melemparkan produk fusi ke luar angkasa, menyebabkannya berkobar dengan kecerahan baru.

Namun materi yang dibangun oleh katai putih sebagian besar adalah hidrogen dan helium dari lapisan luar raksasa merah yang membengkak. Reaksi fusi mengubah hidrogen menjadi helium, dan awan heliumlah yang terbang ke luar angkasa selama ledakan.

Artinya, dalam kasus terakhir ini, meskipun beberapa inti berat berasal dari bintang pendamping atau terbentuk selama proses sintesis, jumlahnya sangat kecil sehingga tidak dapat menjelaskan banyaknya inti berat yang tersebar di awan antarbintang.

Apa yang tersisa dari kita?

Satu-satunya sumber inti atom berat yang mungkin adalah supernova.

Supernova Tipe 1, seperti yang saya jelaskan sebelumnya, terjadi di tanah yang sama dengan tempat terjadinya nova normal: katai putih menerima materi dari bintang terdekatnya yang akan menjadi raksasa merah. Perbedaannya adalah di sini katai putih berada di dekat batas massa Chandrasekhar, sehingga penambahan massa pada akhirnya akan mendorongnya melampaui batas tersebut. Katai putih pasti akan runtuh. Pada saat yang sama, reaksi nuklir yang kuat terjadi di dalamnya dan meledak.

Seluruh strukturnya, yang massanya setara dengan 1,4 kali massa Matahari, hancur menjadi debu dan berubah menjadi awan gas yang mengembang.

Untuk beberapa waktu kita mengamatinya sebagai supernova, tetapi radiasi ini, yang sangat kuat pada saat pertama, berangsur-angsur menghilang. Yang tersisa hanyalah awan gas, yang mengembang selama jutaan tahun hingga menyatu dengan latar belakang umum gas antarbintang.

Ketika katai putih meledak, sejumlah besar karbon, nitrogen, oksigen, dan neon (dari semua inti berat unsur yang paling umum) tersebar ke luar angkasa. Selama ledakan itu sendiri, terjadi reaksi nuklir lebih lanjut, yang mengakibatkan terbentuknya sejumlah kecil inti yang bahkan lebih berat daripada neon. Tentu saja, hanya sedikit katai putih yang cukup masif dan cukup dekat dengan bintang besar pendampingnya untuk menjadi supernova Tipe 1, namun selama 14 miliar tahun kehidupan Galaksi, terjadi begitu banyak ledakan yang tidak dapat dijelaskan. sejumlah besar inti berat hadir dalam gas antarbintang.

Inti berat yang tersisa ada di medium antarbintang sebagai hasil evolusi supernova tipe 2, seperti yang telah disebutkan, kita berbicara tentang bintang masif yang 10, 20, dan bahkan 60 kali lebih berat dari Matahari.

Pada tahap keberadaan bintang yang berbentuk raksasa merah, terjadi fusi nuklir di intinya, yang berlanjut hingga inti besi mulai terbentuk dalam jumlah besar di sana. Pembentukan besi adalah jalan buntu sehingga fusi nuklir tidak bisa lagi ada sebagai alat penghasil energi. Oleh karena itu, bintang tersebut mengalami keruntuhan.

Meskipun inti bintang mengandung inti yang lebih berat, termasuk inti besi, di lapisan yang lebih dalam, wilayah terluar bintang masih mengandung sejumlah besar hidrogen murni, dan tidak pernah terkena suhu dan tekanan tinggi yang dapat memaksanya melakukan reaksi nuklir.

Runtuhnya sebuah bintang raksasa terjadi begitu cepat sehingga ia mengalami peningkatan suhu dan tekanan yang sangat dahsyat. Semua hidrogen (dan juga helium), yang selama ini ada dengan tenang, kini bereaksi, dan semuanya terjadi secara bersamaan. Hasilnya adalah ledakan kolosal yang kita amati dari Bumi sebagai supernova tipe 2.

Energi yang dilepaskan dalam hal ini dapat dan memang masuk ke dalam reaksi nuklir yang dapat membentuk inti yang lebih berat daripada inti besi. Pembentukan inti seperti itu membutuhkan aliran energi, tetapi pada puncak amukan supernova tidak perlu meminjam energi... Beginilah pembentukan inti terjadi hingga uranium dan lebih berat. Terdapat cukup energi untuk pembentukan inti radioaktif (tidak stabil), yang akan meluruh seiring waktu.

Hampir semua inti atom berat yang ada di Alam Semesta terbentuk dalam ledakan supernova Tipe 2.

Tentu saja, bintang masif seperti itu, yang akan menghasilkan supernova Tipe 2, bukanlah hal yang umum. Hanya satu dari sejuta bintang, dan bahkan mungkin kurang, yang memiliki massa yang cukup untuk ini. Namun, ini bukanlah kasus yang jarang terjadi seperti yang terlihat pada pandangan pertama.

Jadi, ada puluhan ribu bintang di Galaksi kita yang berpotensi menjadi supernova Tipe 2.

Karena bintang-bintang raksasa dapat tetap berada di deret utama paling lama beberapa juta tahun, kita berhak bertanya-tanya: mengapa mereka tidak meledak dan menghilang sejak lama? Faktanya adalah bintang-bintang baru terbentuk setiap saat dan beberapa di antaranya adalah bintang dengan massa yang sangat besar. Supernova Tipe 2 yang sekarang kita amati adalah letusan bintang yang terbentuk beberapa juta tahun yang lalu. Supernova tipe 2 yang akan terjadi jauh di masa depan adalah ledakan bintang-bintang besar yang tidak ada saat ini. Mungkin akan muncul supernova dan yang lebih megah. Sampai saat ini, para astronom yakin bahwa bintang dengan massa 60 kali lebih besar dari Matahari mungkin tidak ada sama sekali. Dipercayai bahwa bintang-bintang seperti itu akan menghasilkan begitu banyak panas di intinya sehingga mereka akan langsung meledak, meskipun gravitasinya sangat besar.

Dengan kata lain, mereka bahkan tidak akan pernah bisa terbentuk.

Namun, pada tahun 1980-an disadari bahwa argumen tersebut tidak memperhitungkan beberapa aspek teori relativitas umum Einstein. Setelah aspek-aspek tersebut diperhitungkan dalam perhitungan astronomi, ternyata bintang dengan ukuran diameter 100 Matahari dan massa 2000 kali Matahari masih bisa stabil. Selain itu, beberapa pengamatan astronomi telah mengkonfirmasi bahwa bintang supermasif memang ada.

Secara alami, bintang-bintang supermasif akhirnya runtuh dan meledak sebagai supernova, yang menghasilkan lebih banyak energi dan dalam jangka waktu yang jauh lebih lama dibandingkan supernova biasa. Tampaknya kita harus menganggap ledakan super ini sebagai supernova tipe 3.

Sekitar waktu yang sama, astronom Soviet V.P. Utrobin memutuskan untuk mempelajari secara retrospektif catatan astronomi beberapa tahun terakhir untuk menemukan supernova di sana, yang merupakan supernova tipe 3 di alam. Dia menyarankan agar supernova tersebut ditemukan pada tahun 1901 di konstelasi galaksi Perseus, itulah masalahnya. Alih-alih mencapai puncak kecemerlangannya dalam beberapa hari atau minggu, supernova ini membutuhkan waktu satu tahun penuh untuk mencapai kecemerlangan maksimalnya, setelah itu supernova tersebut memudar dengan sangat lambat, dan tetap terlihat selama sembilan tahun berikutnya.

Total energi yang dipancarkannya 10 kali lebih besar dari energi supernova biasa. Bahkan di zaman kita, para astronom menganggap hal ini fantastis, dan mereka jelas-jelas merasa bingung.

Bintang-bintang superberat seperti itu sangatlah langka, namun jumlah inti berat yang mereka hasilkan seribu kali atau lebih besar daripada jumlah inti yang dihasilkan oleh supernova biasa. Artinya kontribusi inti berat terhadap awan gas antarbintang yang dihasilkan oleh bintang superberat sangatlah besar. Di Galaksi kita, selama keberadaannya, tampaknya telah terjadi 300 juta ledakan semua jenis supernova (dan jumlah serupa, disesuaikan dengan perbedaan ukuran satu sama lain), dan ini cukup untuk menjelaskan cadangan inti berat di galaksi kita. gas antarbintang , di lapisan luar bintang biasa (dan selain sistem planet kita - di planet mana pun).

Sekarang Anda melihat bahwa sebenarnya seluruh Bumi dan kita semua hampir seluruhnya terdiri dari atom-atom yang terbentuk di kedalaman bintang-bintang (selain Matahari kita) dan tersebar ke seluruh Kosmos selama ledakan supernova awal. Kita tidak dapat menunjuk pada masing-masing atom dan mengatakan di bintang mana mereka dilahirkan dan kapan tepatnya mereka terlempar ke luar angkasa, tetapi kita tahu bahwa mereka lahir di suatu bintang yang jauh dan datang kepada kita sebagai akibat dari ledakan di masa lalu.

Kita, dan dunia kita, tidak hanya berasal dari bintang-bintang, namun juga dari bintang-bintang yang meledak. Kami berasal dari supernova!

Catatan:

Bagian dalam sabuk radiasi yang paling dekat dengan Bumi, “Sabuk Van Allen,” dibentuk oleh proton dan elektron yang dihasilkan oleh peluruhan neutron yang berasal dari lapisan atas atmosfer bumi - Catatan ed.

Kekhawatiran masyarakat Amerika terhadap tenaga nuklir berbasis fisi telah menyebabkan meningkatnya minat terhadap fusi hidrogen (reaksi termonuklir). Teknologi ini telah diusulkan sebagai cara alternatif untuk memanfaatkan sifat atom untuk menghasilkan listrik. Ini adalah ide bagus secara teori. Fusi hidrogen mengubah materi menjadi energi lebih efisien dibandingkan fisi nuklir, dan prosesnya tidak menghasilkan limbah radioaktif. Namun, reaktor termonuklir yang berfungsi belum dibuat.

Fusi nuklir di bawah sinar matahari

Fisikawan percaya bahwa Matahari mengubah hidrogen menjadi helium melalui reaksi fusi nuklir. Istilah "sintesis" berarti "penyatuan". Sintesis hidrogen memerlukan suhu yang sangat tinggi. Gravitasi dahsyat yang diciptakan oleh massa Matahari yang sangat besar secara konstan menjaga intinya dalam keadaan terkompresi. Kompresi ini memastikan suhu di inti cukup tinggi untuk terjadinya fusi termonuklir hidrogen.

Fusi hidrogen surya adalah proses multi-langkah. Pertama, dua inti hidrogen (dua proton) terkompresi kuat, mengeluarkan positron, yang juga dikenal sebagai antielektron. Positron mempunyai massa yang sama dengan elektron, namun membawa muatan satuan positif dan bukan negatif. Selain positron, ketika atom hidrogen dikompresi, neutrino dilepaskan - sebuah partikel yang menyerupai elektron, tetapi tidak memiliki muatan listrik dan mampu menembus materi secara luas (Dengan kata lain, neutrino (neutrino berenergi rendah ) berinteraksi sangat lemah dengan materi. Jalur bebas rata-rata beberapa jenis neutrino dalam air adalah sekitar seratus tahun cahaya, diketahui juga bahwa, tanpa konsekuensi yang terlihat, sekitar 10 neutrino yang dipancarkan Matahari melewati setiap orang di Bumi setiap detik. .).

Sintesis dua proton disertai dengan hilangnya satu muatan positif. Akibatnya salah satu proton menjadi neutron. Ini menghasilkan inti deuterium (dilambangkan 2H atau D), sebuah isotop hidrogen berat, yang terdiri dari satu proton dan satu neutron.

Deuterium juga dikenal sebagai hidrogen berat. Inti deuterium bergabung dengan proton lain membentuk inti helium-3 (He-3), yang terdiri dari dua proton dan satu neutron. Dalam hal ini, seberkas radiasi gamma dipancarkan. Selanjutnya, dua inti helium-3, yang terbentuk sebagai hasil dari dua pengulangan independen dari proses yang dijelaskan di atas, bergabung membentuk inti helium-4 (He-4), yang terdiri dari dua proton dan dua neutron. Isotop helium ini digunakan untuk mengisi balon yang lebih ringan dari udara. Pada tahap akhir, dua proton dilepaskan, yang dapat memicu perkembangan lebih lanjut dari reaksi fusi.

Dalam proses “fusi matahari”, total massa materi yang tercipta sedikit lebih besar dari total massa bahan aslinya. “Bagian yang hilang” diubah menjadi energi, menurut rumus terkenal Einstein:

dimana E adalah energi dalam joule, m adalah “massa yang hilang” dalam kilogram, dan c adalah kecepatan cahaya, sama (dalam ruang hampa) dengan 299.792.458 m/s. Matahari menghasilkan energi dalam jumlah besar dengan cara ini, karena inti hidrogen diubah menjadi inti helium tanpa henti dan dalam jumlah besar. Terdapat cukup materi di Matahari untuk melanjutkan proses fusi hidrogen selama jutaan milenium. Seiring waktu, pasokan hidrogen akan berakhir, tetapi hal ini tidak akan terjadi seumur hidup kita.

Upaya pertama untuk menjawab pertanyaan-pertanyaan ini dilakukan oleh para astronom pada pertengahan abad ke-19, setelah fisikawan merumuskan hukum kekekalan energi.

Robert Mayer berpendapat bahwa Matahari bersinar karena pemboman terus-menerus terhadap permukaan oleh meteorit dan partikel meteor. Hipotesis ini ditolak, karena perhitungan sederhana menunjukkan bahwa untuk mempertahankan luminositas Matahari pada tingkat saat ini, diperlukan 2 * 1015 kg materi meteorik yang jatuh ke atasnya setiap detik. Dalam setahun jumlah ini akan berjumlah 6*1022 kg, dan selama masa Matahari, lebih dari 5 miliar tahun – 3*1032 kg. Massa Matahari adalah M = 2*1030 kg, oleh karena itu, dalam lima miliar tahun, materi yang seharusnya jatuh ke Matahari adalah 150 kali lebih banyak massa Matahari.

Hipotesis kedua diungkapkan oleh Helmholtz dan Kelvin juga pada pertengahan abad ke-19. Mereka berpendapat bahwa Matahari memancar karena kompresi sebesar 60–70 meter setiap tahunnya. Alasan terjadinya kompresi adalah gaya tarik-menarik partikel matahari, itulah sebabnya hipotesis ini disebut kontraksi. Jika kita menghitung berdasarkan hipotesis ini, maka umur Matahari tidak akan lebih dari 20 juta tahun, yang bertentangan dengan data modern yang diperoleh dari analisis peluruhan radioaktif unsur-unsur dalam sampel geologi tanah bumi dan tanah. bulan.

Hipotesis ketiga tentang kemungkinan sumber energi matahari diungkapkan oleh James Jeans pada awal abad kedua puluh. Dia berpendapat bahwa kedalaman Matahari mengandung unsur radioaktif berat yang secara spontan meluruh dan mengeluarkan energi. Misalnya, transformasi uranium menjadi thorium dan kemudian menjadi timbal disertai dengan pelepasan energi. Analisis selanjutnya terhadap hipotesis ini juga menunjukkan ketidakkonsistenannya; sebuah bintang yang hanya terdiri dari uranium tidak akan melepaskan energi yang cukup untuk menghasilkan luminositas Matahari yang diamati. Selain itu, ada bintang yang luminositasnya berkali-kali lipat lebih besar dibandingkan bintang kita. Kecil kemungkinan bintang-bintang tersebut juga memiliki cadangan bahan radioaktif yang lebih besar.

Hipotesis yang paling mungkin ternyata adalah hipotesis sintesis unsur-unsur akibat reaksi nuklir di perut bintang.

Pada tahun 1935, Hans Bethe berhipotesis bahwa sumber energi matahari bisa jadi adalah reaksi termonuklir yang mengubah hidrogen menjadi helium. Untuk itulah Bethe menerima Hadiah Nobel pada tahun 1967.

Komposisi kimiawi Matahari hampir sama dengan kebanyakan bintang lainnya. Sekitar 75% adalah hidrogen, 25% adalah helium dan kurang dari 1% adalah unsur kimia lainnya (terutama karbon, oksigen, nitrogen, dll.). Segera setelah kelahiran Alam Semesta, tidak ada unsur “berat” sama sekali. Semuanya, mis. unsur-unsur yang lebih berat dari helium, dan bahkan banyak partikel alfa, terbentuk selama “pembakaran” hidrogen di bintang-bintang selama fusi termonuklir. Karakteristik umur bintang seperti Matahari adalah sepuluh miliar tahun.

Sumber energi utama adalah siklus proton-proton - reaksi yang sangat lambat (waktu karakteristik 7,9 * 109 tahun), karena interaksi yang lemah. Esensinya adalah empat proton membentuk inti helium. Dalam hal ini, sepasang positron dan sepasang neutrino dilepaskan, serta energi 26,7 MeV. Jumlah neutrino yang dipancarkan Matahari per detik hanya ditentukan oleh luminositas Matahari. Karena 2 neutrino lahir ketika 26,7 MeV dilepaskan, laju emisi neutrino adalah: 1,8*1038 neutrino/s.

Uji langsung teori ini adalah pengamatan neutrino matahari. Neutrino berenergi tinggi (boron) terdeteksi dalam eksperimen klorin-argon (eksperimen Davis) dan secara konsisten menunjukkan kekurangan neutrino dibandingkan dengan nilai teoretis untuk model standar Matahari. Neutrino berenergi rendah yang timbul langsung dalam reaksi pp dicatat dalam eksperimen galium-germanium (GALLEX di Gran Sasso (Italia - Jerman) dan SAGE di Baksan (Rusia - AS)); mereka juga “hilang”.

Menurut beberapa asumsi, jika neutrino memiliki massa diam selain nol, osilasi (transformasi) berbagai jenis neutrino mungkin terjadi (efek Mikheev – Smirnov – Wolfenstein) (ada tiga jenis neutrino: neutrino elektron, muon, dan tauon) . Karena Karena neutrino lain memiliki penampang interaksi dengan materi yang jauh lebih kecil daripada elektron, defisit yang diamati dapat dijelaskan tanpa mengubah model standar Matahari, yang dibangun berdasarkan seluruh kumpulan data astronomi.

Setiap detiknya, Matahari memproses sekitar 600 juta ton hidrogen. Cadangan bahan bakar nuklir akan bertahan selama lima miliar tahun lagi, setelah itu secara bertahap akan berubah menjadi katai putih.

Bagian tengah Matahari akan berkontraksi, memanas, dan panas yang berpindah ke kulit terluar akan menyebabkan perluasannya ke ukuran yang lebih mengerikan dibandingkan dengan yang modern: Matahari akan mengembang sedemikian rupa sehingga menyerap Merkurius, Venus, dan memakan “ bahan bakar” seratus kali lebih cepat, dibandingkan saat ini. Hal ini akan menyebabkan peningkatan ukuran Matahari; bintang kita akan menjadi raksasa merah yang ukurannya sebanding dengan jarak Bumi ke Matahari! Kehidupan di Bumi akan menghilang atau mencari perlindungan di planet luar.

Tentu saja kita akan mengetahui kejadian seperti itu sebelumnya, karena transisi ke tahap baru akan memakan waktu sekitar 100-200 juta tahun. Ketika suhu bagian tengah Matahari mencapai 100.000.000 K, helium juga akan mulai terbakar, berubah menjadi unsur berat, dan Matahari akan memasuki tahap siklus kompresi dan ekspansi yang kompleks. Pada tahap terakhir, bintang kita akan kehilangan kulit terluarnya, inti pusatnya akan memiliki kepadatan dan ukuran yang sangat tinggi, seperti Bumi. Beberapa miliar tahun lagi akan berlalu, dan Matahari akan mendingin, berubah menjadi katai putih.