Przeczytaj
Warto przeczytać
Niewielkie świecące punkciki, które każdy widział na nocnym niebie, to tak naprawdę ogromne kule gorącego gazu. Jest kilka wyjątków, które można odróżnić po stałym, nie zmieniającym się wskutek „mrugania” blasku - to są planety. Gwiazdy, które widzimy, są oddalone od nas o kilka, kilkanaście, niekiedy nawet o setki lat świetlnych (1 rok świetlny to odległość równa około 10Indeks górny 1313 km). Nasze Słońce jest oddalone od Ziemi o zaledwie 150 mln km, dzięki temu w ciągu dnia tak skutecznie oświetla i ogrzewa Ziemię. Z kolei planety (w tym Ziemia) i inne ciała niebieskie praktycznie nie świecą – jedynie odbijają światło od Słońca.
Każde ciało niebieskie emituje promieniowanie elektromagnetyczne, na przykład kosztem swojej energii wewnętrznej. Jednak ten zasób energii w planetach, planetoidach, kometach i temu podobnych ciałach jest nieodnawialny, podczas gdy w gwiazdach może on ulegać odnawianiu nawet przez miliardy lat.
Reakcje termojądrowe
Dlaczego tak się dzieje? Otóż źródłem emitowanej energii są reakcje jądrowe zachodzące we wnętrzu gwiazd. Te reakcje to łączenie jąder lżejszych pierwiastków w cięższe, zwane reakcjami termojądrowymireakcjami termojądrowymi. Stanowią one kategorię wysoce wydajnych, egzoenergetycznych reakcji, bardzo często wieloetapowych. Najprostsze polegają na oddziaływaniu protonów ze sobą i powstawaniu w wyniku tego neutronów. Te następnie łączą się z protonami i tworzą cięższe jądra, na przykład deuteru czy helu.
Reakcje termojądrowe tylko dla gwiazd
Do rozpoczęcia reakcji termojądrowej i utrzymania jej stabilnego przebiegu potrzebne są odpowiednio wysoka temperatura i duża gęstość materii. Planety i tak zwane brązowe karłybrązowe karły (Rys. 1.) mają zbyt małą masę i zbyt niską temperaturę, aby zapoczątkować stabilny przebieg takich reakcji.
Wprowadza się podział największych ciał niebieskich na trzy grupy ze względu na początkową masę obłoku materii, z którego się formują oraz na temperaturę, jaką może osiągnąć wnętrze takiego obłoku:
planety: masy poniżej około 13 mas Jowisza, czyli < 2,5 · 10Indeks górny 2828 kg oraz temperatury wnętrza poniżej miliona kelwinów;
brązowe karły: masy większe niż 13 mas Jowisza, lecz mniejsze niż około 80 mas Jowisza, czyli 2,5 · 10Indeks górny 2828 kg < < 15 · 10Indeks górny 2828 kg oraz temperatura wnętrza rzędu kilku milionów kelwinów;
gwiazdy: masy powyżej 80 mas Jowisza, czyli > 15 · 10Indeks górny 2828 kg (masa Słońca w tej skali to 200 · 10Indeks górny 2828 kg, czyli około tysiąca mas Jowisza) i temperaturach rzędu dziesięciu milionów kelwinów i więcej.
Podział ten pozwala wyróżnić gwiazdy jako obiekty wystarczająco masywne, by w ich wnętrzu rozpoczęły się i stabilnie przebiegały reakcje termojądrowe.
Planety i mniejsze ciała niebieskie mają zbyt mało materii, są zbyt chłodne, aby zaszły w ich wnętrzach jakiekolwiek procesy termojądrowe, których wynikiem jest świecenie.
W brązowych karłach natomiast dochodzi, losowo, do zainicjowania nietrwałych przemian jądrowych: deuteru z wodorem oraz litu z wodorem. Obszary objęte takimi reakcjami są niewielkie, a wydzielana energia nie wystarcza na podtrzymanie odpowiednio wysokiej temperatury takiego obszaru. Przez to reakcje te są bardzo nietrwałe i nie stanowią stabilnego źródła energii w skali całego wnętrza obiektu. Dlatego brązowe karły nie są uznawane za gwiazdy, ani też za planety.
Reakcje termojądrowe zachodzą spontanicznie jedynie w gwiazdach. Na Ziemi umiemy zainicjować takie reakcje, natomiast nie nauczyliśmy się skutecznie kontrolować ich przebiegu. Dlatego właśnie potrafimy doprowadzić do wybuchu bomby wodorowej, natomiast nie opanowaliśmy jeszcze działania reaktora termojądrowego, mimo ponad pół wieku wysiłków.
Nadzieje ludzkości na „zapalenie Słońca na Ziemi” staną się, być może, realne dzięki międzynarodowemu przedsięwzięciu ITER (International Thermonuclear Experimental Reactor - Międzynarodowy Eksperymentalny Reaktor Termonuklearny).
Gwiazdy małomasywne i cykl protonowy
Gwiazdy małomasywne to takie, które po uformowaniu się z mgławicy miały początkową masę mniejszą niż 1,5 masy obecnego Słońca:
czyli
Głównym źródłem energii w małomasywnych gwiazdach, gdy są one we wczesnym stadium swego życia i występują na ciągu głównymciągu głównym, jest seria reakcji termojądrowych nazywana cyklem protonowym.
Cykl protonowy nazywa się również fuzją wodorufuzją wodoru, ponieważ jądrem wodoru jest właśnie pojedynczy proton. Często w fizyce jądrowej, także w astronomii, używa się określenia „spalanie wodoru”, mimo że proces ten nie ma związku z ogniem, utlenianiem, czy z jakąkolwiek reakcją chemiczną.
Określenie to bierze się stąd, że jądra wodoru, protony, zamieniają się w jądra innych pierwiastków (najczęściej są to jądra helu). Powstają przy tym inne cząstki i emitowana jest energia, co przywodzi na myśl „ziemskie spalanie”.
Reakcje w cyklu protonowym mogą przebiegać różnymi ścieżkami. Całościowy bilans tego cyklu można schematycznie zapisać jako:
Oznacza to, że z czterech protonów (czterech jąder wodoru) otrzymujemy jedno jądro czwartego izotopu helu, dwa pozytonypozytony (), dwa neutrina elektronoweneutrina elektronowe () oraz fotony, najczęściej dwa lub trzy.
Bilans energetyczny cyklu protonowego
Cykl ten ma charakter egzoenergetyczny. Połączenie czterech protonów w jądro czwartego helu powoduje wydzielenie około 26 MeV (megaelektronowoltów) energii. Neutrina unoszą od połowy do jednego megaelektronowolta energii bezpośrednio poza gwiazdę; reszta pozostaje w gwieździe w postaci energii kinetycznej produktów reakcji. Ta jest stopniowo przetwarzana w energię wewnętrzną gwiazdy, przekazywana ku jej powierzchni, skąd jest emitowana w przestrzeń, głównie w postaci promieniowania elektromagnetycznego, ale także strumienia naładowanych cząstek, zwanych wiatrem słonecznym.
Oba pozytony anihilująpozytony anihilują z elektronami obecnymi we wnętrzu gwiazdy. Każdy proces anihilacji zwiększa energię wewnętrzną gwiazdy o około 1 MeV.
Wydzielona energia związana jest ze zmniejszeniem się masy produktów reakcji w porównaniu z substratami o , zgodnie z równaniem
Choć stanowi niecały procent masy czterech protonów będących substratami reakcji, to gwiazda taka jak nasze Słońce zmniejsza swą masę w tempie milionów ton na sekundę.
Przebieg ścieżki ppI cyklu protonowego
Jedna ze ścieżek cyklu protonowego, najkrótsza, nazywana jest ppI. Składają się na nią trzy reakcje, w których uczestniczą jedynie protony i powstałe z nich jądra deuteru oraz trzeciego i czwartego izotopów helu. W tym sensie jest to ścieżka najmniej wymagająca, gdyż nie wymaga obecności żadnych innych, bardziej złożonych jąder atomowych. Ścieżka ppI nie wymaga też temperatur powyżej 10 milionów kelwinów - dominuje ona więc w gwiazdach młodych.
W pierwszej reakcji ścieżki ppI, zderzają się dwa protony i dają w wyniku deuterondeuteron, czyli jądro deuteru (jest to drugi izotop wodoru; stan związany protonu i neutronu) oraz pozytonpozyton i neutrinoneutrino.
W drugiej reakcji tej ścieżki deuteron zderza się z protonem tworząc trzeci izotop helu; towarzyszy temu emisja fotonu.
W reakcji trzeciej, dwa jądra helu trzy tworzą jądro helu cztery, czemu towarzyszy emisja dwóch protonów.
Bez trudu zauważysz, że na jedną reakcję (3) muszą przypadać po dwie reakcje (1) oraz (2).
Udział ścieżki ppI w produkcji energii w Słońcu to niecałe 70%. Wynika to faktu, że jest ono gwiazdą w „wieku średnim” - temperatura w jego wnętrzu wynosi około piętnastu milionów kelwinów i powstały już w nim jądra pierwiastków cięższych, niż hel. Chodzi tu o lit, beryl i bor - jądra tych pierwiastków umożliwiają realizację dwóch pozostałych ścieżek cyklu protonowego.
Ścieżki ppII i ppIII cyklu protonowego
Wraz ze wzrostem temperatury wewnątrz gwiazdy i pojawieniem się coraz większych ilości jąder helu, litu, berylu i boru, coraz wydajniejsze stają się dwie kolejne ścieżki cyklu protonowego: ppII i ppIII. Na rys. 3. pokazano schematy reakcji we wszystkich trzech ścieżkach:
Zwróć uwagę, że wytworzone w wyniku fuzji jądra berylu i litu, a w ścieżce ppIII także boru, w dalszych etapach zostają przekształcone lub się rozpadają. Dlatego też nie pojawiają się one w całościowym bilansie.
W Słońcu na ścieżce ppII powstaje nieco ponad 30%, natomiast na ścieżce ppIII jedynie około 0,1% całkowitej energii wyzwalanej w cyklu protonowym. Ten ostatni, bardzo niewielki udział wynika z niezbyt wysokiej temperatury wnętrza Słońca - około piętnastu milionów kelwinów - podczas gdy ścieżka ppIII staje się prawdopodobna dopiero przy temperaturach około dwudziestu pięciu milionów kelwinów. W większych, bardziej masywnych i przez to gorętszych gwiazdach ścieżka ppIII ma większy udział w wyzwalaniu energii.
Gdy temperatura wnętrza gwiazdy wzrasta, przekraczając kolejne dziesiątki milionów kelwinów, coraz wydajniejszy staje się inny cykl reakcji termojądrowych, tzw. cykl CNO. Polega on także na syntezie jądra helu z czterech protonów, jednak wymaga istnienia w gwieździe jąder węgla, azotu i tlenu - stąd nazwa cyklu. Na temat fuzji w masywnych gwiazdach możesz się dowiedzieć w e‑materiale „Reakcje termojądrowe zachodzące w gwiazdach – cykl węglowo‑azotowo‑tlenowy”.
Tempo przebiegu reakcji termojądrowych - bomba czy reaktor?
Reakcje termojądrowe we wnętrzu gwiazd przebiegają na ogół bardzo powoli. Przez
większą część swego życia typowa gwiazda - taką właśnie jest Słońce - znacznie bardziej przypomina spokojnie i stabilnie pracujący reaktor termojądrowy niż wybuchającą w niekontrolowany sposób bombę wodorową.
Kontrola - a dokładniej: samokontrola - tempa spalania wodoru w hel wynika ze specyfiki samych reakcji. Przypomnij sobie pierwszą reakcję cyklu:
By w zderzeniu dwóch protonów mógł powstać deuteron, jeden z nich musi zamienić się w neutron z jednoczesną emisją pozytonu i neutrina. Wiesz zapewne, że jest to schemat przemiany . Taka przemiana wymaga, by nukleony były ze sobą ściśnięte jak w jądrze atomowym. Jednak zbliżenie do siebie dwóch odpychających się elektrycznie protonów na odległość rzędu jednego femtometra () jest niezmiernie mało prawdopodobne, nawet w temperaturze milionów kelwinów. Mówimy, że reakcje, w których biorą udział elektrony, pozytony czy neutrina są powolne - w porównaniu z reakcjami, w których uczestniczą jedynie nukleony.
To właśnie powoduje, że protony w gwieździe tworzą jądra deuteru bardzo powoli, a liczebność tych ostatnich warunkuje tempo zachodzenia kolejnych reakcji w cyklu.
Dlatego wodór nie zostaje szybko wyczerpany i Słońce, mimo że ma 4,6 miliarda lat, nadal świeci w miarę stabilnie. Tak będzie jeszcze przez ponad 5 miliardów lat. Jądro Słońca będzie wtedy składało się głównie z helu. W otoczce wokół jądra nadal będą zachodziły reakcje z wodorem, ale dojdzie do zainicjowania zupełnie nowego zestawu reakcji termojądrowych. Hel będzie w nich substratem, a produktami fuzji będą coraz cięższe pierwiastki. Przejście do tego etapu może mieć charakter nieco wybuchowy. Także reakcje w tym etapie przebiegają szybciej i bardziej burzliwie. Więcej na temat przyszłych losów Słońca, również innych gwiazd, w tym o epizodach prawdziwie wybuchowych, przeczytasz w e‑materiale „Ewolucja gwiazd”.
Słowniczek
(ang.: brown dwarf) - obiekt gwiazdopodobny o masie zbyt małej, by mogły zachodzić w nim reakcje przemiany wodoru w hel, które są głównym źródłem energii gwiazd ciągu głównego. Od planet‑olbrzymów odróżnia je to, że są zdolne do syntezy deuteru przynajmniej na początku swojego istnienia.
(ang.: nuclear fusion) - zjawisko polegające na łączeniu się dwóch lżejszych jąder w jedno cięższe. Wynikiem fuzji mogą być, poza ciężkim jądrem, wolne neutrony, protony, także inne cząstki elementarne.
(ang.: deuteron) - cząstka składająca się z protonu i neutronu; jądro drugiego izotopu wodoru, oznaczana czasami symbolem, a czasami symbolem .
(ang.: neutrino) - cząstka elementarna. Ma masę bliską zeru, lecz nie zerową, bardzo słabo oddziałuje z materią. Powstaje między innymi w wyniku przemiany beta, na przykład czternastego izotopu węgla, a także w reakcjach termojądrowych. Przez jeden centymetr kwadratowy Ziemi zwrócony prostopadle do Słońca przelatuje nieodczuwalnie dla Ziemi co sekundę ponad 60 miliardów neutrin.
(ang.: positron) - nazywany również antyelektronem, to elementarna cząstka, która jest antycząstką elektronu. Jego masa jest równa masie elektronu.
Oddziaływanie elektronu z pozytonem często kończy się anihilacją obu cząstek - procesem, w którym obie zmieniają się w dwa fotony .
(ang.: main‑sequence stars) - gwiazdy, w których jądrach zachodzą reakcje syntezy wodoru w hel. Jest to najbardziej stabilny etap życia gwiazdy. Czas, jaki dana gwiazda pozostaje w ciągu głównym, zależy od jej masy początkowej. Im gwiazda jest bardziej masywna, tym krótszy jest jej czas życia.