Źródła energii gwiazd

Źródłem promieniowania gwiazd, a więc i Słońca, są reakcje jądrowe, w których jądra pierwiastków chemicznych cięższych budowane są z jąder pierwiastków lżejszych. Wyzwala się przy reakcjach tego rodzaju energia wiązania poszczególnych składników jąder atomowych przechodząc w energię wiązania poszczególnych składników jąder atomowych przechodząc w energię promieniowania. Protony i neutrony w jądrach atomowych związane są bardzo dużymi siłami jądrowymi. Jeżeli do jądra atomowego dołączona zostanie jakaś cząstka, np. proton lub neutron, powstanie wtedy nowe jądro atomowe. Szczególnie istotnymi reakcjami są te, gdzie w jądro uderzają protony. Aby mogły one pokonać odpychanie elektrostatyczne muszą mieć wielkie prędkości, inaczej mówiąc reakcje takie występować mogą tylko w wysokich temperaturach. Dlatego noszą one nazwę reakcji termojądrowych. Proton przenikając do jądra atomowego zostaje związany z pozostałymi składnikami jądra, protonami i neutronami, siłami jądrowymi. Powstający podczas reakcji tego rodzaju nadmiar energii bywa emitowany w postaci kwantu promieni gamma, bądź uniesiony przez wyrzuconą z jądra cząstkę elementarną (proton, neutron, elektron, bądź pozyton). Część energii bywa unoszona przez cząstki neutrino, którym przypisuje się masy zerowe.

Przy wyzwalaniu energii podczas reakcji tego rodzaju można uwzględnić prawo Einsteina, wyrażające się wzorem:
E = m0c2,
gdzie m0 jest masą spoczynkową cząstki, c – prędkością światła, a E – całkowitą energią cząstki o masie m0. Przy procesie powstawania jąder atomowych z cząstek elementarnych , któremu towarzyszy emisja energii, masa nowo powstającego jądra powinna być mniejsza od sumy mas poszczególnych jego składników. Tak jest w przypadku jądra helu.

Już w roku 1915 Harkins wysunął przypuszczenie, że we wnętrzu gwiazdy budowany jest hel z wodoru, a tę samą możliwość przewidywał Eddington w roku 1920. Dopiero jednak około roku 1940 poznano reakcje termojądrowe, które mogą prowadzić do syntezy helu z wodoru i tym samym mogą być źródłem energii promieniowania gwiazd.
Znamy dwa rodzaje reakcji termojądrowych, przy których z czterech jąder atomowych wodoru powstaje jądro helu. Pierwszy rodzaj nosi nazwę protonowo-protonowego (cykl p-p) i zachodzi w temperaturach niższych. Jest to zasadnicze źródło promieniowania Słońca. Cykl ten zachodzi w temperaturach nie wyższych niż 15-16 milionów stopni.
W wyższych temperaturach może występować bardziej złożony cykl węglowo-azotowy (cykl C-N), wykryty w roku 1939 przez amerykańskiego fizyka Bethe’go.
W cyklu węglowo-azotowym dla pełnej efektowności wymagana jest temperatura 18,5 milionów stopni. We wnętrzu gwiazd głównego ciągu występują prawdopodobnie oba cykle budowy helu z wodoru, cykl p-p i cykl C-N.
Z chwilą, gdy wodór we wnętrzu gwiazdy zostanie zużyty do tego stopnia, że synteza helu z wodoru staje się mało efektywnym źródłem promieniowania gwiazdy, tworzy się w środku gwiazdy jądro helowe o temperaturze powyżej 100 mln stopni i zaczyna się budowa cięższych pierwiastków chemicznych z cząstek α, przy czym najbardziej prawdopodobna jest reakcja nosząca nazwę „3α”, w której z trzech jąder atomowych helu powstaje jądro atomowe węgla.

Omówię teraz źródła energii Słońca. Strumień energii płynący z wnętrza Słońca ku jego powierzchni pokrywa straty, jakie Słońce ponosi na skutek stałego wysyłania w przestrzeń promieniowania. To promieniowanie jest bardzo duże i ma moc 3,9 * 1033 ergów/s [jednostka mocy, energii i ciepła; 1 erg = 10-7J]. Żeby Słońce mogło pracować z niezmienną mocą musi ono mieć masę przeszło 4 milionów ton. O tym, że Słońce promieniuje od bardzo dawna, wiemy z badań pokładów geologicznych, świadczących, że Ziemia w ciągu całego swego istnienia otrzymywała od Słońca energię w niezmiennej w przybliżeniu ilości. Ziemia zaś istnieje już od około 4,5 miliarda lat, a więc w Słońcu powinny istnieć źródła energii zapewniające mu nie ulegającą poważniejszym zmianom moc promieniowania w tak długim przedziale czasu. Już w XIX wieku wypowiadano różne hipotezy co do źródeł energii Słońca. Największym powodzeniem wtedy cieszyła się teoria kontrakcyjna, czyli teoria kurczenia się, wypowiedziana przez Helmoltza. Zgodnie z tą teorią Słońce miało się stale kurczyć, a podczas kurczenia zmniejszałaby się jego energia potencjalna przechodząc częściowo w energię cieplną. Część tej energii byłaby zużywana na podniesienie temperatury we wnętrzu Słońca, a część pokrywałaby straty ponoszone przez Słońce na skutek promieniowania. Jednak kurczenie Słońca nie może dostarczyć energii na tak długie odstępy czasu, jak tego wymaga wiek Ziemi, gdybyśmy bowiem założyli, że Słońce miało kiedyś rozmiary tak wielkie jak cały układ planetarny i skurczyło się do rozmiarów obecnych, to górna granica wieku Słońca wyniosłaby zaledwie 20 milionów lat. Gdy nie były jeszcze znane metody wyznaczania wieku Ziemi, czas ten wydawał się dostatecznie długi. Z chwilą jednak poznania wieku Ziemi, taki krótki okres życia Słońca stał się nie do przyjęcia i trzeba było szukać wydajniejszych źródeł energii.
Dostatecznie wydajne źródła energii promieniowania słonecznego znajdujemy dopiero w przemianach termojądrowych we wnętrzu Słońca. Wystarczy tylko jedna dziesiąta masy Słońca, aby dzięki reakcjom termojądrowym wytworzyć dostateczną ilość energii, która pokryłaby straty jakie Słońce ponosi na skutek promieniowania. Synteza helu z wodoru we wnętrzu Słońca sprawia, że helu tam przybywa, a wodoru ubywa. Z biegiem czasu powinna się w Słońcu wytworzyć jądro helowe. Słońce, którego wiek liczy się na jakieś 5 miliardów lat, ma znikomo małe takie jądro. Jednak będzie ono wzrastać wraz ze spadkiem zawartości wodoru we wnętrzu Słońca. Przypuszczalnie w środku tej gwiazdy już „wypaliło się” około 25% wodoru. Gdy wodoru zostanie tam tylko 1%, wodorowe reakcje termojądrowe nie zdołają utrzymać temperatury i ciśnienia, potrzebnych do zrównoważenia naporu grawitacyjnego gazów słonecznych, centralne obszary zaczną się kurczyć, przy czym temperatura ich wzrośnie powyżej 100 milionów stopni. Nastąpi wtedy nowy etap rozwoju Słońca. Przypuszczalnie dla Słońca stanie się to za jakieś 5 miliardów lat, do tego zaś czasu zmiany w energii promieniowania Słońca będą stosunkowo nieznaczne, czyli Ziemia ma zapewniony przypływ energii ze Słońca w dotychczasowych rozmiarach jeszcze w ciągu około 5 miliardów lat. Po upływie tego czasu ilość energii przychodzącej ze Słońca na Ziemię gwałtownie wzrośnie.