Termonukleárne reakcie prebiehajúce na slnku. Keď sa všetok vodík zmení na hélium, hviezda môže stále existovať vďaka premene hélia na ťažšie prvky, až po železo, v ktorých sa vodík mení na hélium

Vnútorná štruktúra hviezd

Hviezdu považujeme za teleso podliehajúce pôsobeniu rôznych síl. Gravitačná sila má tendenciu ťahať hmotu hviezdy smerom k stredu, zatiaľ čo tlak plynu a svetla smerovaný zvnútra ju má tendenciu tlačiť preč od stredu. Keďže hviezda existuje ako stabilné teleso, z toho vyplýva, že medzi súperiacimi silami existuje určitá rovnováha. Aby sa to dosiahlo, teplota rôznych vrstiev hviezdy musí byť nastavená tak, aby v každej vrstve prúdenie energie smerom von odoberalo všetku energiu vytvorenú pod ňou na povrch. Energia sa generuje v malom centrálnom jadre. Pre počiatočné obdobie života hviezdy je jej stlačenie zdrojom energie. Ale len dovtedy, kým teplota nestúpne natoľko, že začnú jadrové reakcie.

Vznik hviezd a galaxií

Hmota vo vesmíre sa neustále vyvíja, v širokej škále foriem a stavov. Keďže formy existencie hmoty sa menia, potom v dôsledku toho rôzne a rôznorodé predmety nemohli vzniknúť všetky súčasne, ale vznikli v rôznych dobách, a preto majú svoj špecifický vek, počítaný od začiatku ich vzniku.

Vedecké základy kozmogónie položil Newton, ktorý ukázal, že hmota vo vesmíre sa pod vplyvom vlastnej gravitácie delí na stlačené kúsky. Teóriu vzniku zhlukov hmoty, z ktorej vznikajú hviezdy, vypracoval v roku 1902 anglický astrofyzik J. Jeans. Táto teória vysvetľuje aj vznik galaxií. V pôvodne homogénnom médiu s konštantnou teplotou a hustotou môže dôjsť k zhutneniu. Ak sila vzájomnej gravitácie v ňom prekročí silu tlaku plynu, médium sa začne stláčať a ak prevládne tlak plynu, látka sa rozptýli v priestore.

Predpokladá sa, že vek Metagalaxy je 13-15 miliárd rokov. Tento vek nie je v rozpore s odhadmi veku najstarších hviezd a guľových hviezdokôp v našej Galaxii.

Evolúcia hviezd

Kondenzácie, ktoré vznikli v plynnom a prachovom prostredí Galaxie a ktoré sa vplyvom vlastnej gravitácie ďalej zmršťujú, sa nazývajú protohviezdy. Keď sa zmršťuje, hustota a teplota protohviezdy sa zvyšuje a začína hojne vyžarovať v infračervenej oblasti spektra. Trvanie kompresie protohviezd je iné: pre tie s hmotnosťou menšou ako Slnko - stovky miliónov rokov a pre masívne - iba stovky tisíc rokov. Keď teplota v útrobách protohviezdy stúpne na niekoľko miliónov Kelvinov, začnú sa v nich termonukleárne reakcie, pri ktorých sa vodík mení na hélium. V tomto prípade sa uvoľní obrovská energia, ktorá bráni ďalšiemu stláčaniu a zahrievaniu hmoty až do bodu samoluminiscencie – protohviezda sa zmení na obyčajnú hviezdu. Stupeň kompresie je teda nahradený stacionárnym stupňom sprevádzaným postupným „vyhorením“ vodíka. Hviezda trávi väčšinu svojho života v stacionárnom štádiu. Práve v tomto štádiu evolúcie sa nachádzajú hviezdy, ktoré sa nachádzajú v hlavnej sekvencii „spektrum-svietivosť“. Čas zotrvania hviezdy v hlavnej postupnosti je úmerný hmotnosti hviezdy, pretože od toho závisí dodávka jadrového paliva, a nepriamo úmerný svietivosti, ktorá určuje rýchlosť spotreby jadrového paliva.

Keď sa všetok vodík v centrálnej oblasti premení na hélium, vo vnútri hviezdy sa vytvorí héliové jadro. Teraz sa vodík premení na hélium nie v strede hviezdy, ale vo vrstve susediacej s veľmi horúcim héliovým jadrom. Pokiaľ vnútri héliového jadra nie sú žiadne zdroje energie, bude sa neustále zmenšovať a zároveň sa ešte viac zahrievať. Stlačenie jadra vedie k rýchlejšiemu uvoľneniu jadrovej energie v tenkej vrstve blízko hranice jadra. V masívnejších hviezdach sa teplota jadra počas kompresie dostane nad 80 miliónov Kelvinov a začnú sa v ňom termonukleárne reakcie, ktoré premieňajú hélium na uhlík a potom na iné ťažšie chemické prvky. Energia unikajúca z jadra a jeho okolia spôsobuje zvýšenie tlaku plynu, pod vplyvom ktorého sa fotosféra rozpína. Energia prichádzajúca do fotosféry z vnútra hviezdy sa teraz rozprestiera na väčšej ploche ako predtým. V tomto ohľade teplota fotosféry klesá. Hviezda sa pohybuje mimo hlavnej sekvencie, postupne sa stáva červeným obrom alebo supergiantom v závislosti od svojej hmotnosti a stáva sa starou hviezdou. Hviezda, ktorá prejde štádiom žltého obra, sa môže ukázať ako pulzujúca, teda fyzická premenná hviezda, a zostane tak aj v štádiu červeného obra. Nafúknutý obal hviezdy malej hmotnosti je už slabo priťahovaný jadrom a postupne sa od neho vzďaľuje a vytvára planetárnu hmlovinu. Po definitívnom rozptýlení škrupiny zostane z hviezdy iba horúce jadro - biely trpaslík.

Osud hmotnejších hviezd je iný. Ak je hmotnosť hviezdy približne dvojnásobkom hmotnosti Slnka, potom takéto hviezdy strácajú stabilitu v posledných fázach svojho vývoja. Najmä môžu explodovať ako supernovy a potom sa katastrofálne zmenšiť na veľkosť guľôčok s polomerom niekoľkých kilometrov, teda premeniť sa na neutrónové hviezdy.

Hviezda, ktorej hmotnosť je viac ako dvojnásobok hmotnosti Slnka, stratí rovnováhu a začne sa zmršťovať, sa buď zmení na neutrónovú hviezdu, alebo nebude vôbec schopná dosiahnuť stabilný stav. V procese neobmedzenej kompresie sa pravdepodobne dokáže premeniť na čiernu dieru.

Bieli trpaslíci

Bieli trpaslíci sú nezvyčajné, veľmi malé, husté hviezdy s vysokou povrchovou teplotou. Hlavným rozlišovacím znakom vnútornej štruktúry bielych trpaslíkov je ich gigantická hustota v porovnaní s normálnymi hviezdami. Vďaka obrovskej hustote je plyn vo vnútri bielych trpaslíkov v nezvyčajnom stave – degenerovaný. Vlastnosti takéhoto degenerovaného plynu nie sú vôbec podobné vlastnostiam bežných plynov. Jeho tlak je napríklad prakticky nezávislý od teploty. Stabilita bieleho trpaslíka je udržiavaná tým, že proti obrovskej gravitačnej sile, ktorá ho stláča, pôsobí v jeho hĺbkach tlak degenerovaného plynu.

Bieli trpaslíci sú v poslednom štádiu vývoja hviezd nie príliš veľkých hmotností. Vo hviezde už nie sú žiadne jadrové zdroje a stále veľmi dlho svieti, pomaly chladne. Bieli trpaslíci sú stabilní, pokiaľ ich hmotnosť nepresahuje približne 1,4 hmotnosti Slnka.

Neutrónové hviezdy

Neutrónové hviezdy sú veľmi malé, superhusté nebeské telesá. Ich priemer nie je väčší ako niekoľko desiatok kilometrov. Neutrónové hviezdy vznikajú po vyčerpaní zdrojov termonukleárnej energie v útrobách obyčajnej hviezdy, ak jej hmotnosť v tom momente presiahne 1,4 hmotnosti Slnka. Keďže neexistuje zdroj termonukleárnej energie, stabilná rovnováha hviezdy sa stáva nemožným a začína sa katastrofálne stláčanie hviezdy smerom k stredu - gravitačný kolaps. Ak počiatočná hmotnosť hviezdy nepresiahne určitú kritickú hodnotu, potom sa kolaps v centrálnych častiach zastaví a vytvorí sa horúca neutrónová hviezda. Proces kolapsu trvá zlomok sekundy. Môže po ňom nasledovať buď únik zvyšného obalu hviezdy na horúcu neutrónovú hviezdu s emisiou neutrín, alebo uvoľnenie obalu v dôsledku termonukleárnej energie „nespálenej“ hmoty alebo rotačnej energie. K takémuto vyvrhnutiu dochádza veľmi rýchlo a zo Zeme to vyzerá ako výbuch supernovy. Pozorované neutrónové hviezdy – pulzary – sa často spájajú so zvyškami supernov. Ak hmotnosť neutrónovej hviezdy presiahne 3-5 hmotností Slnka, jej rovnováha sa stane nemožným a takáto hviezda bude čiernou dierou. Veľmi dôležité charakteristiky neutrónových hviezd sú rotácia a magnetické pole. Magnetické pole môže byť miliardy až biliónkrát silnejšie ako magnetické pole Zeme.

2002-01-18T16:42+0300

2008-06-04T19:55+0400

https://site/20020118/54771.html

https://cdn22.img..png

Správy RIA

https://cdn22.img..png

Správy RIA

https://cdn22.img..png

Termonukleárne reakcie prebiehajúce na slnku

(Ter. Inc. N03-02, 18.01.2002) Vadim Pribytkov, teoretický fyzik, stály korešpondent Terra Incognita. Vedci si dobre uvedomujú, že termonukleárne reakcie, ktoré prebiehajú na Slnku, vo všeobecnosti zahŕňajú premenu vodíka na hélium a ťažšie prvky. Ale nie je úplne jasné, ako tieto transformácie prebiehajú, alebo skôr vládne úplná nejednoznačnosť: chýba najdôležitejší počiatočný odkaz. Preto bola vynájdená fantastická reakcia spájajúca dva protóny na deutérium s uvoľnením pozitrónu a neutrína. Takáto reakcia je však v skutočnosti nemožná, pretože medzi protónmi pôsobia silné odpudivé sily. ----Čo sa vlastne deje na Slnku? Prvou reakciou je vznik deutéria, ku ktorého vzniku dochádza pri vysokom tlaku v nízkoteplotnej plazme pri tesnom spojení dvoch atómov vodíka. V tomto prípade sa dve jadrá vodíka na krátku dobu ocitnú takmer blízko a dokážu zachytiť jedno z...

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

Vadim Pribytkov, teoretický fyzik, pravidelný korešpondent pre Terra Incognita.

Vedci si dobre uvedomujú, že termonukleárne reakcie, ktoré prebiehajú na Slnku, vo všeobecnosti zahŕňajú premenu vodíka na hélium a ťažšie prvky. Nie je však úplne jasné, ako tieto transformácie prebiehajú, alebo skôr vládne úplná nejednoznačnosť: chýba najdôležitejší počiatočný odkaz. Preto bola vynájdená fantastická reakcia spájajúca dva protóny na deutérium s uvoľnením pozitrónu a neutrína. Takáto reakcia je však v skutočnosti nemožná, pretože medzi protónmi pôsobia silné odpudivé sily.

Čo sa vlastne deje na Slnku?

Prvou reakciou je vznik deutéria, ku ktorého vzniku dochádza pri vysokom tlaku v nízkoteplotnej plazme pri tesnom spojení dvoch atómov vodíka. V tomto prípade sa dve jadrá vodíka na krátku dobu ocitnú takmer v blízkosti a dokážu zachytiť jeden z orbitálnych elektrónov, ktorý s jedným z protónov tvorí neutrón.

Podobná reakcia môže nastať aj za iných podmienok, keď sa do atómu vodíka zavedie protón. V tomto prípade dochádza aj k záchytu orbitálneho elektrónu (K-záchyt).

Nakoniec môže nastať taká reakcia, keď sa dva protóny na krátku dobu spoja, ich spojené sily stačia na zachytenie prechádzajúceho elektrónu a vytvorenie deutéria. Všetko závisí od teploty plazmy alebo plynu, v ktorom tieto reakcie prebiehajú. V tomto prípade sa uvoľní 1,4 MeV energie.

Deutérium je základom pre následný cyklus reakcií, kedy dve jadrá deutéria tvoria trícium s uvoľnením protónu, alebo hélium-3 s uvoľnením neutrónu. Obe reakcie sú rovnako pravdepodobné a dobre známe.

Potom nasledujú reakcie spájania trícia s deutériom, trícia s tríciom, hélia-3 s deutériom, hélia-3 s tríciom, hélia-3 s héliom-3 za vzniku hélia-4. V tomto prípade sa uvoľňuje väčší počet protónov a neutrónov. Neutróny sú zachytené jadrami hélia-3 a všetkými prvkami, ktoré majú väzby deutéria.

Tieto reakcie potvrdzuje aj fakt, že zo Slnka je v rámci slnečného vetra vyvrhnuté obrovské množstvo vysokoenergetických protónov. Najpozoruhodnejšia vec na všetkých týchto reakciách je, že neprodukujú ani pozitróny, ani neutrína. Keď prebehnú všetky reakcie, energia sa uvoľní.

V prírode sa všetko deje oveľa jednoduchšie.

Ďalej sa z jadier deutéria, trícia, hélia-3 a hélia-4 začínajú tvoriť zložitejšie prvky. Celé tajomstvo je v tom, že jadrá hélia-4 sa nemôžu navzájom priamo spojiť, pretože sa navzájom odpudzujú. K ich spojeniu dochádza prostredníctvom väzieb deutéria a trícia. Oficiálna veda tiež úplne ignoruje tento bod a zhromažďuje jadrá hélia-4 na jednu hromadu, čo je nemožné.

Rovnako fantastický ako oficiálny vodíkový cyklus je aj takzvaný uhlíkový cyklus, ktorý vynašiel G. Bethe v roku 1939, počas ktorého zo štyroch protónov vzniká hélium-4 a údajne sa uvoľňujú aj pozitróny a neutrína.

V prírode sa všetko deje oveľa jednoduchšie. Príroda nevymýšľa nové častice ako teoretici, ale používa len tie, ktoré má. Ako vidíme, tvorba prvkov začína pridaním jedného elektrónu o dva protóny (tzv. K-záchyt), výsledkom čoho je deutérium. K-zachytenie je jedinou metódou vytvárania neutrónov a je široko praktizované všetkými ostatnými zložitejšími jadrami. Kvantová mechanika popiera prítomnosť elektrónov v jadre, ale bez elektrónov nie je možné jadrá postaviť.

Isté je len to, že v ranom období po Veľkom tresku sa malý, veľmi horúci vesmír rozpínal a ochladzoval, až kým sa protóny a neutróny nedokázali spojiť a vytvoriť atómové jadrá. Aké jadrá boli získané a v akom pomere? Toto je veľmi zaujímavý problém pre kozmogonistov (vedcov, ktorí študujú počiatky vesmíru) – problém, ktorý nás nakoniec privedie späť k úvahám o novách a supernovách. Poďme sa na to teda pozrieť trochu podrobne.

Atómové jadrá majú množstvo odrôd. Na pochopenie týchto odrôd sú klasifikované na základe počtu protónov prítomných v týchto jadrách. Toto číslo sa pohybuje od 1 do 100 a vyššie.

Každý protón má elektrický náboj +1. Ďalšie častice prítomné v jadrách sú neutróny, ktoré nemajú elektrický náboj. Preto sa celkový elektrický náboj atómového jadra rovná počtu protónov, ktoré obsahuje. Jadro obsahujúce jeden protón má náboj +1, jadro s dvoma protónmi má náboj +2, jadro s pätnástimi protónmi má náboj +15 atď.. Počet protónov v danom jadre (resp. vyjadrujúci elektrický náboj jadra) sa nazýva atómové číslo .

Vesmír sa stále viac ochladzuje a každé jadro je už schopné zachytiť určitý počet elektrónov. Každý elektrón má elektrický náboj -1, a pretože opačné náboje sa priťahujú, záporne nabitý elektrón má tendenciu zostať blízko kladne nabitého jadra. Za normálnych podmienok sa počet elektrónov, ktoré môže držať jednotlivé jadro, rovná počtu protónov v tomto jadre. Keď sa počet protónov v jadre rovná počtu elektrónov, ktoré ho obklopujú, čistý elektrický náboj jadra a elektrónov je nulový a ich kombinácia vytvára neutrálny atóm. Počet protónov alebo elektrónov zodpovedá atómovému číslu.

Látka pozostávajúca z atómov s rovnakým atómovým číslom sa nazýva prvok. Napríklad vodík je prvok pozostávajúci z atómov, ktorých jadrá obsahujú jeden protón a jeden elektrón v blízkosti. Takýto atóm sa nazýva „atóm vodíka“ a jadro takéhoto atómu sa nazýva „jadro vodíka“. Atómové číslo vodíka je teda 1. Hélium pozostáva z atómov hélia obsahujúcich jadrá s dvoma protónmi, preto je atómové číslo hélia 2. Podobne lítium má atómové číslo 3, berýlium - 4, bór - 5, uhlík - 6, dusík - 7, kyslík - 8 atď.

Pomocou chemickej analýzy zemskej atmosféry, oceánu a pôdy sa zistilo, že existuje 81 stabilných prvkov, teda 81 prvkov, ktoré v prírodných podmienkach neprestanú donekonečna podliehať žiadnym zmenám.

Najmenej zložitý atóm na Zemi (ktorý skutočne existuje) je atóm vodíka. Nárast atómového čísla nás privedie k najzložitejšiemu stabilnému atómu na Zemi. Toto je atóm bizmutu, ktorý má atómové číslo 83, t.j. každé jadro bizmutu obsahuje 83 protónov.

Keďže je celkovo 81 stabilných prvkov, v zozname atómových čísel je potrebné vynechať dve čísla, a to tak: atómy so 43 protónmi a 61 protónmi sú nestabilné, prvky s atómovými číslami 43 a 61, ktoré prešli chemickou analýzou, nie sú nachádza v prírodných materiáloch.

To však neznamená, že prvky s atómovými číslami 43 a 61 alebo s číslami väčšími ako 83 nemôžu dočasne existovať. Tieto atómy sú nestabilné, takže sa skôr či neskôr v jednom alebo viacerých štádiách rozložia na atómy, ktoré zostanú stabilné. Nemusí sa to nevyhnutne stať okamžite, ale môže to trvať dlho. Tórium (atómové číslo 90) a urán (atómové číslo 92) vyžadujú miliardy rokov atómového rozpadu, aby sa dostali k stabilným atómom olova (atómové číslo 82).

V podstate sa za tie dlhé miliardy rokov existencie Zeme podarilo rozpadnúť iba časti tória a uránu, ktoré boli pôvodne prítomné v jej štruktúre. Asi 80 % pôvodného tória a 50 % uránu uniklo rozkladu a možno ich aj dnes nájsť v horninách na zemskom povrchu.

V zemskej kôre (jej vrchných vrstvách) je síce prítomných všetkých 81 stabilných prvkov (plus tórium a urán), ale v rôznych množstvách. Najčastejšie ide o kyslík (atómové číslo 8), kremík (14), hliník (13) a železo (26). Kyslík tvorí 46,6% zemskej kôry, kremík - 27,7%, hliník - 8,13%, železo -5%. Táto štvorica tvorí takmer sedem osmín zemskej kôry, jednu osminu – všetky ostatné prvky.

Samozrejme, tieto prvky zriedkavo existujú vo svojej čistej forme. Miešaním sa usilujú o vzájomné prepojenie. Tieto kombinácie (alebo kombinácie prvkov) atómov sa nazývajú zlúčeniny. Atómy kremíka a kyslíka sú navzájom spojené veľmi svojráznym spôsobom; sem-tam sa k tejto zlúčenine pridávajú atómy železa, hliníka a iných prvkov (kremík / kyslík). Takéto zlúčeniny - silikáty - sú bežné horniny, ktoré tvoria hlavne zemskú kôru.

Keďže samotné atómy kyslíka sú ľahšie ako ostatné najbežnejšie prvky v zemskej kôre, celková hmotnosť kyslíka obsahuje viac atómov ako rovnaká hmotnosť iných prvkov. Na každých 1000 atómov zemskej kôry pripadá 625 atómov kyslíka, 212 kremíka, 65 hliníka a 19 železa, t. j. 92 % atómov zemskej kôry sú tak či onak tieto štyri prvky.

Zemská kôra nie je skúšobnou vzorkou vesmíru alebo dokonca Zeme ako celku. Predpokladá sa, že „jadro“ Zeme (centrálna oblasť, ktorá tvorí jednu tretinu hmotnosti planéty) pozostáva takmer výlučne zo železa. Ak to vezmeme do úvahy, potom železo tvorí 38% hmotnosti celej Zeme, kyslík - 28%, kremík - 15%. Štvrtým najrozšírenejším prvkom môže byť horčík, a nie hliník, ktorý tvorí až 7 % zemskej hmoty. Tieto štyri prvky spolu tvoria sedem osmín hmotnosti celej Zeme. Potom na každých 1000 atómov na Zemi ako celku pripadá 480 atómov kyslíka, 215 atómov železa, 150 atómov kremíka a 80 atómov horčíka, t. j. tieto štyri spolu tvoria 92,5 % všetkých atómov Zeme. Zem však nie je typickou planétou slnečnej sústavy. Je možné, že Venuša, Merkúr, Mars a Mesiac, ktoré sú svojou štruktúrou veľmi podobné Zemi, sú zložené z kamenných materiálov a podobne ako Venuša a Merkúr majú jadro bohaté na železo. Do istej miery to isté platí aj pre satelity a niektoré asteroidy, ale všetky tieto kamenné svety (so železnými jadrami alebo bez nich) netvoria ani pol percenta celkovej hmotnosti všetkých objektov obiehajúcich okolo Slnka. Zvyšných 99,5 % hmotnosti Slnečnej sústavy (okrem hmotnosti Slnka) patrí štyrom obrovským planétam: Jupiter, Saturn, Urán a Neptún. Samotný Jupiter (najväčší zo všetkých) predstavuje viac ako 70 % celkovej hmotnosti.

Jupiter má pravdepodobne relatívne malé kamenno-kovové jadro. Štruktúra obrovskej planéty, súdiac podľa spektroskopických údajov a planetárnych vzoriek, pozostáva z vodíka a hélia. Vyššie uvedené zrejme platí aj pre iné obrie planéty.

Vráťme sa však k Slnku, ktorého hmotnosť je 500-krát väčšia ako hmotnosť všetkých planetárnych telies dohromady – od Jupitera až po maličké zrnko prachu; zistíme (hlavne vďaka spektroskopii), že jeho objem je naplnený rovnakým vodíkom a héliom. V skutočnosti približne 75 % jeho hmotnosti pochádza z vodíka, 22 % z hélia a 3 % zo všetkých ostatných prvkov dohromady. Kvantitatívne zloženie atómov Slnka bude také, že na každých 1000 atómov Slnka pripadá 920 atómov vodíka a 80 atómov hélia. Menej ako jeden atóm z tisíc predstavuje všetky ostatné prvky.

Slnko má nepochybne leví podiel na hmotnosti celej slnečnej sústavy a veľmi by sme sa nemýlili, keby sme sa rozhodli, že jeho elementárne zloženie je reprezentatívne pre celú sústavu ako celok. Prevažná väčšina hviezd sa svojím elementárnym zložením podobá Slnku. Okrem toho je známe, že riedkymi plynmi vypĺňajúcimi medzihviezdny a medzigalaktický priestor sú tiež hlavne vodík a hélium.

Preto môžeme konštatovať, že z 1000 atómov v celom vesmíre je 920 vodík, 80 hélium a menej ako jeden všetko ostatné.

prečo je to tak? Zapadá vodíkovo-héliový vesmír do situácie Veľkého tresku? Očividne áno. Minimálne čo sa týka Gamowovho systému uvažovania, systém je vylepšený, ale v zásade zostáva nezmenený.

Tu je návod, ako to funguje. Veľmi skoro po Veľkom tresku, v priebehu zlomku sekundy, sa rozpínajúci sa vesmír ochladil do bodu, kde sa vytvorili zložky nám známych atómov: protóny, neutróny a elektróny. V podmienkach obrovskej teploty, ktorá vtedy ešte vládla, nemohlo existovať nič zložitejšie. Častice sa nemohli navzájom spojiť: pri tejto teplote, aj keď sa zrazili, sa okamžite odrazili do rôznych smerov.

To platí aj pri zrážkach protón-protón alebo neutrón-neutrón, dokonca aj pri oveľa nižších teplotách, ako je teplota súčasného vesmíru. Ako však teplota v počiatočných štádiách vývoja vesmíru naďalej klesala, prišiel moment, keď počas zrážok protónu a neutrónov bolo možné, aby dve častice zostali spolu. Pohromade ich drží takzvaná silná sila – najsilnejšia zo štyroch známych síl.

Protón 1 je jadrom vodíka, ako bolo uvedené vyššie v tejto kapitole. Ale kombinácia protón-neutrón je tiež jadro vodíka, pretože má jeden protón, a to je všetko, čo je potrebné na to, aby sa jadro kvalifikovalo ako vodík. Tieto dva druhy vodíkových jadier (protón a protón-neutrón) sa nazývajú izotopy vodíka a sú definované v závislosti od celkového počtu častíc, ktoré obsahujú. Protón, ktorý má iba jednu časticu, je jadro vodíka-1. Kombinácia protón-neutrón, ktorá obsahuje iba dve častice, je jadro vodíka-2.

Pri vysokých teplotách raného vesmíru, keď sa tvorili rôzne jadrá, jadro vodíka-2 nebolo veľmi stabilné. Má tendenciu sa buď rozpadať na jednotlivé protóny a neutróny, alebo sa spájať s ďalšími časticami a vytvárať zložitejšie (ale možno stabilnejšie) jadrá. Jadro vodíka-2 sa môže zraziť s protónom a pripojiť sa k nemu, čím vytvorí jadro zložené z dvoch protónov a jedného neutrónu. V tejto kombinácii sú dva protóny a dostaneme jadro hélia a keďže v jadre sú tri častice, je to hélium-3.

Ak sa vodík-2 zrazí a uzamkne s neutrónom, vytvorí jadro pozostávajúce z jedného protónu a dvoch neutrónov (opäť spolu tri častice). Výsledkom je vodík-3.

Vodík-3 je nestabilný pri akejkoľvek teplote, dokonca aj pri nízkej teplote moderného vesmíru, takže prechádza večnými zmenami, aj keď je bez vplyvu iných častíc alebo kolízií s nimi. Jeden z dvoch neutrónov v jadre vodíka-3 sa skôr či neskôr zmení na protón a z vodíka-3 sa stane hélium-3. Za súčasných podmienok táto zmena nie je príliš rýchla: polovica jadier vodíka-3 sa premení na hélium-3 v priebehu niečo vyše dvanástich rokov. Pri obrovských teplotách raného vesmíru bola táto zmena nepochybne rýchlejšia.

Takže teraz máme tri typy jadier, ktoré sú v moderných podmienkach stabilné: vodík-1, vodík-2 a hélium-3.

Častice hélia-3 sa k sebe viažu ešte voľnejšie ako častice vodíka-2 a najmä pri zvýšených teplotách raného vesmíru má hélium-3 silnú tendenciu sa rozpadať alebo meniť ďalším pridávaním častíc.

Ak by hélium-3 náhodou zasiahlo protón a muselo by sa k nemu pripojiť, potom by sme mali jadro pozostávajúce z troch protónov a neutrónu. Toto by bolo lítium-4, ktoré je nestabilné pri akejkoľvek teplote, pretože aj pri nízkych teplotách zemského povrchu sa jeden z jeho protónov rýchlo mení na neutrón. Výsledkom je spojenie dvoch protónov – dvoch neutrónov, čiže hélia-4.

Hélium-4 je veľmi stabilné jadro, najstabilnejšie pri bežných teplotách s výnimkou jediného protónu, ktorý tvorí vodík-1. Po vytvorení nemá takmer žiadnu tendenciu rozpadať sa ani pri veľmi vysokých teplotách.

Ak sa hélium-3 zrazí a spojí s neutrónom, okamžite vznikne hélium-4. Ak sa dve jadrá vodíka-2 zrazia a spoja, opäť sa vytvorí hélium-4. Ak sa hélium-3 zrazí s vodíkom-2 alebo iným héliom-3, vytvorí sa hélium-4 a nadbytočné častice sa eliminujú ako jednotlivé protóny a neutróny. Hélium-4 teda vzniká na úkor vodíka-2 a hélia-3.

V skutočnosti, keď sa vesmír ochladil na teplotu, pri ktorej sa protóny a neutróny mohli spojiť a vytvoriť zložitejšie jadrá, prvé takéto jadro, ktoré vzniklo vo veľkých množstvách, bolo hélium-4.

Ako sa vesmír ďalej rozpínal a ochladzoval, vodík-2 a hélium-3 boli menej ochotné meniť sa a niektoré z nich takpovediac zamrzli do nezmeniteľnej existencie. V súčasnosti je iba jeden atóm vodíka z každých 7 000 vodíkom-2; hélium-3 je ešte zriedkavejšie – iba jeden atóm hélia na milión. To znamená, že bez zohľadnenia vodíka-2 a hélia-3 môžeme povedať, že krátko po dostatočnom ochladení vesmíru bol zložený z jadier vodíka-1 a hélia-4. Hmotnosť vesmíru teda pozostávala zo 75 % vodíka-1 a 25 % hélia-4.

V priebehu času na miestach, kde bola teplota dostatočne nízka, jadrá priťahovali negatívne nabité elektróny, ktoré boli držané na kladne nabitých jadrách silou elektromagnetickej sily - druhej najsilnejšej zo štyroch síl. Jediný protón jadra vodíka-1 bol spojený s jedným elektrónom a dva protóny jadra hélia-4 boli spojené s dvoma elektrónmi. Takto vznikli atómy vodíka a hélia. Kvantitatívne povedané, na každých 1000 atómov vo vesmíre pripadá 920 atómov vodíka-1 a 80 atómov hélia-4.

Toto je vysvetlenie vodíkovo-héliového vesmíru. Ale počkaj chvíľu! A čo atómy ťažšie ako hélium a s vyššou atómovou hmotnosťou? (Zozbierajme všetky atómy obsahujúce vo svojich jadrách viac ako štyri častice pod označením „ťažké atómy“). Vo vesmíre je veľmi málo ťažkých atómov, napriek tomu existujú. Ako sa objavili? Logika diktuje, že hoci je hélium-4 veľmi stabilné, stále má miernu tendenciu spájať sa s protónom, neutrónom, vodíkom-2, héliom-3 alebo iným héliom-4 a vytvárať malé množstvá rôznych ťažkých atómov; toto je zdrojom približne 3 % hmotnosti dnešného vesmíru, ktorý pozostáva z týchto atómov.

Žiaľ, takáto odpoveď pri skúmaní neobstojí. Ak by sa hélium-4 zrazilo s vodíkom-1 (jeden protón) a spojili by sa, vzniklo by jadro s tromi protónmi a dvoma neutrónmi. To by bolo lítium-5. Ak by sa hélium-4 zrazilo a spojilo sa s neutrónom, výsledkom by bolo jadro s dvoma protónmi a tromi neutrónmi, čiže hélium-5.

Ani lítium-5, ani hélium-5, aj keď vznikajú v podmienkach nášho chladeného vesmíru, nevydržia viac ako niekoľko biliónov bilióntiny sekundy. Počas tohto obdobia sa rozpadnú buď na hélium-4, alebo na protón či neutrón.

Možnosť zrážky hélia-4 a splynutia s vodíkom-2 alebo héliom-3 je veľmi malá, vzhľadom na to, aké vzácne sú posledné dve jadrá v prvotnej zmesi. Akékoľvek ťažké atómy, ktoré by mohli byť vytvorené týmto spôsobom, sú príliš málo početné na to, aby zodpovedali veľkému počtu atómov, ktoré dnes existujú. Je viac možné kombinovať jedno jadro hélia-4 s iným jadrom hélia-4. Takéto dvojité jadro pozostávajúce zo štyroch protónov a štyroch neutrónov by sa malo stať berýliom-8. Berýlium je však ďalším extrémne nestabilným jadrom: aj v podmienkach nášho súčasného Vesmíru existuje menej ako niekoľko stotín bilióntiny sekundy. Po vytvorení sa okamžite rozpadne na dve jadrá hélia-4.

Samozrejme, niečo užitočné by z toho vzišlo, keby sa tri jadrá hélia-4 stretli v dôsledku „trojcestnej“ kolízie a prilepili sa k sebe. Ale nádej, že sa to stane v prostredí, kde je hélium-4 obklopené vodíkom-1, ktorý v ňom dominuje, je príliš malá na to, aby sme to vzali do úvahy.

V dôsledku toho, v čase, keď sa vesmír rozšíril a ochladil do bodu, keď sa zastavila tvorba komplexných jadier, je dostatok iba vodíka-1 a hélia-4. Ak zostanú voľné neutróny, rozpadajú sa na protóny (vodík-1) a elektróny. Netvoria sa ťažké atómy.

V takomto vesmíre sa oblaky plynného vodíka a hélia rozpadajú na masy galaktickej veľkosti a tie sa kondenzujú na hviezdy a obrie planéty. Výsledkom je, že hviezdy aj obrie planéty pozostávajú takmer výlučne z vodíka a hélia. A má zmysel sa obávať niektorých ťažkých atómov, ak tvoria len 3 % hmotnosti a menej ako 1 % počtu existujúcich atómov?

To dáva zmysel! Tieto 3% je potrebné vysvetliť. Nemali by sme zanedbávať malé množstvo ťažkých atómov vo hviezdach a obrovských planétach, pretože planéta ako Zem pozostáva takmer výlučne z ťažkých atómov. Navyše v ľudskom tele a vo všeobecnosti u živých bytostí tvorí vodík len 10% hmotnosti, hélium úplne chýba. Všetkých zvyšných 90 % hmoty tvoria ťažké atómy.

Inými slovami, ak by vesmír zostal nezmenený krátko po Veľkom tresku a dokončení procesu tvorby jadra, planéty ako Zem a samotný život na nej by v určitej forme boli úplne nemožné.

Predtým, ako sme sa vy a ja objavili na tomto svete, museli byť najprv vytvorené ťažké atómy. Ale ako?

V podstate to pre nás už nie je záhadou, keďže sme už predtým hovorili o tom, ako dochádza k tvorbe jadier v hĺbkach hviezd. V našom Slnku, napríklad v jeho centrálnych oblastiach, sa vodík nepretržite premieňa na hélium (vodíková fúzia, ktorá slúži Slnku ako zdroj jeho energie. K vodíkovej fúzii dochádza vo všetkých ostatných hviezdach hlavnej postupnosti).

Ak by to bola jediná možná transformácia a táto transformácia by bola predurčená trvať donekonečna súčasným tempom, potom by sa všetok vodík syntetizoval a vesmír by sa skladal z čistého hélia v priebehu asi 500 miliárd rokov (30 - 40-násobok veku nášho vesmíru). ). A napriek tomu nie je jasný vzhľad masívnych atómov.

Masívne atómy, ako už vieme, sa rodia v jadre hviezdy. No rodia sa až vtedy, keď príde čas, aby takáto hviezda opustila hlavnú sekvenciu. V tomto klimakterickom bode sa jadro stáva tak hustým a horúcim, že jadrá hélia-4 sa navzájom zrážajú s najväčšou rýchlosťou a frekvenciou. Z času na čas sa tri jadrá hélia-4 zrazia a spoja do jedného stabilného jadra pozostávajúceho zo šiestich protónov a šiestich neutrónov. Toto je uhlík-12.

Ako môže dôjsť k trojitej zrážke v jadre hviezdy teraz a nie v období bezprostredne po Veľkom tresku?

No v jadrách hviezd, ktoré sa chystajú opustiť hlavnú postupnosť, dosahujú teploty pod obrovským tlakom približne 100 000 000 °C. Takéto teploty a tlaky sú vlastné aj veľmi mladému vesmíru. Ale jadro hviezdy má jednu dôležitú výhodu: k trojitej zrážke hélia-4 dôjde oveľa ľahšie, ak v jadre hviezdy nie sú žiadne iné jadrá okrem jadier vodíka-1, ktoré prepravujú jadrá hélia-4.

To znamená, že ťažké jadrá vznikajú v hĺbkach hviezd počas celej histórie vesmíru, napriek tomu, že takéto jadrá nevznikli hneď po Veľkom tresku. Navyše, dnes aj v budúcnosti sa v jadrách hviezd budú vytvárať ťažké jadrá. A nielen jadrá uhlíka, ale aj všetky ostatné masívne jadrá vrátane železa, čo, ako už bolo povedané, je koniec normálnych fúznych procesov vo hviezdach.

A predsa zostávajú dve otázky: 1) ako sa ťažké jadrá, ktoré vznikli v centrách hviezd, šíria po celom vesmíre takým spôsobom, že sa nachádzajú na Zemi aj v nás samých? 2) ako sa podarí vytvoriť prvky s masívnejšími jadrami ako jadrá železa? Koniec koncov, najmasívnejšie stabilné železné jadro je železo-58, pozostávajúce z 26 protónov a 32 neutrónov. A predsa sú na Zemi ešte ťažšie jadrá, až po urán-238, ktorý má 92 protónov a 146 neutrónov.

Pozrime sa najprv na prvú otázku. Existujú procesy, ktoré podporujú šírenie hviezdneho materiálu po celom vesmíre?

Existovať. A niektoré z nich môžeme jasne pocítiť štúdiom nášho vlastného Slnka.

Voľným okom (s potrebnými opatreniami) sa Slnko môže javiť ako pokojná jasná guľa bez rysov, ale vieme, že je v stave večnej búrky. Obrovské teploty v jej hĺbke spôsobujú konvekčné pohyby v horných vrstvách (ako hrniec s vodou, ktorá sa chystá vrieť). Slnečná hmota neustále stúpa sem a tam a láme povrch, takže povrch Slnka je pokrytý „granulami“, ktoré sú pre ňu konvekčnými stĺpmi. (Takáto granula vyzerá na fotografiách slnečného povrchu veľmi malá, ale v skutočnosti má rozlohu slušnej americkej alebo európskej krajiny.)

Konvekčný materiál sa pri stúpaní rozširuje a ochladzuje a keď sa dostane na povrch, má tendenciu opäť klesať, aby vytvoril miesto pre nové, teplejšie prúdenie.

Tento večný cyklus sa ani na chvíľu nezastaví, pomáha prenášať teplo z jadra na povrch Slnka. Z povrchu sa energia uvoľňuje do vesmíru vo forme žiarenia, väčšinu tvorí svetlo, ktoré vidíme a od ktorého závisí samotný život na Zemi.

Proces konvekcie môže niekedy viesť k mimoriadnym udalostiam na povrchu hviezdy, kedy do vesmíru uniká nielen žiarenie, ale sú vyvrhované celé kopy skutočnej slnečnej hmoty.

V roku 1842 bolo v južnom Francúzsku a severnom Taliansku pozorované úplné zatmenie Slnka. V tom čase sa zatmenia málokedy podrobne študovali, pretože sa zvyčajne odohrávali v oblastiach vzdialených od veľkých astronomických observatórií a cestovať na veľké vzdialenosti s plným nákladom špeciálneho vybavenia nebolo vôbec jednoduché. Ale zatmenie v roku 1842 prešlo blízko astronomických centier západnej Európy a všetci astronómovia so svojimi prístrojmi sa tam zhromaždili.

Prvýkrát bolo zaznamenané, že okolo slnečného okraja bolo niekoľko horúcich, karmínovo sfarbených predmetov, ktoré boli jasne viditeľné, keď bol disk Slnka zakrytý Mesiacom. Vyzeralo to ako výtrysky slnečného materiálu vystreľované do vesmíru a tieto ohnivé jazyky sa nazývali „prominencie“.

Astronómovia ešte nejaký čas váhali, či tieto protuberancie patria Mesiacu alebo Slnku, no v roku 1851 došlo k ďalšiemu zatmeniu, tentoraz pozorovanému vo Švédsku, a pozorné pozorovanie ukázalo, že protuberancie boli fenoménom, slnečným a Mesiac má nič s nimi spoločné.

Odvtedy sa výbežky pravidelne študujú a teraz ich možno kedykoľvek pozorovať pomocou vhodných nástrojov. Aby ste to urobili, nemusíte čakať na úplné zatmenie. Niektoré výbežky stúpajú v mohutnom oblúku a dosahujú výšky desaťtisíc kilometrov nad povrchom Slnka. Iné explodujú smerom nahor rýchlosťou 1300 km/s. Aj keď sú protuberancie najpozoruhodnejším javom pozorovaným na povrchu Slnka, nenesú najviac energie.

V roku 1859 si anglický astronóm Richard Carrington (1826–1875) všimol na slnečnom povrchu blikajúci svetelný bod v tvare hviezdy, ktorý horel päť minút a potom zmizol. Toto bolo prvé zaznamenané pozorovanie toho, čo dnes nazývame slnečná erupcia. Sám Carrington si myslel, že na Slnko dopadol veľký meteorit.

Pozorovanie Carringtona neupútalo pozornosť, kým americký astronóm George Hale v roku 1926 nevynašiel spektrohelioskop. To umožnilo pozorovať Slnko vo svetle špeciálnych vlnových dĺžok. Slnečné erupcie sú výrazne bohaté na určité vlnové dĺžky svetla a keď sa na Slnko pozeráme v týchto vlnových dĺžkach, erupcie sú viditeľné veľmi jasne.

Teraz vieme, že slnečné erupcie sú bežné, sú spojené so slnečnými škvrnami, a keď má Slnko veľa škvŕn, malé erupcie sa vyskytujú každých pár hodín a väčšie erupcie každých pár týždňov.

Slnečné erupcie sú explózie s vysokou energiou na slnečnom povrchu a oblasti povrchu, ktoré vzplanú, sú oveľa horúcejšie ako ostatné oblasti okolo nich. Vzplanutie pokrývajúce čo i len tisícinu povrchu Slnka môže vyslať viac vysokoenergetického žiarenia (ultrafialové žiarenie, röntgenové lúče a dokonca aj gama lúče), ako by vyslal celý normálny povrch Slnka.

Hoci protuberancie vyzerajú veľmi pôsobivo a môžu vydržať aj niekoľko dní, Slnko nimi stráca veľmi málo hmoty. Blesky sú úplne iná záležitosť. Sú menej nápadné, mnohé z nich trvajú len minúty, dokonca aj tie najväčšie po pár hodinách úplne zmiznú, no majú takú veľkú energiu, že vystreľujú hmotu do vesmíru; táto záležitosť je pre Slnko navždy stratená.

Začalo sa to chápať v roku 1843, keď nemecký astronóm Samuel Heinrich Schwabe (1789 – 1875), ktorý Slnko denne pozoroval sedemnásť rokov, uviedol, že počet slnečných škvŕn na jeho povrchu v priebehu približne jedenástich rokov rastie a ubúda.

V roku 1852 si anglický fyzik Edward Sabin (1788 – 1883) všimol, že poruchy v magnetickom poli Zeme („magnetické búrky“) stúpajú a klesajú súčasne s cyklom slnečných škvŕn.

Spočiatku to bolo len štatistické vyhlásenie, pretože nikto nevedel, o akú súvislosť môže ísť. Postupom času, keď začali chápať energetickú podstatu slnečných erupcií, sa však objavila súvislosť. Dva dni po tom, čo v blízkosti stredu slnečného disku (bol teda otočený priamo k Zemi) vybuchla veľká slnečná erupcia, sa strelky kompasu na Zemi zablúdili a polárna žiara nadobudla úplne nezvyčajný vzhľad.

Toto dvojdňové čakanie malo veľký význam. Ak by tieto účinky spôsobilo slnečné žiarenie, potom by časový interval medzi vypuknutím a jeho následkami bol osem minút: slnečné žiarenie letí k Zemi rýchlosťou svetla. Dvojdňové oneskorenie však znamenalo, že čokoľvek „problémový“ spôsobil, tieto účinky sa musia pohybovať zo Slnka na Zem rýchlosťou asi 300 km/h. Samozrejme, je tiež rýchly, ale v žiadnom prípade sa nedá porovnávať s rýchlosťou svetla. Toto je rýchlosť, ktorú by sa dalo očakávať od subatomárnych častíc. Tieto častice, vyvrhnuté v dôsledku slnečných udalostí v smere k Zemi, niesli elektrické náboje a pri prechode okolo Zeme mali týmto spôsobom ovplyvňovať strelky kompasu a polárnu žiaru. Akonáhle bola pochopená a prijatá myšlienka subatomárnych častíc vyvrhnutých zo Slnka, začala sa vyjasňovať ďalšia črta Slnka.

Keď je Slnko v stave úplného zatmenia, potom môžete jednoduchým okom vidieť okolo neho perleťovú žiaru, v strede, na mieste Slnka, čierny kotúč zamračeného Mesiaca. Táto žiara (alebo svietivosť) je slnečná koróna, ktorá dostala svoj názov z latinského slova corona - koruna (koruna obklopuje Slnko akoby žiariacou korunou alebo halo).

Spomínané zatmenie Slnka v roku 1842 viedlo k začiatku vedeckého štúdia protuberancií. Potom bola koruna po prvýkrát dôkladne preskúmaná. Ukázalo sa, že patrí aj Slnku, nie Mesiacu. Od roku 1860 sa na štúdium koróny používa fotografia a neskôr spektroskopia.

V roku 1870, počas zatmenia Slnka v Španielsku, americký astronóm Charles Young (1834–1908) prvýkrát študoval spektrum koróny. V spektre objavil jasne zelenú čiaru, ktorá nezodpovedala polohe žiadnej známej čiary žiadneho známeho prvku. Boli objavené ďalšie podivné línie a Young navrhol, že predstavujú nejaký nový prvok a nazvali ho „korona“.

Na čo slúži táto „koróna“, jediná vec je, že existuje nejaký druh spektrálnej čiary. Dovtedy nebola povaha štruktúry atómu opísaná. Ukázalo sa, že každý atóm pozostáva z ťažkého jadra v strede, obklopeného jedným alebo viacerými ľahkými elektrónmi na periférii. Zakaždým, keď sa z atómu odstráni elektrón, spektrálne čiary vytvorené týmto atómom sa zmenia. Chemici dokázali rozoznať spektrum atómov, ktoré stratili dva alebo tri elektróny, ale technológia na odstránenie veľkého počtu elektrónov a štúdium spektra za týchto podmienok im ešte nebola dostupná.

V roku 1941 Bengt Edlen dokázal, že „korónium“ nie je vôbec novým prvkom. Spoločné prvky železo, nikel a vápnik zanechajú presne tie isté čiary, ak im odoberiete tucet elektrónov. To znamená, že „korónium“ bol obyčajný prvok, ktorému chýbalo veľa elektrónov.

Takýto veľký deficit elektrónov mohli spôsobiť len výnimočne vysoké teploty a Edlen vyslovil hypotézu, že slnečná koróna musí mať teplotu jeden alebo dva milióny stupňov. Spočiatku sa to stretlo so všeobecnou nedôverou, ale nakoniec, keď prišla hodina raketovej technológie, sa zistilo, že slnečná koróna vyžaruje röntgenové lúče, a to sa môže vyskytnúť len pri teplotách, ktoré predpovedal Edlen.

Koróna je teda vonkajšia atmosféra Slnka, neustále napájaná hmotou vyvrhovanou slnečnými erupciami. Koróna je mimoriadne žiarivá hmota, taká tenká, že v jednom kubickom centimetri je menej ako miliarda častíc, čo je asi jedna biliónina hustoty zemskej atmosféry na hladine mora.

V skutočnosti je to skutočné vákuum. Energia vyvrhnutá z povrchu Slnka jeho erupciami, magnetickými poľami a obrovskými zvukovými vibráciami z neprestajne burácajúcich konvekčných prúdov je rozdelená medzi relatívne malý počet častíc. Hoci všetko teplo obsiahnuté v koróne je malé (vzhľadom na jej veľký objem), množstvo tepla, ktoré má každá z týchto niekoľkých častíc, je dosť vysoké a nameraná teplota sa vzťahuje na toto „teplo na časticu“.

Korónové častice sú jednotlivé atómy vymrštené zo slnečného povrchu, pričom väčšina alebo všetky ich elektróny sú zbavené vysokých teplôt. Pretože Slnko je tvorené prevažne vodíkom, väčšina týchto častíc sú vodíkové jadrá alebo protóny. Kvantitatívne za vodíkom sú jadrá hélia. Počet všetkých ostatných ťažších jadier je úplne zanedbateľný. A hoci niektoré ťažké jadrá spôsobujú slávne koróniové línie, sú prítomné len ako stopy.

Častice koróny sa pohybujú od Slnka všetkými smermi. Ako sa šíria, koróna zaberá stále väčší objem a stáva sa čoraz vzácnejším. V dôsledku toho jeho svetlo stále viac slabne, až v určitej vzdialenosti od Slnka úplne zmizne.

Avšak samotná skutočnosť, že koróna slabne, až kým pre oči pozorovateľa úplne nezmizne, neznamená, že už ďalej neexistuje vo forme častíc smerujúcich do vesmíru. Americký fyzik Eugene Parker (nar. 1927) v roku 1959 nazval tieto rýchle častice slnečný vietor.

Slnečný vietor, expandujúci, dosiahne blízke planéty a cestuje ešte ďalej. Testy uskutočnené pomocou rakiet ukázali, že slnečný vietor je zistiteľný za obežnou dráhou Saturna a zrejme bude zistiteľný aj za obežnými dráhami Neptúna a Pluta.

Inými slovami, všetky planéty obiehajúce okolo Slnka sa pohybujú v rámci jeho najširšej atmosféry. Táto atmosféra je však natoľko riedka, že nemá žiadny badateľný vplyv na pohyb planét.

A predsa slnečný vietor nie je taký iluzórny, aby sa nemohol prejaviť mnohými spôsobmi. Častice slnečného vetra sú elektricky nabité a tieto častice zachytené magnetickým poľom Zeme tvoria „Van Allenove pásy“, ktoré zapália polárnu žiaru a zamieňajú kompasy a elektronické zariadenia. Slnečné erupcie dočasne zosilňujú slnečný vietor a na určitý čas výrazne zvyšujú intenzitu týchto účinkov.

V blízkosti Zeme sa častice slnečného vetra zmietajú rýchlosťou 400–700 km/s a ich počet v 1 cm 3 kolíše od 1 do 80. Ak by tieto častice dopadli na zemský povrch, mali by nanajvýš škodlivý účinok na všetko živé, našťastie nás chráni magnetické pole Zeme a jej atmosféra.

Množstvo hmoty stratenej Slnkom slnečným vetrom je 1 miliarda kg/s. Podľa ľudských štandardov je to strašne veľa, ale pre Slnko je to len maličkosť. Slnko bolo v hlavnej postupnosti asi 5 miliárd rokov a zostane na nej ďalších 5 až 6 miliárd rokov. Ak počas celého tohto času strácalo a bude aj naďalej strácať svoju hmotnosť s vetrom súčasným tempom, potom celková strata Slnka počas celého jeho života ako hviezdy hlavnej postupnosti bude 1/5 jeho hmotnosti.

Napriek tomu 1/5 hmotnosti akejkoľvek pevnej hviezdy nie je priemerné množstvo pridané k celkovej zásobe hmoty unášanej v obrovských priestoroch medzi hviezdami. Toto je len príklad toho, ako môže hmota uniknúť z hviezd a pripojiť sa k všeobecnej zásobe medzihviezdneho plynu.

Naše Slnko nie je v tomto zmysle nič neobvyklé. Máme všetky dôvody veriť, že každá hviezda, ktorá ešte neskolabovala, vysiela hviezdny vietor.

Samozrejme, nie sme schopní študovať hviezdy tak, ako študujeme Slnko, ale je možné urobiť určité zovšeobecnenia. Existujú napríklad malí, chladní červení trpaslíci, ktorí náhle vykazujú zvýšenie jasu, po ktorom nasleduje bielenie svetla v nepravidelných intervaloch. Toto vylepšenie trvá niekoľko minút až hodinu a má také vlastnosti, že si ho možno pomýliť s bleskom na povrchu malej hviezdy.

Títo červení trpaslíci sa preto nazývajú vzplanuté hviezdy.

Záblesk, ktorý má menšiu veľkosť ako slnečná, ale na malej hviezde bude mať oveľa výraznejší účinok. Ak dostatočne veľká erupcia môže zvýšiť jas Slnka o 1 %, potom tá istá erupcia bude stačiť na 250-násobné zosilnenie svetla slabej hviezdy.

V dôsledku toho sa môže ukázať, že červení trpaslíci vysielajú hviezdne vetry s veľmi pôsobivými vlastnosťami.

Niektoré hviezdy pravdepodobne vysielajú nezvyčajne silné hviezdne vetry. Napríklad červení obri majú enormne pretiahnutú štruktúru, z ktorých najväčší majú 500-krát väčší priemer ako Slnko. Preto je ich povrchová gravitácia relatívne nízka, pretože veľká hmotnosť obrovského červeného obra je sotva vyvážená jeho nezvyčajne veľkou vzdialenosťou od stredu k povrchu. Navyše, červení obri sa blížia ku koncu svojej existencie a skončia kolapsom. Preto sú mimoriadne turbulentné.

Z toho možno predpokladať, že silné víry odnášajú hviezdnu hmotu napriek slabej povrchovej príťažlivosti.

Veľký červený obr Betelgeuse je dostatočne blízko k nám, že astronómovia sú schopní o ňom zhromaždiť nejaké údaje. Napríklad sa predpokladá, že hviezdny vietor Betelgeuse je miliardkrát silnejší ako slnečný vietor. Aj keď vezmeme do úvahy, že hmotnosť Betelgeuse je 16-krát väčšia ako hmotnosť Slnka, táto hmotnosť by sa pri tejto rýchlosti spotreby mohla úplne roztopiť asi za milión rokov (ak sa nezrúti oveľa skôr).

Zrejme môžeme predpokladať, že slnečný vietor našej hviezdy nie je príliš vzdialený od priemernej intenzity všetkých hviezdnych vetrov vo všeobecnosti. Ak predpokladáme, že v našej galaxii je 300 miliárd hviezd, potom sa celková hmotnosť stratená hviezdnym vetrom bude rovnať 3 X 1020 kg/s.

To znamená, že každých 200 rokov opustí hviezdy množstvo hmoty rovnajúce sa hmotnosti Slnka do medzihviezdneho priestoru. Za predpokladu, že naša Galaxia je stará 15 miliárd rokov a že slnečné vetry počas tejto doby „fúkajú“ rovnako, zistíme, že celková hmotnosť hmoty prenesenej z hviezd do vesmíru sa rovná hmotnosti 75 miliónov hviezd, ako je naše Slnko, alebo približne 1/3 galaktickej hmotnosti.

Ale hviezdne vetry pochádzajú z povrchových vrstiev hviezd a tieto vrstvy pozostávajú úplne (alebo takmer úplne) z vodíka a hélia. Preto hviezdne vetry úplne (alebo takmer úplne) obsahujú rovnaký vodík a hélium a do galaktickej zmesi nevnášajú žiadne ťažké jadrá.

Ťažké jadrá sa tvoria v strede hviezdy a keďže sú ďaleko od povrchu hviezdy, zostávajú počas formovania hviezdneho vetra nehybné.

Keď sú v horných vrstvách hviezdnej štruktúry nejaké stopy ťažkých jadier (ako je to v prípade nášho Slnka), hviezdny vietor prirodzene zahŕňa týchto niekoľko jadier. Ťažké jadrá sa spočiatku nevytvárali vo vnútri hviezd, ale objavili sa tam až po vzniku hviezdy. Vznikli pôsobením nejakého vonkajšieho zdroja, ktorý musíme nájsť.

Ak hviezdne vetry nie sú mechanizmom, ktorým sa ťažké jadrá transportujú zo stredu hviezdy do vesmíru, potom sa obrátime na prudké udalosti, ku ktorým dochádza, keď hviezda opustí hlavnú sekvenciu.

Tu musíme okamžite prečiarknuť väčšinu hviezdičiek.

Asi 75 – 80 % existujúcich hviezd je oveľa menších ako Slnko. Zostanú v hlavnej postupnosti kdekoľvek od 20 do 200 miliárd rokov, v závislosti od toho, aké sú malé, čo znamená, že žiadna z malých hviezd, ktoré dnes existujú, nikdy neopustila hlavnú postupnosť. Dokonca aj tie najstaršie z nich, ktoré vznikli na úsvite vesmíru počas prvej miliardy rokov po Veľkom tresku, ešte nestihli spotrebovať svoje vodíkové palivo do bodu, kedy musia opustiť hlavnú postupnosť.

Navyše, keď malá hviezda opustí hlavnú sekvenciu, urobí to bez veľkých fanfár. Pokiaľ vieme, čím je hviezda menšia, tým pokojnejšie opúšťa túto sekvenciu. Malá hviezda (ako všetky hviezdy vo všeobecnosti), expandujúca, sa zmení na červeného obra, ale v tomto prípade táto expanzia povedie k vytvoreniu malého červeného obra. Pravdepodobne bude žiť oveľa dlhšie ako ostatní, bude väčší a viditeľnejší a nakoniec, keď sa zrúti, sa viac-menej potichu zmení na bieleho trpaslíka, samozrejme, nie takého hustého ako Sirius B.

Ťažké prvky vytvorené v hĺbke malej hviezdy (hlavne uhlík, dusík a kyslík), ktoré zostali v jej jadre počas existencie hlavnej sekvencie, tam zostanú aj po premene hviezdy na bieleho trpaslíka. Za žiadnych okolností nepôjdu do zásobníka medzihviezdneho plynu vo väčšom ako zanedbateľnom množstve. Okrem veľmi zriedkavých prípadov ťažké prvky vytvorené v malých hviezdach zostávajú v týchto hviezdach na neurčito.

Hviezdy s hmotnosťou rovnajúcou sa Slnku (a je ich 10–20 %) sa zrútia a premenia sa na bielych trpaslíkov, pričom na hlavnej postupnosti strávili iba 5 až 15 miliárd rokov. Naše Slnko, ktoré malo byť v hlavnej postupnosti asi 10 miliárd rokov, je na nej stále, pretože vzniklo len pred 5 miliardami rokov.

Slnku podobné hviezdy staršie ako naše Slnko pravdepodobne už dávno opustili hlavnú postupnosť. To isté sa stalo s inými podobnými hviezdami, ktoré vznikli v detstve nášho vesmíru. Hviezdy rovnakej hmotnosti ako Slnko tvoria väčších červených obrov ako malé hviezdy, a keď títo červení obri dosiahnu bod, že sa stanú bielym trpaslíkom, zrútia sa prudšie ako tieto hviezdy. Energia kolapsu odfúkne z horných vrstiev hviezdy a unesie ich do vesmíru, čím sa vytvorí planetárna hmlovina typu opísaného vyššie.

Expandujúci náboj plynu vytvorený počas kolapsu hviezdy v tvare slnka môže obsahovať 10 až 20 % jej pôvodnej hmotnosti. Táto hmota je však odnášaná z vonkajších oblastí hviezdy a aj keď sú takéto hviezdy na pokraji kolapsu, tieto oblasti nie sú v podstate ničím iným ako zmesou vodíka a hélia.

Aj keď sú v dôsledku turbulencie hviezdy v bode kolapsu ťažké jadrá z jej vnútra vynesené na povrch a vymrštené do vesmíru ako súčasť prúdenia plynu, stále ide o nepatrnú, sotva viditeľnú časť týchto hviezd. ťažké jadrá, ktoré existujú v medzihviezdnych oblakoch plynu.

Ale keďže sme sa zastavili pri tom, ako vznikajú bieli trpaslíci, namieste je otázka: čo sa stane v tých špeciálnych prípadoch, keď biely trpaslík neznamená koniec, ale slúži ako faktor v rozložení hmoty vo vesmíre?

Skôr v tejto knihe sme hovorili o bielych trpaslíkoch ako o súčasti blízkeho binárneho systému, ktorý môže rásť hmotou na úkor sprievodnej hviezdy približujúcej sa k štádiu červeného obra. Z času na čas je časť tejto hmoty na povrchu bieleho trpaslíka pohltená jadrovou reakciou a uvoľnená obrovská energia, ktorá násilne vrhá produkty fúzie do vesmíru, spôsobí, že vzplanie s novým jasom.

Ale materiál, ktorý vytvára biely trpaslík, je väčšinou vodík a hélium z vonkajších vrstiev napučiavajúceho červeného obra. Fúzna reakcia premieňa vodík na hélium a práve héliový oblak letí pri výbuchu do vesmíru.

To znamená, že v tomto poslednom prípade, aj keby nejaké ťažké jadrá pochádzali zo sprievodnej hviezdy alebo sa vytvorili v procese syntézy, ich počet je taký zanedbateľný, že nedokážu vysvetliť množstvo ťažkých jadier, ktoré sú rozptýlené v medzihviezdnych oblakoch.

Čo nám zostáva?

Jediným možným zdrojom ťažkých jadier je supernova.

Supernova typu 1, ako som už vysvetlil, sa vyskytuje na tej istej pôde, na ktorej sa vyskytujú normálne novy: biely trpaslík prijíma hmotu od blízkeho spoločníka, ktorý sa má stať červeným obrom. Rozdiel je v tom, že tu je biely trpaslík blízko hmotnostného limitu Chandrasekhar, takže pridaná hmotnosť ho nakoniec posunie za tento limit. Biely trpaslík je odsúdený na kolaps. Zároveň v ňom prebieha silná jadrová reakcia a exploduje.

Celá jeho štruktúra s hmotnosťou rovnajúcou sa 1,4-násobku hmotnosti Slnka sa rozbije na prach a zmení sa na oblak expandujúceho plynu.

Nejaký čas ju pozorujeme ako supernovu, no toto žiarenie, v prvom momente veľmi silné, postupne mizne. Zostáva len oblak plynu, ktorý sa milióny rokov rozpína, až kým nesplynie so všeobecným pozadím medzihviezdneho plynu.

Pri výbuchu bieleho trpaslíka sa do priestoru rozptýli obrovské množstvá uhlíka, dusíka, kyslíka a neónu (zo všetkých ťažkých jadier najbežnejších prvkov). Pri samotnom výbuchu dochádza k ďalšej jadrovej reakcii, ktorej výsledkom je vznik malého množstva jadier ťažších ako neón. Samozrejme, len veľmi málo bielych trpaslíkov je dostatočne masívnych a dostatočne blízko k veľkej sprievodnej hviezde na to, aby sa z nich stala supernova typu 1, ale za 14 miliárd rokov života Galaxie bolo takých explózií toľko, že môžu viac než zodpovedať za významný počet ťažkých jadier prítomných v medzihviezdnom plyne.

Zvyšné ťažké jadrá existujú v medzihviezdnom prostredí v dôsledku vývoja supernov typu 2. Hovoríme, ako bolo povedané, o hmotných hviezdach, ktoré sú 10, 20 a dokonca 60-krát ťažšie ako Slnko.

V štádiu existencie hviezd v podobe červených obrov dochádza v ich jadrách k jadrovej fúzii, ktorá pokračuje dovtedy, kým sa tam vo veľkom nezačnú vytvárať železné jadrá. Tvorba železa je slepá ulička, za ktorou už jadrová fúzia nemôže existovať ako zariadenie na výrobu energie. Preto hviezda zažije kolaps.

Hoci jadro hviezdy obsahuje ťažšie jadrá, vrátane jadier železa, v postupne hlbších vrstvách, vonkajšie oblasti hviezdy stále obsahujú pôsobivé množstvo nedotknutého vodíka, ktorý nikdy nebol vystavený vysokým teplotám a tlakom, ktoré by ju prinútili k jadrovej reakcii.

Kolaps obrovskej hviezdy je taký rýchly, že zažije prudký, katastrofický nárast teploty aj tlaku. Všetok vodík (a tiež hélium), ktorý doteraz pokojne existoval, teraz reaguje, a to všetko naraz. Výsledkom je kolosálny výbuch, ktorý zo Zeme pozorujeme ako supernovu 2. typu.

Energia uvoľnená v tomto prípade môže a ide do jadrových reakcií, ktoré môžu vytvárať jadrá ťažšie ako jadrá železa. Takáto tvorba jadier si vyžaduje prílev energie, ale pri vrchole zúrivosti supernovy si netreba energiu požičiavať... Takto dochádza k tvorbe jadier až po urán a ťažšie. Energie je dostatok na vznik rádioaktívnych (t.j. nestabilných) jadier, ktoré sa časom rozpadnú.

Prakticky všetky ťažké jadrá, ktoré existujú vo vesmíre, vznikli pri výbuchoch supernov typu 2.

Samozrejme, takéto masívne hviezdy, ktoré musia vytvoriť supernovu typu 2, nie sú bežné. Len jedna hviezda z milióna a možno ešte menej má na to dostatočnú hmotnosť. Nie je to však až taký ojedinelý prípad, ako sa na prvý pohľad zdá.

V našej Galaxii sú teda desaťtisíce hviezd, ktoré sú potenciálnymi supernovami typu 2.

Keďže obrie hviezdy môžu zostať v hlavnej postupnosti nanajvýš niekoľko miliónov rokov, máme právo sa čudovať: prečo všetky nevybuchli a nezmizli už dávno? Faktom je, že stále vznikajú nové hviezdy a niektoré z nich sú hviezdy s veľmi veľkou hmotnosťou. Supernovy typu 2, ktoré teraz pozorujeme, sú erupcie hviezd, ktoré vznikli len pred niekoľkými miliónmi rokov. Supernovy typu 2, ktoré sa vyskytnú v ďalekej budúcnosti, budú výbuchy veľkých hviezd, ktoré dnes neexistujú. Možno sa objavia supernovy a ďalšie grandiózne. Ešte relatívne nedávno si boli astronómovia istí, že hviezdy s hmotnosťou 60-krát väčšou ako Slnko pravdepodobne vôbec neexistujú. Verilo sa, že takéto hviezdy vyvinú vo svojich jadrách toľko tepla, že napriek obrovskej gravitácii okamžite explodujú.

Inými slovami, nikdy nemohli byť ani sformované.

V 80. rokoch sa však zistilo, že tieto argumenty nezohľadňujú niektoré aspekty Einsteinovej všeobecnej teórie relativity. Keď boli tieto aspekty zohľadnené v astronomických výpočtoch, ukázalo sa, že hviezdy s veľkosťou 100 slnečných priemerov a 2000-násobkom hmotnosti Slnka môžu byť stále stabilné. Viaceré astronomické pozorovania navyše potvrdili, že takéto supermasívne hviezdy skutočne existujú.

Prirodzene, supermasívne hviezdy sa nakoniec zrútili a explodovali ako supernovy, ktoré vyprodukovali oveľa viac energie a za oveľa dlhší čas ako bežné supernovy. Tieto supervýbuchy by sme zrejme mali považovať za supernovy 3. typu.

Približne v rovnakom čase sa sovietsky astronóm V.P. Utrobin rozhodol retrospektívne študovať astronomické záznamy z minulých rokov, aby tam našiel supernovu, ktorá by bola svojou povahou supernova typu 3. Navrhol, že supernova bola objavená v roku 1901 v súhvezdí galaxie Perseus, to je presne ten prípad. Namiesto dosiahnutia maximálneho jasu za niekoľko dní alebo týždňov trvalo tejto supernove celý rok, kým dosiahla maximálnu jasnosť, potom veľmi pomaly slabla a zostala viditeľná ďalších deväť rokov.

Celková energia, ktorú vyžaruje, bola 10-krát väčšia ako energia obyčajnej supernovy. Dokonca aj v našej dobe si astronómovia mysleli, že je to fantastické, a boli zjavne zmätení.

Takéto superťažké hviezdy sú extrémne zriedkavé, ale počet ťažkých jadier, ktoré produkujú, je tisíckrát alebo viackrát väčší ako počet jadier vytvorených obyčajnými supernovami. To znamená, že príspevok ťažkých jadier k oblakom medzihviezdneho plynu vytvorených superťažkými hviezdami je veľmi veľký. V našej Galaxii došlo počas jej existencie zjavne k 300 miliónom výbuchov všetkých druhov supernov (a k podobnému číslu, upravenému o rozdiel vo veľkosti, aj medzi sebou), a to je celkom dosť na vysvetlenie zásob ťažkých jadier v r. medzihviezdny plyn, vo vonkajších vrstvách obyčajných hviezd (a okrem nášho planetárneho systému - na všetkých planétach).

Teraz vidíte, že prakticky celá Zem a my všetci sa skladáme takmer výlučne z atómov vytvorených v hlbinách hviezd (okrem nášho Slnka) a rozptýlených po celom vesmíre počas skorých výbuchov supernov. Nemôžeme ukázať na jednotlivé atómy a povedať, na akej hviezde sa zrodili a kedy presne boli vyhodené do vesmíru, ale vieme, že sa zrodili na nejakej vzdialenej hviezde a dostali sa k nám v dôsledku výbuchu v dávnej minulosti.

My a náš svet sme teda nepochádzali len z hviezd, ale aj z explodujúcich hviezd. Prišli sme zo supernov!

Poznámky:

Vnútorná časť radiačného pásu najbližšie k Zemi, „Van Allenov pás“, je tvorená protónmi a elektrónmi, ktoré vznikajú rozpadom neutrónov vyžarujúcich z horných vrstiev zemskej atmosféry - Poznámka vyd.

Opatrnosť americkej spoločnosti voči jadrovej energii založenej na štiepení viedla k zvýšenému záujmu o vodíkovú fúziu (termonukleárnu reakciu). Táto technológia bola navrhnutá ako alternatívny spôsob využitia vlastností atómu na výrobu elektriny. Teoreticky je to skvelý nápad. Vodíková fúzia premieňa hmotu na energiu efektívnejšie ako jadrové štiepenie a tento proces neprodukuje rádioaktívny odpad. Funkčný termonukleárny reaktor však ešte musí vzniknúť.

Jadrová fúzia na slnku

Fyzici sa domnievajú, že Slnko premieňa vodík na hélium prostredníctvom jadrovej fúznej reakcie. Výraz "syntéza" znamená "zjednotenie". Syntéza vodíka vyžaduje extrémne vysoké teploty. Silná gravitácia vytvorená obrovskou hmotou Slnka neustále udržuje jeho jadro v stlačenom stave. Táto kompresia zaisťuje, že teplota v jadre je dostatočne vysoká na to, aby došlo k termonukleárnej fúzii vodíka.

Solárna vodíková fúzia je viacstupňový proces. Po prvé, dve jadrá vodíka (dva protóny) sú silne stlačené a emitujú pozitrón, tiež známy ako antielektrón. Pozitron má rovnakú hmotnosť ako elektrón, ale nesie skôr kladný ako záporný jednotkový náboj. Okrem pozitrónu sa pri stláčaní atómov vodíka uvoľňuje neutríno - častica, ktorá sa podobá elektrónu, ale nemá elektrický náboj a je schopná preniknúť do hmoty vo veľkej miere (Inými slovami, neutrína (nízkoenergetické neutrína ) extrémne slabo interagujú s hmotou Priemerná voľná dráha niektorých typov neutrín vo vode je asi sto svetelných rokov. Je tiež známe, že bez viditeľných následkov prejde každú sekundu cez každého človeka na Zemi približne 10 neutrín. .).

Syntéza dvoch protónov je sprevádzaná stratou jediného kladného náboja. Výsledkom je, že jeden z protónov sa stáva neutrónom. Tak vzniká jadro deutéria (označované ako 2H alebo D), ťažký izotop vodíka, pozostávajúci z jedného protónu a jedného neutrónu.

Deutérium je tiež známe ako ťažký vodík. Jadro deutéria sa spája s iným protónom a vytvára jadro hélia-3 (He-3), ktoré pozostáva z dvoch protónov a jedného neutrónu. V tomto prípade sa vyžaruje lúč gama žiarenia. Ďalej sa dve jadrá hélia-3, vytvorené ako výsledok dvoch nezávislých opakovaní vyššie opísaného procesu, spoja a vytvoria jadro hélia-4 (He-4), pozostávajúce z dvoch protónov a dvoch neutrónov. Tento izotop hélia sa používa na plnenie balónov ľahších ako vzduch. V záverečnej fáze sú emitované dva protóny, ktoré môžu vyvolať ďalší vývoj fúznej reakcie.

V procese „slnečnej fúzie“ je celková hmotnosť vytvorenej hmoty o niečo väčšia ako celková hmotnosť pôvodných zložiek. „Chýbajúca časť“ sa premení na energiu podľa slávneho Einsteinovho vzorca:

kde E je energia v jouloch, m je „chýbajúca hmotnosť“ v kilogramoch a c je rýchlosť svetla rovná (vo vákuu) 299 792 458 m/s. Slnko týmto spôsobom produkuje kolosálne množstvo energie, keďže jadrá vodíka sa nepretržite a v obrovských množstvách premieňajú na jadrá hélia. Na Slnku je dostatok hmoty na to, aby proces vodíkovej fúzie mohol pokračovať milióny tisícročí. Časom dôjde k ukončeniu dodávok vodíka, ale to sa nestane počas nášho života.

Prvé pokusy odpovedať na tieto otázky urobili astronómovia v polovici 19. storočia po tom, čo fyzici sformulovali zákon zachovania energie.

Robert Mayer navrhol, že Slnko svieti v dôsledku neustáleho bombardovania povrchu meteoritmi a meteorickými časticami. Táto hypotéza bola zamietnutá, pretože jednoduchý výpočet ukazuje, že na udržanie svietivosti Slnka na súčasnej úrovni je potrebné, aby naň každú sekundu dopadlo 2 x 1015 kg meteorickej hmoty. V priebehu roka to bude 6*1022 kg a počas života Slnka za 5 miliárd rokov – 3*1032 kg. Hmotnosť Slnka je M = 2*1030 kg, preto za päť miliárd rokov na Slnko dopadlo 150-krát viac hmoty, ako mala hmotnosť Slnka.

Druhú hypotézu vyslovili Helmholtz a Kelvin tiež v polovici 19. storočia. Navrhli, že Slnko vyžaruje v dôsledku kompresie o 60–70 metrov ročne. Dôvodom kompresie je vzájomná príťažlivosť slnečných častíc, preto sa táto hypotéza nazýva kontrakcia. Ak urobíme výpočet podľa tejto hypotézy, potom vek Slnka nebude viac ako 20 miliónov rokov, čo je v rozpore s modernými údajmi získanými z analýzy rádioaktívneho rozpadu prvkov v geologických vzorkách zemskej pôdy a pôdy mesiac.

Tretiu hypotézu o možných zdrojoch slnečnej energie vyslovil James Jeans na začiatku dvadsiateho storočia. Navrhol, že hlbiny Slnka obsahujú ťažké rádioaktívne prvky, ktoré sa spontánne rozpadajú a vyžarujú energiu. Napríklad premena uránu na tórium a potom na olovo je sprevádzaná uvoľňovaním energie. Následný rozbor tejto hypotézy ukázal aj jej nekonzistentnosť; hviezda pozostávajúca iba z uránu by neuvoľnila dostatok energie na produkciu pozorovanej svietivosti Slnka. Okrem toho existujú hviezdy, ktorých svietivosť je mnohonásobne väčšia ako svietivosť našej hviezdy. Je nepravdepodobné, že tieto hviezdy budú mať aj väčšie zásoby rádioaktívneho materiálu.

Ako najpravdepodobnejšia sa ukázala hypotéza o syntéze prvkov v dôsledku jadrových reakcií v útrobách hviezd.

V roku 1935 Hans Bethe vyslovil hypotézu, že zdrojom slnečnej energie by mohla byť termonukleárna reakcia premeny vodíka na hélium. Bethe za to dostala v roku 1967 Nobelovu cenu.

Chemické zloženie Slnka je približne rovnaké ako u väčšiny ostatných hviezd. Približne 75 % tvorí vodík, 25 % hélium a menej ako 1 % všetky ostatné chemické prvky (hlavne uhlík, kyslík, dusík atď.). Ihneď po narodení vesmíru neexistovali žiadne „ťažké“ prvky. Všetky, t.j. prvky ťažšie ako hélium a dokonca aj mnohé alfa častice vznikli počas „spaľovania“ vodíka vo hviezdach počas termonukleárnej fúzie. Charakteristická dĺžka života hviezdy ako Slnko je desať miliárd rokov.

Hlavným zdrojom energie je protón-protónový cyklus - veľmi pomalá reakcia (charakteristický čas 7,9 * 109 rokov), pretože je to spôsobené slabou interakciou. Jeho podstatou je, že štyri protóny tvoria jadro hélia. V tomto prípade sa uvoľní pár pozitrónov a pár neutrín a tiež 26,7 MeV energie. Počet neutrín vyžiarených Slnkom za sekundu je určený iba svietivosťou Slnka. Keďže sa pri uvoľnení 26,7 MeV narodia 2 neutrína, rýchlosť emisie neutrín je: 1,8*1038 neutrín/s.

Priamym testom tejto teórie je pozorovanie slnečných neutrín. Vysokoenergetické (bórové) neutrína sa detegujú v experimentoch s chlórom a argónom (Davisove experimenty) a konzistentne vykazujú nedostatok neutrín v porovnaní s teoretickou hodnotou pre štandardný model Slnka. Nízkoenergetické neutrína vznikajúce priamo v reakcii pp sú zaznamenané v gálium-germániových experimentoch (GALLEX v Gran Sasso (Taliansko - Nemecko) a SAGE v Baksane (Rusko - USA)); tiež „chýbajú“.

Podľa niektorých predpokladov, ak majú neutrína pokojovú hmotnosť odlišnú od nuly, sú možné oscilácie (transformácie) rôznych typov neutrín (efekt Mikheev – Smirnov – Wolfenstein) (existujú tri typy neutrín: elektrónové, miónové a tauónové neutrína) . Pretože Keďže iné neutrína majú oveľa menšie prierezy pre interakciu s hmotou ako elektróny, pozorovaný deficit možno vysvetliť bez zmeny štandardného modelu Slnka, postaveného na základe celého súboru astronomických údajov.

Každú sekundu Slnko spracuje asi 600 miliónov ton vodíka. Zásoby jadrového paliva vydržia ešte päť miliárd rokov, po ktorých sa postupne zmení na bieleho trpaslíka.

Centrálne časti Slnka sa zmrštia, zahrievajú a teplo prenesené do vonkajšieho obalu povedie k jeho expanzii do obrovských veľkostí v porovnaní s modernými: Slnko sa roztiahne natoľko, že pohltí Merkúr, Venušu a spotrebuje “ palivo“ stokrát rýchlejšie ako v súčasnosti. To povedie k zvýšeniu veľkosti Slnka; naša hviezda sa stane červeným obrom, ktorého veľkosť je porovnateľná so vzdialenosťou Zeme od Slnka! Život na Zemi zmizne alebo nájde útočisko na vonkajších planétach.

O takejto udalosti budeme, samozrejme, vopred vedieť, keďže prechod do novej etapy bude trvať približne 100 – 200 miliónov rokov. Keď teplota centrálnej časti Slnka dosiahne 100 000 000 K, začne horieť aj hélium, ktoré sa zmení na ťažké prvky a Slnko vstúpi do štádia zložitých cyklov stláčania a expanzie. V poslednej fáze naša hviezda stratí svoj vonkajší obal, centrálne jadro bude mať neuveriteľne vysokú hustotu a veľkosť, ako má Zem. Prejde ešte niekoľko miliárd rokov a Slnko vychladne a zmení sa na bieleho trpaslíka.