Przeczytaj
Warto przeczytać
Niewielkie świecące punkciki, które obserwujemy na nocnym niebie to tak naprawdę ogromne kule gorącego gazu, oddalone od nas o kilkanaście, kilkadziesiąt czy kilkaset lat świetlnych (1 rok świetlny to odległość równa 9,46 · 10Indeks górny 1212 km). Nasze Słońce jest oddalone od Ziemi o zaledwie 150 mln km (czyli o osiem minut świetlnych), dzięki temu w ciągu dnia oświetla Ziemię. Pozostałe gwiazdy na niebie widzimy jedynie jako punkty, a większości z nich nawet nie jesteśmy w stanie dostrzec.
Reakcje termojądrowe
Źródłem emitowanej energii w gwiazdach są reakcje jądrowe zachodzące w ich wnętrzu. Te reakcje - polegające na łączeniu jąder lżejszych pierwiastków w jądra cięższe - zwane są reakcjami termojądrowymi. Nazwa termojądrowe oznacza, że łączenie jąder odbywa się przy ogromnych temperaturach. Jest to jedna z najbardziej energetycznych reakcji ze znanych nam w przyrodzie, w przeliczeniu na jednostkę masy substratów.
Reakcje termojądrowe w gwiazdach młodych dzieli się na dwie zasadnicze kategorie:
cykl czteroprotonowy, często nazywany wodorowym, który dominuje w mniej masywnych i przez to chłodniejszych gwiazdach;
cykl węglowo‑azotowo‑tlenowy, w skrócie nazywany cyklem CNO; dominuje on w masywnych, a więc gorących gwiazdach.
Do małomasywnych gwiazd zaliczamy takie, których masa początkowa (czyli ta, jaką miała gwiazda w momencie powstania) jest mniejsza niż 1,5 masy Słońca. Energia w ich wnętrzu jest produkowana głównie z reakcji, w których dzięki łączeniu się protonów powstają jądra helu. Tego typu gwiazdą jest nasze Słońce, którego energia pochodzi w ponad 98% z takich właśnie reakcji. Więcej o tych reakcjach, w tym o różnych ścieżkach, po których może następować łączenie się czterech protonów w jądro helu, przeczytasz w e‑materiale „Reakcje termojądrowe zachodzące w gwiazdach – cykl protonowy”.
W masywniejszych i gorętszych gwiazdach, przebywających na ciągu głównymciągu głównym, dominują reakcje w cyklu CNO. Gdy w obszarze syntezy helu (Rys. 1.) panuje temperatura rzędu 20 mln kelwinów, reakcje w cyklu CNO stają się na tyle prawdopodobne, że efektywna ich wydajność energetyczna przekracza tę, która cechuje cykl protonowy. Taka temperatura panuje we wnętrzach gwiazd, których masa początkowa była większa niż półtorej masy Słońca, czyli była rzędu i więcej.
Jądra helu powstałe w wyniku obu tych cykli gromadzą się w środku gwiazdy (Rys. 1.). W obszarze tym rośnie temperatura, ale reakcje termojądrowe praktycznie tam nie zachodzą. Brakuje bowiem protonów, by efektywnie łączyły się w jądra helu, zaś masowa fuzjafuzja jąder helu wymaga temperatur rzędu setek milionów kelwinów. Osiągnięcie tej temperatury i rozpoczęcie spalania helu uznaje się za wejście gwiazdy w „późny wiek dojrzały”. Opuszcza ona wtedy ciąg głównyciąg główny.
Cykl CNO i jego bilans
W wyniku tego cyklu z czterech protonów powstaje jądro helu oraz uwalniane są dwa pozytony, dwa neutrina i (typowo) trzy fotony.
Na cykl składa się sześć reakcji termojądrowych, które przedstawiono na Rys. 2. Kolorem różowym zaznaczono węgiel, który w tym cyklu spełnia rolę analogiczną do katalizatorakatalizatora, zielonym zaznaczono cztery protony niezbędne do wytworzenia helu w reakcjach, natomiast kolorem niebieskim fotony, pozytonypozytony i neutrinaneutrina, które również wytwarzane są w tych reakcjach.
W cyklu tym emitowana jest energia w łącznej ilości niespełna 27 MeV, z czego niecałe 2 MeV przypada na neutrina, które unoszą ją praktycznie w całości poza gwiazdę. Oznacza to, że bilans energetyczny cyklu CNO jest zbliżony do bilansu energetycznego cyklu protonowego. Również ogólny bilans reakcji jest podobny: z czterech protonów dwa zamieniane są w neutrony (stąd obecność pozytonów i neutrin) i powstaje jądro . Oznacza to, że jądro węgla jest wprawdzie przetwarzane w kolejnych reakcjach cyklu, ale na końcu zostaje przywrócone do pierwotnego stanu. To dlatego mówimy, że jądro węgla pełni rolę katalizatora w tym cyklu, przywołując pewne podobieństwo do reakcji chemicznych. Takie samo podobieństwo powoduje, że proces jest żargonowo nazywany „spalaniem wodoru w hel”, choć nie zachodzi w nim żadna reakcja chemiczna z udziałem tlenu.
Skąd jądra węgla w gwieździe?
Cykl CNO może odbywać się tylko w gwiazdach, które nie powstały na początku tworzenia się Wszechświata. Aby w masywnej gorącej gwieździe doszło do tego cyklu, musi w niej istnieć niewielka ilość węgla . Węgiel ten jest w astronomii nazywany pierwiastkiem ciężkim, czyli takim, który powstaje w późnych etapach życia gwiazdy i oddawany jest do otoczenia w momencie śmierci gwiazdy. Gwiazda w ostatnim etapie swojego życia odrzuca zewnętrzne warstwy tworząc mgławicę, z której w przyszłości tworzą się nowe obiekty. Dopiero z mgławicy tego typu, która składa się z cięższych pierwiastków, może powstać gwiazda, której głównym źródłem energii jest cykl CNO.
Innym możliwym źródłem jąder węgla w gwieździe jest tzw. reakcja 3‑alfa. Jest to proces, w którym trzy jądra helu muszą spotkać się „w jednym miejscu i o jednym czasie”, by dokonała się ich fuzja w jądro węgla . Choć w temperaturach rzędu dziesiątek milionów kelwinów taki proces jest bardzo mało prawdopodobny, to powstające śladowe ilości jąder węgla wystarczają do zapewnienia przebiegu cyklu CNO, przede wszystkim ze względu na olbrzymie zagęszczenie protonów we wnętrzu gwiazdy.
Trzy etapy cyklu
Schemat pokazany na Rys. 1. łatwiej jest przeanalizować, jeśli cykl CNO podzielimy na trzy umowne etapy. Podział ten bazuje na fakcie, że powstanie jądra z czterech protonów wymaga uprzedniej zamiany dwóch z nich na neutrony. W cyklu CNO dwa pierwsze etapy kończą się właśnie na pojawieniu się nowego neutronu wskutek przemiany . Trzeci etap to ostatnia reakcja, w której jednym z produktów jest .
Na Rys. 3. pokazany jest fragment ścieżki stabilności z trwałymi izotopami węgla, azotu i tlenu, oznaczonymi na zielono. Wybrane ich izotopy nietrwałe, leżące w bezpośrednim sąsiedztwie ścieżki stabilności, oznaczono na czerwono, gdy podlegają przemianie a na niebiesko, gdy podlegają przemianie . Prześledźmy poszczególne etapy cyklu na tym schemacie.
Zapoznaj się z trzema etapami cyklu CNO. Porównaj opis każdego etapu z jego graficzną reprezentacją.
Etap 1.
Przyłączenie pierwszego protonu do jądra węgla 12C. Powstałe jądro azotu 13N podlega przemianie β+. W rezultacie powstaje stabilne jądro węgla 13C.
Etap 2.
Przyłączenie drugiego protonu do jądra 13C. Powstałe jądro 14N jest β-stabilne; przyłącza się do niego trzeci proton. W efekcie powstaje jądro tlenu 15O, które podlega przemianie β+. Stabilne jądro 15N kończy ten etap.
Etap 3.
Ostatni proton wnika do jądra 15N. Czasami powstaje jądro 16O i foton γ. Częściej jednak usuwana jest cząstka α, czyli jądro 4He; wtedy drugim produktem reakcji jest jądro 12C - w ten sposób cykl się zamyka.
Bariera energetyczna w reakcji protonu z jądrem
Przyłączenie protonu do dodatnio naładowanego jądra atomowego węgla czy azotu wymaga, by odległość pomiędzy tymi obiektami stała się odpowiednio niewielka, rzędu kilku femtometrów (1 fm = 10Indeks górny -15-15m). To samo dotyczy ostatniej reakcji cyklu, protonu z jądrem azotu. Takie zbliżenie się do siebie dwóch dodatnio naładowanych obiektów jest procesem endoenergetycznym - wymaga dostarczenia energii. Jej wartość można oszacować jako potencjalną energię elektrostatyczną obiektów o ładunku (proton) i (jądro węgla), gdzie ładunek elementarny . Można przyjąć, dla potrzeb oszacowania, że obiekty te zbliżają się na odległość i skorzystać z wyrażenia
Przekonaj się we własnym zakresie (wykonaj odpowiednie przeliczenie), że wartość ta odpowiada około trzem megaelektronowoltom, czyli że jest porównywalna z energią wydzielaną w pojedynczej reakcji cyklu.
Skąd protony biorą tak relatywnie dużą energię? Jedynym dostępnym źródłem jest energia kinetyczna związana z ich bezładnym ruchem termicznym. Oszacujmy średnią energię kinetyczną protonów w temperaturze dwudziestu milionów kelwinów; zastosujmy wyrażenie z teorii gazów doskonałych (nieco paradoksalnie, sprawdza się ono nieźle w tych warunkach):
Wynik - rzędu kiloelektronowoltów - jest zaskakujący: przeciętny proton ma energię o trzy rzędy wielkości za małą, by zbliżyć się na odległość zapewniającą jego oddziaływanie silne z jądrem węgla. Mało tego, w przyjętej temperaturze protony o energii megaelektronowoltów praktycznie nie występują.
Zjawisko tunelowe
Okazuje się, że opis materii i oddziaływań na poziomie subatomowym przewiduje możliwość zbliżenia się do siebie dwóch obiektów nawet wtedy, gdy w układzie brakuje na to energii. Z punktu widzenia opisu klasycznego oznaczałoby to złamanie zasady zachowania energii. Zjawisko tunelowe można interpretować jako złamanie tej zasady na krótki czas. Po jego upływie obiekty muszą oddalić się od siebie bądź przereagować. Reakcja musi być egzoenergetyczna i energia w niej wydzielona musi przewyższać tę pierwotnie niezbędną do zbliżenia się obiektów. Zajście zjawiska tunelowego jest losowe, a w opisanej sytuacji łączenia protonu z jądrem węgla w temperaturze wnętrza Słońca bardzo mało prawdopodobne. To niskie prawdopodobieństwo jest głównym regulatorem tempa fuzji wodoru we wnętrzu gwiazd. Fuzja przebiega łagodnie, powoli, na podobieństwo spokojnie płonącej świeczki, nie zaś gwałtownie, wybuchowo, w sposób niekontrolowany.
Nieco więcej o zjawisku tunelowym możesz się dowiedzieć z e‑materiału „Reakcje termojądrowe zachodzące w gwiazdach – cykl protonowy”.
Słowniczek
(ang. thermonuclear fusion) zjawisko polegające na łączeniu się dwóch lżejszych jąder w jedno cięższe. Wynikiem fuzji są, poza powstającym ciężkim jądrem, także wolne neutrony, protony, inne cząstki elementarne.
(ang. catalyst) ciało lub substancja uczestnicząca w reakcji lub przemianie, ale jedynie w jej etapach pośrednich. Po zakończeniu całej reakcji zarówno ilość jak i stan katalizatora pozostaje taki sam, jak przed reakcją. Wśród możliwych skutków obecności katalizatora jest przyspieszenie tempa przebiegu reakcji lub obniżenie energii aktywacji wymaganej do jej zainicjowania.
(ang. neutrino) cząstka elementarna z kategorii leptonów. Ma masę bliską zeru, bardzo słabo oddziałuje z materią. Powstaje między innymi w wyniku przemiany beta, jak w przypadku przemiany izotopu węgla . Jest produktem reakcji, w których dochodzi do zmiany protonu w neutron (w reakcji odwrotnej powstaje antyneutrino). Przez jeden centymetr kwadratowy Ziemi zwrócony prostopadle do Słońca przelatuje nieodczuwalnie ponad 60 miliardów neutrin w każdej sekundzie. Nazwa pochodzi z j. włoskiego i oznacza 'mały neutron'
(ang. positron) nazywany również antyelektronem, to cząstka fundamentalna, która jest antycząstką elektronu. Jego masa jest równa masie elektronu, a jego ładunek jest dodatni, równy jednemu ładunkowi elementarnemu.
(ang. main sequence) jeden z obszarów na diagramie Hertzsprunga‑Russella, w którym zgromadzone są gwiazdy młode, o różnych masach, temperaturach powierzchni i jasnościach absolutnych. Ich wspólną fizyczną cechą jest źródło wypromieniowywanej energii: reakcje termojądrowe, w których z czterech protonów syntetyzowane jest jądro Indeks górny 44He, w różnych cyklach. Więcej o diagramie Hertzsprunga‑Russella i ciągu głównym dowiesz się w e‑materiale „Ewolucja gwiazd”.