2002-01-18T16:42+0300

2008-06-04T19:55+0400

https://site/20020118/54771.html

https://cdn22.img..png

Știri RIA

https://cdn22.img..png

Știri RIA

https://cdn22.img..png

Reacții termonucleare care au loc la soare

(Ter.Ink. N03-02, 18/01/2002) Vadim Pribytkov, fizician teoretician, corespondent permanent al Terra Incognita. Oamenii de știință sunt bine conștienți de faptul că reacțiile termonucleare care au loc la Soare, în general, constau în transformarea hidrogenului în heliu și în elemente mai grele. Dar iată cum se realizează aceste transformări, nu există o claritate absolută, mai exact, predomină ambiguitatea completă: lipsește cea mai importantă legătură inițială. Prin urmare, a fost inventată o reacție fantastică pentru combinarea a doi protoni în deuteriu cu eliberarea unui pozitron și a unui neutrin. Cu toate acestea, o astfel de reacție este de fapt imposibilă, deoarece forțe puternice de respingere acționează între protoni. ----Ce se întâmplă de fapt pe Soare? Prima reacție este nașterea deuteriului, a cărui formare are loc la presiune ridicată într-o plasmă la temperatură joasă, cu o legătură strânsă a doi atomi de hidrogen. În acest caz, două nuclee de hidrogen pentru o perioadă scurtă sunt aproape în apropiere, în timp ce sunt capabile să captureze unul dintre ...

(Ter. Inc. N03-02, 18.01.2002)

Vadim Pribytkov, fizician teoretician, corespondent permanent pentru Terra Incognita.

Oamenii de știință sunt bine conștienți de faptul că reacțiile termonucleare care au loc la Soare, în general, constau în transformarea hidrogenului în heliu și în elemente mai grele. Dar iată cum se realizează aceste transformări, nu există o claritate absolută, mai exact, predomină ambiguitatea completă: lipsește cea mai importantă legătură inițială. Prin urmare, a fost inventată o reacție fantastică pentru combinarea a doi protoni în deuteriu cu eliberarea unui pozitron și a unui neutrin. Cu toate acestea, o astfel de reacție este de fapt imposibilă, deoarece forțe puternice de respingere acționează între protoni.

Ce se întâmplă cu adevărat pe Soare?

Prima reacție este nașterea deuteriului, a cărui formare are loc la presiune ridicată într-o plasmă la temperatură joasă, cu o legătură strânsă a doi atomi de hidrogen. În acest caz, două nuclee de hidrogen pentru o perioadă scurtă sunt aproape în apropiere, în timp ce sunt capabili să capteze unul dintre electronii orbitali, care formează un neutron cu unul dintre protoni.

O reacție similară poate avea loc și în alte condiții, când un proton este introdus într-un atom de hidrogen. În acest caz, are loc și captarea unui electron orbital (K-capture).

În cele din urmă, poate exista o astfel de reacție, când doi protoni se unesc pentru o perioadă scurtă de timp, forțele lor combinate sunt suficiente pentru a capta un electron care trece și a forma deuteriu. Totul depinde de temperatura plasmei sau gazului în care au loc aceste reacții. În acest caz, se eliberează 1,4 MeV de energie.

Deuteriul stă la baza ciclului următor de reacții, când două nuclee de deuteriu formează tritiu cu eliberarea unui proton sau heliu-3 cu eliberarea unui neutron. Ambele reacții sunt la fel de probabile și bine cunoscute.

Aceasta este urmată de reacțiile combinației de tritiu cu deuteriu, tritiu cu tritiu, heliu-3 cu deuteriu, heliu-3 cu tritiu, heliu-3 cu heliu-3 cu formarea heliului-4. Acest lucru eliberează mai mulți protoni și neutroni. Neutronii sunt capturați de nucleele de heliu-3 și de toate elementele care au legături de deuteriu.

Aceste reacții sunt confirmate și de faptul că o cantitate imensă de protoni de înaltă energie sunt ejectați din Soare ca parte a vântului solar. Cel mai remarcabil lucru la toate aceste reacții este că în timpul lor nu sunt produși nici pozitroni, nici neutrini. Toate reacțiile eliberează energie.

În natură, totul se întâmplă mult mai ușor.

În plus, din nucleele de deuteriu, tritiu, heliu-3, heliu-4 încep să se formeze elemente mai complexe. În acest caz, întregul secret constă în faptul că nucleele de heliu-4 nu se pot conecta direct între ele, deoarece se resping reciproc. Legătura lor are loc prin mănunchiuri de deuteriu și tritiu. De asemenea, știința oficială nu ia în considerare deloc acest moment și aruncă nucleele de heliu-4 într-o singură grămadă, ceea ce este imposibil.

La fel de fantastic ca și ciclul oficial al hidrogenului este așa-numitul ciclu al carbonului, inventat de G. Bethe în 1939, în timpul căruia heliul-4 se formează din patru protoni și, se presupune, sunt eliberați și pozitroni și neutrini.

În natură, totul se întâmplă mult mai ușor. Natura nu inventează noi particule, așa cum fac teoreticienii, ci le folosește doar pe cele pe care le are. După cum putem vedea, formarea elementelor începe cu adăugarea unui electron cu doi protoni (așa-numita captură K), în urma căreia se obține deuteriu. Captura K este singura metodă de creare a neutronilor și este practicată pe scară largă de toate celelalte nuclee mai complexe. Mecanica cuantică neagă prezența electronilor în nucleu, dar este imposibil să construiești nuclee fără electroni.

> Din ce este făcut Soarele?

Descoperi, din ce este făcut soarele: o descriere a structurii și compoziției stelei, o listă de elemente chimice, numărul și caracteristicile straturilor cu o fotografie, o diagramă.

De pe Pământ, Soarele arată ca o minge netedă de foc, iar înainte de descoperirea petelor solare de către nava comică Galileo, mulți astronomi au crezut că are o formă perfectă, fără imperfecțiuni. Acum știm asta Soarele este alcătuit din mai multe straturi, cum ar fi Pământul, fiecare dintre ele își îndeplinește propria funcție. Această structură a Soarelui, ca un cuptor masiv, este furnizorul întregii energie de pe Pământ, care este necesară pentru viața pământească.

Din ce elemente este format soarele?

Dacă ai putea sparge steaua și ai compara elementele constitutive, ai înțelege că compoziția este 74% hidrogen și 24% heliu. De asemenea, Soarele este format din 1% oxigen, iar restul de 1% sunt elemente chimice ale tabelului periodic precum crom, calciu, neon, carbon, magneziu, sulf, siliciu, nichel, fier. Astronomii cred că un element mai greu decât heliul este un metal.

Cum au apărut toate aceste elemente ale Soarelui? Big Bang-ul a produs hidrogen și heliu. La începutul formării Universului, din particulele elementare a apărut primul element, hidrogenul. Datorită temperaturii și presiunii ridicate, condițiile din Univers erau ca în miezul unei stele. Mai târziu, hidrogenul a fost fuzionat în heliu atâta timp cât a existat o temperatură ridicată în univers pentru ca reacția de fuziune să aibă loc. Proporțiile existente de hidrogen și heliu, care se află acum în Univers, s-au format după Big Bang și nu s-au schimbat.

Elementele rămase ale Soarelui sunt create în alte stele. Fuziunea hidrogenului în heliu are loc în mod constant în nucleele stelelor. După ce produc tot oxigenul din miez, ei trec la fuziunea nucleară a elementelor mai grele, cum ar fi litiu, oxigen, heliu. Multe dintre metalele grele care se află în Soare s-au format și în alte stele la sfârșitul vieții lor.

Formarea celor mai grele elemente, aurul și uraniul, a avut loc atunci când au detonat stele de dimensiuni de multe ori mai mari decât Soarele nostru. Într-o fracțiune de secundă din formarea unei găuri negre, elementele s-au ciocnit cu viteză mare și s-au format elementele cele mai grele. Explozia a împrăștiat aceste elemente în tot universul, unde au contribuit la formarea de noi stele.

Soarele nostru a colectat elemente create de Big Bang, elemente din stele pe moarte și particule din noile detonări ale stelelor.

Care sunt straturile Soarelui?

La prima vedere, Soarele este doar o minge de heliu și hidrogen, dar o privire mai atentă dezvăluie că este format din diferite straturi. La deplasarea către miez, temperatura și presiunea cresc, drept urmare au fost create straturi, deoarece hidrogenul și heliul au caracteristici diferite în condiții diferite.

miez solar

Să începem mișcarea noastră prin straturile de la miez la stratul exterior al compoziției Soarelui. În stratul interior al Soarelui - nucleul, temperatura și presiunea sunt foarte ridicate, contribuind la fluxul fuziunii nucleare. Soarele creează atomi de heliu din hidrogen, în urma acestei reacții se formează lumină și căldură, care ajung până la. Este în general acceptat că temperatura de pe Soare este de aproximativ 13.600.000 de grade Kelvin, iar densitatea nucleului este de 150 de ori mai mare decât densitatea apei.

Oamenii de știință și astronomii cred că miezul Soarelui atinge aproximativ 20% din lungimea razei solare. Și în interiorul nucleului, temperatura și presiunea ridicată ajută la spargerea atomilor de hidrogen în protoni, neutroni și electroni. Soarele le transformă în atomi de heliu, în ciuda stării lor de plutire liberă.

O astfel de reacție se numește exotermă. În cursul acestei reacții, se eliberează o cantitate mare de căldură, egală cu 389 x 10 31 J. pe secunda.

Zona de radiații a Soarelui

Această zonă își are originea la limita nucleului (20% din raza solară) și atinge o lungime de până la 70% din raza solară. În interiorul acestei zone se află materia solară, care este destul de densă și fierbinte în compoziție, astfel încât radiația termică trece prin ea fără a pierde căldură.

În interiorul nucleului solar are loc o reacție de fuziune nucleară - crearea atomilor de heliu ca urmare a fuziunii protonilor. Ca rezultat al acestei reacții, apare o cantitate mare de radiații gamma. În acest proces, fotoni de energie sunt emiși, apoi absorbiți în zona de radiație și reemiși de diferite particule.

Traiectoria unui foton se numește „mers aleatoriu”. În loc să se miște pe o cale dreaptă către suprafața Soarelui, fotonul se mișcă în zig-zag. Ca rezultat, fiecare foton are nevoie de aproximativ 200.000 de ani pentru a depăși zona de radiație a Soarelui. Când trece de la o particulă la alta, fotonul pierde energie. Pentru Pământ, acest lucru este bun, pentru că am putea primi doar radiații gamma venite de la Soare. Un foton care intră în spațiu are nevoie de 8 minute pentru a călători pe Pământ.

Un număr mare de stele au zone de radiație, iar dimensiunea lor depinde direct de scara stelei. Cu cât steaua este mai mică, cu atât zonele vor fi mai mici, dintre care majoritatea vor fi ocupate de zona convectivă. Cele mai mici stele pot să nu aibă zone de radiație, iar zona convectivă va ajunge la distanța până la miez. Pentru cele mai mari stele, situația este inversată, zona de radiații se extinde până la suprafață.

zona convectiva

Zona convectivă se află în afara zonei radiative, unde căldura internă a Soarelui curge prin coloane de gaz fierbinte.

Aproape toate stelele au o astfel de zonă. La Soarele nostru, se extinde de la 70% din raza Soarelui până la suprafață (fotosferă). Gazul din adâncurile stelei, chiar în miez, se încălzește și se ridică la suprafață, ca bulele de ceară într-o lampă. La atingerea suprafeței stelei, are loc o pierdere de căldură; atunci când este răcit, gazul se scufundă înapoi în centru, pentru reînnoirea energiei termice. De exemplu, puteți aduce o oală cu apă clocotită peste foc.

Suprafața Soarelui este ca pământul afânat. Aceste neregularități sunt coloanele de gaz fierbinte care transportă căldură la suprafața Soarelui. Lățimea lor ajunge la 1000 km, iar timpul de disipare ajunge la 8-20 de minute.

Astronomii cred că stelele de masă mică, cum ar fi piticele roșii, au doar o zonă convectivă care se extinde până la miez. Nu au o zonă de radiație, ceea ce nu se poate spune despre Soare.

Fotosferă

Singurul strat al Soarelui vizibil de pe Pământ este . Sub acest strat, Soarele devine opac, iar astronomii folosesc alte metode pentru a studia interiorul stelei noastre. Temperaturile la suprafață de până la 6000 Kelvin strălucesc galben-alb vizibil de pe Pământ.

Atmosfera Soarelui este situată în spatele fotosferei. Acea parte a Soarelui care este vizibilă în timpul unei eclipse de soare se numește.

Structura Soarelui din diagramă

NASA a dezvoltat special în scopuri educaționale o reprezentare schematică a structurii și compoziției Soarelui, indicând temperatura pentru fiecare strat:

• (Radiația vizibilă, IR și UV) este radiația vizibilă, radiația infraroșie și radiația ultravioletă. Radiația vizibilă este lumina pe care o vedem venind de la soare. Radiația infraroșie este căldura pe care o simțim. Radiația ultravioletă este radiația care ne oferă un bronz. Soarele produce aceste radiații simultan.
• (Photosphere 6000 K) - Fotosfera este stratul superior al Soarelui, suprafața sa. O temperatură de 6000 Kelvin este egală cu 5700 de grade Celsius.
• Emisii radio - Pe lângă radiația vizibilă, radiația infraroșie și radiația ultravioletă, Soarele trimite emisii radio, pe care astronomii le-au detectat cu un radiotelescop. În funcție de numărul de pete solare, această emisie crește și scade.
• Orificiul coronal - Acestea sunt locuri de pe Soare unde corona are o densitate scăzută a plasmei, rezultând o coroană mai întunecată și mai rece.
• 2100000 K (2100000 Kelvin) - Zona de radiații a Soarelui are această temperatură.
• Zonă convectivă/Convecție turbulentă (trans. Zona convectivă/Convecție turbulentă) - Acestea sunt locuri de pe Soare unde energia termică a nucleului este transferată prin convecție. Coloanele de plasmă ajung la suprafață, își degajă căldura și se grăbesc din nou în jos pentru a se încălzi din nou.
• Bucle coronale (trans. Bucle coronale) - bucle formate din plasmă în atmosfera Soarelui, care se deplasează de-a lungul liniilor magnetice. Arată ca niște arcade uriașe care se extind de la suprafață pe zeci de mii de kilometri.
• Miez (per. Miez) este inima solară, în care are loc fuziunea nucleară, folosind temperatură și presiune ridicată. Toată energia solară provine din miez.
• 14.500.000 K (per. 14.500.000 Kelvin) - Temperatura nucleului solar.
• Zona radiativă (trans. Zona de radiație) - Stratul Soarelui în care energia este transferată folosind radiații. Fotonul depășește zona de radiație dincolo de 200.000 și merge în spațiul cosmic.
• Neutrinii (trans. Neutrino) sunt particule de masă neglijabilă care emană de la Soare ca rezultat al unei reacții de fuziune nucleară. Sute de mii de neutrini trec prin corpul uman în fiecare secundă, dar nu ne aduc niciun rău, nu îi simțim.
• Chromospheric Flare (trad. Chromospheric Flare) - Câmpul magnetic al stelei noastre se poate răsuci și apoi se poate rupe brusc sub diferite forme. Ca urmare a întreruperii câmpurilor magnetice, apar erupții puternice de raze X, care emană de pe suprafața Soarelui.
• Bucla de câmp magnetic - Câmpul magnetic al Soarelui este deasupra fotosferei și este vizibil pe măsură ce plasma fierbinte se mișcă de-a lungul liniilor magnetice în atmosfera Soarelui.
• Spot - O pată solară (trans. Sunspots) - Acestea sunt locuri de pe suprafața Soarelui în care câmpurile magnetice trec prin suprafața Soarelui și temperatura este mai scăzută, adesea într-o buclă.
• Particule energetice (trans. Particule energetice) - Vin de la suprafața Soarelui, ca urmare, se creează vântul solar. În furtunile solare, viteza lor atinge viteza luminii.
• Raze X (trans. Raze X) - raze invizibile pentru ochiul uman, formate în timpul erupțiilor asupra Soarelui.
• Pete luminoase și regiuni magnetice de scurtă durată (trans. Pete luminoase și regiuni magnetice de scurtă durată) - Din cauza diferențelor de temperatură, pe suprafața Soarelui apar pete luminoase și slabe.

Nu există nicio îndoială că în perioada timpurie de după Big Bang, universul minuscul, foarte fierbinte, s-a extins și s-a răcit până când protonii și neutronii au putut să se combine între ei pentru a forma nuclee atomice. Ce nuclee au fost obținute și în ce proporție? Aceasta este o problemă foarte interesantă pentru cosmologi (oamenii de știință preocupați de originile universului), problemă care ne va readuce în cele din urmă la luarea în considerare a novelor și supernovelor. Așa că să ne uităm la asta în detaliu.

Nucleele atomice au o serie de varietăți. Pentru a înțelege aceste varietăți, ele sunt clasificate în funcție de numărul de protoni prezenți în aceste nuclee. Acest număr variază de la 1 la 100 sau mai mult.

Fiecare proton are o sarcină electrică de +1. Celelalte particule prezente în nuclee sunt neutroni, care nu au sarcină electrică. Prin urmare, sarcina electrică totală a unui nucleu atomic este egală cu numărul de protoni conținuti în acesta. Un nucleu care conține un proton are o sarcină de +1, un nucleu cu doi protoni are o sarcină de +2, un nucleu cu cincisprezece protoni are o sarcină de +15 și așa mai departe.Numărul de protoni dintr-un nucleu dat (sau un număr care exprimă sarcina electrică a nucleului) se numește număr atomic .

Universul se răcește din ce în ce mai mult, iar fiecare nucleu este deja capabil să prindă un anumit număr de electroni. Fiecare electron are o sarcină electrică de -1 și, deoarece sarcinile opuse se atrag, electronul încărcat negativ tinde să rămână aproape de nucleul încărcat pozitiv. În condiții normale, numărul de electroni care poate fi deținut de un singur nucleu este egal cu numărul de protoni din acest nucleu. Când numărul de protoni din nucleu este egal cu numărul de electroni care îl înconjoară, sarcina electrică totală a nucleului și a electronilor este zero, iar combinația lor dă un atom neutru. Numărul de protoni sau electroni corespunde numărului atomic.

O substanță care este formată din atomi cu același număr atomic se numește element. De exemplu, hidrogenul este un element format din atomi ale căror nuclee conțin un proton și un electron în apropierea acestuia. Un astfel de atom este numit „atom de hidrogen”, iar nucleul unui astfel de atom este numit „nucleu de hidrogen”. Astfel, numărul atomic al hidrogenului este 1. Heliul este format din atomi de heliu care conțin nuclee cu doi protoni, deci numărul atomic al heliului este 2. În mod similar, litiul are un număr atomic de 3, beriliu - 4, bor - 5, carbon - 6, azot - 7, oxigen - 8 etc.

Cu ajutorul analizei chimice a atmosferei, oceanului și solului Pământului, s-a stabilit că există 81 de elemente stabile, adică 81 de elemente care nu vor suferi nicio modificare în condițiile naturale pe termen nelimitat.

Cel mai puțin complex atom de pe Pământ (de fapt) este atomul de hidrogen. Creșterea numărului atomic ne va conduce la cel mai complex atom stabil de pe Pământ. Acesta este un atom de bismut cu un număr atomic de 83, adică fiecare nucleu de bismut conține 83 de protoni.

Întrucât sunt în total 81 de elemente stabile, două numere trebuie omise din lista numerelor atomice și așa este: atomii cu 43 de protoni și 61 de protoni sunt instabili, elementele cu numerele atomice 43 și 61 care au fost supuse analizei chimice nu sunt. găsite în materiale naturale.

Acest lucru, însă, nu înseamnă că elementele cu numere atomice 43 și 61, sau cu numere mai mari de 83, nu pot exista temporar. Acești atomi sunt instabili, așa că mai devreme sau mai târziu, în unul sau mai mulți pași, se vor descompune în atomi care rămân stabili. Acest lucru nu se întâmplă neapărat instantaneu, dar poate dura mult timp. Toriul (numărul atomic 90) și uraniul (numărul atomic 92) necesită miliarde de ani de dezintegrare atomică pentru a deveni atomi de plumb stabili (numărul atomic 82).

De fapt, pentru toate miliardele lungi de ani de existență a Pământului, doar o parte din toriu și uraniu, care erau prezente inițial în structura sa, au reușit să se descompună. Aproximativ 80% din toriul inițial și 50% din uraniu au scăpat de degradare și astăzi se găsesc încă în rocile de pe suprafața pământului.

Deși toate cele 81 de elemente stabile (plus toriu și uraniu) sunt prezente în scoarța terestră (straturile sale superioare), dar în cantități diferite. Cele mai frecvente sunt oxigenul (numărul atomic 8), siliciul (14), aluminiul (13) și fierul (26). Oxigenul reprezintă 46,6% din scoarța terestră, siliciu - 27,7%, aluminiu - 8,13%, fier -5%. Aceste patru formează aproape șapte optimi din scoarța terestră, o optime - toate celelalte elemente.

Desigur, aceste elemente există rareori în forma lor pură. Amestecându-se, ele tind să se conecteze între ele. Aceste combinații (sau combinații de elemente) de atomi se numesc compuși. Atomii de siliciu și oxigen se leagă unul de celălalt într-un mod foarte capricios, la acest compus (siliciu/oxigen) atomi de fier, aluminiu și alte elemente se unesc ici și colo. Astfel de compuși - silicații - sunt roci obișnuite, din care constă în principal scoarța terestră.

Deoarece atomii de oxigen înșiși sunt mai ușori decât alte elemente cele mai comune ale scoarței terestre, masa totală de oxigen conține mai mulți atomi decât o masă similară a altor elemente. Pentru fiecare 1000 de atomi ai scoarței terestre sunt 625 de atomi de oxigen, 212 de siliciu, 65 de aluminiu și 19 de fier, adică 92% din atomii scoarței terestre cad, într-un fel sau altul, pe aceste patru elemente.

Scoarța terestră nu este o probă de testare a Universului și chiar a Pământului în ansamblu. Se spune că „nucleul” Pământului (regiunea centrală care cuprinde o treime din masa planetei) este compus aproape în întregime din fier. Dacă luăm în considerare acest lucru, atunci fierul reprezintă 38% din masa întregului Pământ, oxigenul - 28%, siliciul - 15%. Al patrulea element cel mai abundent poate fi mai degrabă magneziul decât aluminiul, care reprezintă până la 7% din masa pământului. Aceste patru elemente alcătuiesc împreună șapte optimi din masa întregului Pământ. Apoi, pentru fiecare 1000 de atomi în general pe Pământ există 480 de atomi de oxigen, 215 de fier, 150 de siliciu și 80 de magneziu, adică împreună acești patru reprezintă 92,5% din toți atomii Pământului. Dar Pământul nu este o planetă tipică în sistemul solar. Poate că Venus, Mercur, Marte și Luna, foarte asemănătoare cu Pământul în structura lor, sunt compuse din materiale pietroase și, la fel ca Venus și Mercur, au un nucleu bogat în fier. Într-o oarecare măsură, același lucru este valabil și pentru sateliți și unii asteroizi, dar toate aceste lumi stâncoase (cu sau fără nuclee de fier) ​​nu reprezintă jumătate din masa totală a tuturor obiectelor care orbitează Soarele. Restul de 99,5% din masa sistemului solar (fără masa Soarelui) aparține celor patru planete gigantice: Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun. Doar Jupiter (cel mai mare dintre toate) reprezintă mai mult de 70% din masa totală.

Se presupune că Jupiter are un miez de metal stâncos relativ mic. Structura planetei gigantice, judecând după datele spectroscopiei și mostrele planetelor, constă din hidrogen și heliu. Acest lucru pare să fie valabil și pentru alte planete gigantice.

Dar să ne întoarcem la Soare, a cărui masă este de 500 de ori masa tuturor corpurilor planetare combinate - de la Jupiter până la o mică bucată de praf; vom constata (în principal datorită spectroscopiei) că volumul său este umplut cu același hidrogen și heliu. De fapt, aproximativ 75% din masa sa cade pe hidrogen, 22% pe heliu și 3% sunt toate celelalte elemente combinate. Compoziția cantitativă a atomilor Soarelui va fi astfel încât pentru fiecare 1000 de atomi de Soare există 920 de atomi de hidrogen și 80 de atomi de heliu. Mai puțin de un atom dintr-o mie reprezintă toate celelalte elemente.

Fără îndoială, Soarele are partea leului din masa întregului sistem solar și nu ne vom înșela foarte mult când decidem că compoziția sa elementară este reprezentativă pentru întregul sistem în ansamblu. Majoritatea covârșitoare a stelelor seamănă cu Soarele prin compoziția lor elementară. În plus, se știe că gazele rarefiate care umplu spațiul interstelar și intergalactic sunt, de asemenea, în principal hidrogen și heliu.

Prin urmare, putem concluziona că din 1000 de atomi ai întregului Univers, 920 sunt hidrogen, 80 sunt heliu și mai puțin de unu este orice altceva.

HIDROGEN ȘI HELIU

De ce este asta? Este universul hidrogen-heliu legat de Big Bang? Evident ca da. Cel puțin în ceea ce privește sistemul de raționament al lui Gamow, un sistem îmbunătățit, dar fundamental neschimbat.

Iată cum funcționează. Foarte curând după Big Bang, într-o fracțiune de secundă, universul în expansiune s-a răcit până la punctul în care s-au format constituenții atomilor cunoscuți de noi: protoni, neutroni și electroni. În condițiile temperaturii enorme care încă mai predomina la acea vreme, nu putea exista nimic mai complicat. Particulele nu s-au putut conecta între ele: la o astfel de temperatură, chiar ciocnindu-se, au sărit imediat în direcții diferite.

Acest lucru rămâne valabil în ciocnirile proton-proton sau neutron-neutron, chiar și la temperaturi mult mai scăzute, cum ar fi temperatura universului actual. Cu toate acestea, pe măsură ce temperatura din primele etape ale evoluției universului a continuat să scadă, a venit un moment în care, în ciocnirile proton-neutron, a devenit posibil ca două particule să se mențină împreună. Ele sunt ținute împreună de așa-numita forță puternică, cea mai puternică dintre cele patru forțe cunoscute.

Protonul-1 este nucleul hidrogenului, așa cum sa discutat mai devreme în acest capitol. Dar combinația proton-neutron este, de asemenea, un nucleu de hidrogen, deoarece are un proton, ceea ce este tot ce este necesar pentru a fi calificat ca nucleu de hidrogen. Aceste două tipuri de nuclee de hidrogen (proton și proton - neutron) se numesc izotopi de hidrogen și sunt definite în funcție de numărul total de particule pe care le includ. Un proton cu o singură particulă este nucleul hidrogen-1. Combinația proton-neutron, care include doar două particule, este nucleul hidrogen-2.

La temperaturile ridicate ale universului timpuriu, când s-au format diverse nuclee, nucleul de hidrogen-2 nu era foarte stabil. A căutat fie să se descompună în protoni și neutroni separați, fie să se combine cu particule suplimentare, cu formarea ulterioară a nucleelor ​​mai complexe (dar poate mai stabile). Un nucleu de hidrogen-2 se poate ciocni și se poate alătura unui proton, formând un nucleu compus din doi protoni și un neutron. În această combinație, există doi protoni și obținem un nucleu de heliu și, deoarece există trei particule în nucleu, acesta este heliu-3.

Dacă hidrogenul-2 se ciocnește și se închide cu un neutron, se formează un nucleu, format dintr-un proton și doi neutroni (din nou, trei particule împreună). Rezultatul este hidrogen-3.

Hidrogenul-3 este instabil la orice temperatură, chiar și la temperatura scăzută a universului modern, așa că suferă schimbări eterne chiar dacă este liber de influența altor particule sau de ciocniri cu acestea. Unul dintre cei doi neutroni din nucleul hidrogenului-3 se transformă mai devreme sau mai târziu într-un proton, iar hidrogenul-3 devine heliu-3. În condițiile actuale, această schimbare nu este prea rapidă: jumătate din nucleele de hidrogen-3 se transformă în heliu-3 în puțin peste doisprezece ani. La temperaturile enorme ale universului timpuriu, această schimbare a fost, fără îndoială, mai rapidă.

Deci, acum avem trei tipuri de nuclee care sunt stabile în condiții moderne: hidrogen-1, hidrogen-2 și heliu-3.

Particulele de heliu-3 se leagă unele de altele chiar mai slab decât particulele de hidrogen-2, și mai ales la temperaturile ridicate ale universului timpuriu, heliul-3 are o tendință puternică de a se descompune sau de a se modifica prin adăugarea suplimentară de particule.

Dacă heliul-3 s-ar întâmpla să se lovească de un proton și ar trebui să se alăture acestuia, atunci am avea un nucleu format din trei protoni și un neutron. Ar fi litiu-4, care este instabil la orice temperatură, deoarece chiar și la temperatura rece a suprafeței pământului, unul dintre protonii săi se transformă rapid într-un neutron. Rezultatul este o combinație de doi protoni - doi neutroni sau heliu-4.

Heliul-4 este un nucleu foarte stabil, cel mai stabil la temperaturi obișnuite, cu excepția unui singur proton care formează hidrogen-1. Odată format, nu are aproape nicio tendință de descompunere, chiar și la temperaturi foarte ridicate.

Dacă heliul-3 se ciocnește și se combină cu un neutron, heliul-4 se formează imediat. Dacă două nuclee de hidrogen-2 se ciocnesc și fuzionează, se formează din nou heliu-4. Dacă heliul-3 se ciocnește cu hidrogenul-2 sau cu alt heliu-3, se formează heliu-4, iar particulele în exces sunt eliminate ca protoni și neutroni individuali. Astfel, heliul-4 se formează în detrimentul hidrogenului-2 și a heliului-3.

De fapt, când Universul s-a răcit la o temperatură la care protonii și neutronii, atunci când sunt combinați, ar putea construi nuclee mai complexe, atunci primul astfel de nucleu, format în cantități mari, a fost tocmai heliul-4.

Pe măsură ce universul a continuat să se extindă și să se răcească, hidrogenul-2 și heliul-3 au devenit din ce în ce mai puțin dispuși să se schimbe, iar unele dintre ele au fost, ca să spunem așa, înghețate până la o existență neschimbată. În prezent, doar un atom de hidrogen din 7.000 este hidrogen-2; heliul-3 este și mai rar - doar un atom de heliu la milion. Așadar, fără a ține cont de hidrogen-2 și heliu-3, putem spune că la scurt timp după ce universul s-a răcit suficient, a fost format din nuclee de hidrogen-1 și heliu-4. Astfel, masa Universului era compusă din 75% hidrogen-1 și 25% heliu-4.

De-a lungul timpului, în locurile în care temperatura a fost suficient de scăzută, nucleele au atras electroni încărcați negativ, care erau ținuți de nucleele încărcate pozitiv prin forța interacțiunii electromagnetice - a doua cea mai puternică dintre cele patru interacțiuni. Un singur proton al nucleului de hidrogen-1 asociat cu un electron și doi protoni ai nucleului de heliu-4 asociați cu doi electroni. Așa s-au format atomii de hidrogen și heliu. În termeni cantitativi, pentru fiecare 1.000 de atomi din univers, există 920 de atomi de hidrogen-1 și 80 de atomi de heliu-4.

Aceasta este explicația pentru universul hidrogen-heliu. Dar stai putin! Dar atomii mai grei decât heliul și cu greutăți atomice mai mari? (Să colectăm toți atomii care conțin mai mult de patru particule în nuclee sub semnul „atomi grei”). Există foarte puțini atomi grei în univers, dar ei există. Cum au apărut? Logica dictează că, deși heliul-4 este foarte stabil, are totuși o ușoară tendință de a se combina cu un proton, neutron, hidrogen-2, heliu-3 sau alt heliu-4, formând cantități mici de diverși atomi grei; aceasta este sursa a aproximativ 3% din masa universului de astăzi, constând din acești atomi.

Din păcate, acest răspuns nu va rezista controlului. Dacă heliul-4 s-ar ciocni cu hidrogenul-1 (un proton) și s-ar combina, ar apărea un nucleu cu trei protoni și doi neutroni. Ar fi litiu-5. Dacă heliul-4 s-ar ciocni și s-ar fuziona cu un neutron, rezultatul ar fi un nucleu cu doi protoni și trei neutroni, sau heliu-5.

Nici litiul-5, nici heliul-5, chiar formați în condițiile universului nostru răcit, nu vor supraviețui mai mult de câteva trilioane de trilioane de secundă. În această perioadă de timp se vor descompune fie în heliu-4, fie într-un proton sau neutron.

Posibilitatea unei coliziuni și fuziune a heliului-4 cu hidrogen-2 sau heliu-3 este foarte evazivă, având în vedere cât de rare sunt ultimele două nuclee în amestecul primordial. Orice atomi grei care s-ar fi putut forma în acest fel sunt prea puțini pentru a explica atât de mulți dintre atomii care există astăzi. Este mai posibil să combinați un nucleu de heliu-4 cu un alt nucleu de heliu-4. Un astfel de nucleu dublu, format din patru protoni și patru neutroni, ar trebui să devină beriliu-8. Cu toate acestea, beriliul este un alt nucleu extrem de instabil: chiar și în condițiile universului nostru actual, el există pentru mai puțin de câteva sutimi de trilionime de secundă. Odată format, se împarte imediat în două nuclee de heliu-4.

Desigur, ceva sensibil s-ar întâmpla dacă trei nuclee de heliu-4 se întâlnesc într-o coliziune „în trei căi” și s-ar lipi unul de celălalt. Dar speranța că acest lucru se va întâmpla într-un mediu în care heliul-4 este înconjurat de hidrogen-1 care îl domină este prea mică pentru a fi luată în considerare.

Prin urmare, în momentul în care universul s-a extins și s-a răcit până la punctul în care formarea nucleelor ​​complexe s-a încheiat, doar hidrogenul-1 și heliul-4 sunt din abundență. Dacă neutronii liberi rămân, ei se descompun în protoni (hidrogen-1) și electroni. Nu se formează atomi grei.

Într-un astfel de univers, norii de hidrogen-heliu gazos se despart în mase de dimensiuni galactice, iar acestea din urmă se condensează în stele și planete gigantice. Drept urmare, atât stelele, cât și planetele gigantice sunt compuse aproape în întregime din hidrogen și heliu. Și are rost să vă faceți griji pentru unii atomi grei dacă aceștia reprezintă doar 3% din masă și mai puțin de 1% din numărul de atomi existenți?

Are sens! Acest 3% trebuie explicat. Nu trebuie să neglijăm cantitatea neglijabilă de atomi grei din stele și planete gigantice, deoarece o planetă ca Pământul este compusă aproape exclusiv din atomi grei. Mai mult, în corpul uman și la ființele vii în general, hidrogenul reprezintă doar 10% din masă, iar heliul este complet absent. Toate restul de 90% din masă sunt atomi grei.

Cu alte cuvinte, dacă universul ar fi rămas neschimbat la scurt timp după Big Bang și procesul de formare a nucleelor ​​ar fi fost finalizat, planete precum Pământul și viața însăși de pe el, într-o anumită formă, ar fi complet imposibile.

Înainte ca tu și cu mine să putem apărea în această lume, mai întâi trebuiau formați atomi grei. Dar cum?

SURGEREA DIN STELE

De fapt, acesta nu mai este un mister pentru noi, din moment ce am vorbit deja despre modul în care se formează nucleele în adâncurile stelelor. În Soarele nostru, de exemplu, în regiunile sale centrale, hidrogenul este transformat continuu în heliu (fuziunea hidrogenului, care servește ca sursă de energie a Soarelui. Fuziunea hidrogenului se realizează și în toate celelalte stele din secvența principală).

Dacă aceasta ar fi singura transformare posibilă și această transformare ar fi fost destinată să dureze la nesfârșit la ritmul actual, atunci tot hidrogenul ar fi sintetizat și Universul ar fi format din heliu pur timp de aproximativ 500 de miliarde de ani (de 30 - 40 de ori vârsta Universului nostru). ). Cu toate acestea, aspectul atomilor masivi nu este clar.

Atomii masivi, după cum știm acum, își au originea în miezul stelar. Dar se nasc doar atunci când este timpul ca o astfel de stea să părăsească secvența principală. În acest moment climateric, nucleul este atât de dens și fierbinte încât nucleele de heliu-4 se ciocnesc între ele cu cea mai mare viteză și frecvență. Din când în când, trei nuclee de heliu-4 se ciocnesc și se contopesc într-un singur nucleu stabil, format din șase protoni și șase neutroni. Este carbon-12.

Cum se poate produce o triplă coliziune în miezul unei stele acum și nu în perioada imediat după Big Bang?

Ei bine, în nucleele stelelor care se pregătesc să părăsească secvența principală, temperatura atinge aproximativ 100.000.000 °C sub o presiune enormă. Astfel de temperaturi și presiuni sunt, de asemenea, inerente unui univers foarte tânăr. Dar nucleul unei stele are un avantaj major: este mult mai ușor să aibă loc o triplă coliziune cu heliu-4 dacă nu există alte nuclee în nucleul stelei, în afară de nucleele de hidrogen-1, care transportă nuclee de heliu-4.

Aceasta înseamnă că în interiorul stelelor s-au format nuclee grele de-a lungul istoriei Universului, în ciuda faptului că astfel de nuclee nu s-au format imediat după Big Bang. Mai mult, atât astăzi, cât și în viitor, în nucleele stelelor se vor forma nuclee grele. Și nu numai nucleele de carbon, ci toate celelalte nuclee masive, inclusiv fierul, care, așa cum s-a spus, este sfârșitul proceselor normale de fuziune în stele.

Și totuși rămân două întrebări: 1) cum se răspândesc în Univers nucleele grele, apărute în centrele stelelor, în așa fel încât să fie atât pe Pământ, cât și în noi înșine? 2) cum reușesc să se formeze elementele cu nuclee mai masive decât nucleele de fier? La urma urmei, cel mai masiv nucleu stabil de fier este fierul-58, format din 26 de protoni și 32 de neutroni. Și totuși există nuclee și mai grele pe Pământ, până la uraniu-238, care are 92 de protoni și 146 de neutroni.

Să ne uităm mai întâi la prima întrebare. Există procese care contribuie la răspândirea materialului stelar în Univers?

Exista. Și pe unele dintre ele le putem simți clar studiind propriul nostru Soare.

Pentru ochiul liber (cu măsurile de precauție necesare), Soarele poate părea a fi o sferă strălucitoare calmă, fără trăsături, dar știm că se află într-o stare de furtună perpetuă. Temperaturile uriașe din interiorul său provoacă mișcări convective în straturile superioare (ca într-o oală cu apă pe cale să fiarbă). Materia solară se ridică continuu ici și colo, spargând suprafața, prin urmare suprafața Soarelui este acoperită cu „granule”, care sunt coloane convective pentru aceasta. (O astfel de granulă arată foarte mică în fotografiile suprafeței solare, dar în realitate are suprafața unui stat american sau european decent.)

Materialul convectiv se extinde și se răcește pe măsură ce se ridică și, odată ajuns la suprafață, tinde să coboare din nou pentru a face loc unui nou flux, mai fierbinte.

Acest ciclu etern nu se oprește o clipă, el ajută la transferul de căldură de la miez la suprafața Soarelui. De la suprafață, energia este eliberată în spațiu sub formă de radiație, cea mai mare parte este lumina pe care o vedem și de care depinde viața însăși de pe Pământ.

Procesul de convecție poate duce uneori la evenimente extraordinare pe suprafața stelei, când nu numai radiația scapă în spațiu, ci și grămezi întregi de materie solară reală sunt ejectate.

În 1842, a fost observată o eclipsă totală de Soare în sudul Franței și nordul Italiei. La acea vreme, eclipsele erau rareori studiate în detaliu, deoarece aveau loc de obicei în zone îndepărtate de marile observatoare astronomice, iar călătoria pe distanțe lungi cu o încărcătură completă de echipamente speciale nu era deloc ușoară. Dar eclipsa din 1842 a trecut în apropierea centrelor astronomice ale Europei de Vest, iar astronomii cu instrumentele lor s-au adunat cu toții acolo.

Pentru prima dată s-a observat că în jurul marginii solare există niște obiecte roșii, de culoare violet, care au devenit clar vizibile când discul Soarelui a fost acoperit de Lună. Părea ca niște jeturi de material solar aruncate în spațiu, iar aceste limbi de foc erau numite „proeminențe”.

O vreme, astronomii încă au ezitat dacă aceste proeminențe aparțineau Lunii sau Soarelui, dar în 1851 a avut loc o altă eclipsă, de data aceasta observată în Suedia, iar observarea atentă a arătat că proeminențele sunt un fenomen, solar, iar Luna a avut loc. nimic de-a face cu ei.

De atunci, proeminențele au fost studiate în mod regulat și acum pot fi observate cu instrumente adecvate în orice moment. Nu trebuie să așteptați o eclipsă totală pentru a face acest lucru. Unele proeminențe se ridică într-un arc puternic și ating înălțimi de zeci de mii de kilometri deasupra suprafeței Soarelui. Altele explodează în sus cu o viteză de 1300 km/s. Deși proeminențele sunt cel mai spectaculos fenomen observat la suprafața Soarelui, ele încă nu transportă cea mai mare energie.

În 1859, astronomul englez Richard Carrington (1826-1875) a observat un punct de lumină în formă de stea sclipind pe suprafața soarelui, care a ars timp de cinci minute și apoi a dispărut. A fost prima observare înregistrată a ceea ce numim acum o erupție solară. Carrington însuși a crezut că un meteorit mare a căzut pe Soare.

Observația lui Carrington nu a atras atenția până când astronomul american George Hale a inventat spectrohelioscopul în 1926. Acest lucru a făcut posibilă observarea Soarelui în lumina unor lungimi de undă speciale. Erupțiile solare sunt considerabil bogate în anumite lungimi de undă de lumină, iar când Soarele este văzut la aceste lungimi de undă, erupțiile sunt văzute foarte luminos.

Acum știm că erupțiile solare sunt obișnuite, sunt asociate cu pete solare, iar când există multe pete solare pe Soare, erupții mici apar la fiecare câteva ore, iar altele mai mari după câteva săptămâni.

Erupțiile solare sunt explozii de înaltă energie pe suprafața solară, iar acele părți ale suprafeței care ard sunt mult mai fierbinți decât alte zone din jurul lor. O erupție care acoperă chiar și o miime din suprafața Soarelui poate emite mai multe radiații de înaltă energie (UV, raze X și chiar raze gamma) decât ar trimite întreaga suprafață normală a Soarelui.

Deși proeminențele arată foarte impresionant și pot exista câteva zile, Soarele pierde foarte puțină materie prin ele. Flash-ul este o chestiune complet diferită. Sunt mai puțin vizibile, multe dintre ele durează doar câteva minute, chiar și cele mai mari dintre ele dispar complet după câteva ore, dar au o energie atât de mare încât împușcă materie în spațiu; această chestiune este pierdută pentru totdeauna de soare.

Acest lucru a început să fie înțeles în 1843, când astronomul german Samuel Heinrich Schwabe (1789–1875), care a observat soarele zilnic timp de șaptesprezece ani, a raportat că numărul de pete solare de pe suprafața sa a crescut și a scăzut pe o perioadă de aproximativ unsprezece ani.

În 1852, fizicianul englez Edward Sabin (1788–1883) a observat că perturbările în câmpul magnetic al pământului („furtuni magnetice”) cresc și scad în același timp cu ciclul petelor solare.

La început a fost doar o declarație statistică, pentru că nimeni nu știa care ar putea fi legătura. Cu toate acestea, de-a lungul timpului, când au început să înțeleagă natura energetică a erupțiilor solare, a fost descoperită o conexiune. La două zile după ce o mare erupție solară a izbucnit în apropierea centrului discului solar (aceasta era astfel direct în fața Pământului), acele busolei de pe Pământ au devenit necinstite, iar aurora boreală a căpătat un aspect complet neobișnuit.

Această așteptare de două zile a avut foarte mult sens. Dacă aceste efecte ar fi cauzate de radiația solară, atunci intervalul de timp dintre focar și consecințele sale ar fi de opt minute: radiația solară zboară spre Pământ cu viteza luminii. Însă întârzierea de două zile a însemnat că oricare ar fi „făinatorul de probleme” care provoacă aceste efecte, acesta trebuie să se deplaseze de la Soare pe Pământ cu o viteză de aproximativ 300 km/h. Bineînțeles, este și rapid, dar în niciun caz nu este proporțional cu viteza luminii. O astfel de viteză poate fi așteptată de la particulele subatomice. Aceste particule, ejectate ca urmare a evenimentelor solare în direcția Pământului, transportau sarcini electrice și, trecând pe lângă Pământ, ar fi trebuit să afecteze în acest fel acele busolei și aurora boreală. Când ideea particulelor subatomice ejectate de Soare a fost înțeleasă și preluată, o altă caracteristică a Soarelui a început să devină clară.

Când Soarele se află într-o stare de eclipsă totală, atunci cu un simplu ochi poți vedea o strălucire de culoarea perlei în jurul lui, în centru, în locul Soarelui, se află discul negru al Lunii înnorate. Această strălucire (sau luminozitate) este coroana solară, care și-a primit numele de la cuvântul latin corona - o coroană (coroana înconjoară Soarele cu un fel de coroană radiantă, sau aureolă).

Eclipsa de soare menționată din 1842 a dus la începutul studiului științific al proeminențelor. Apoi, pentru prima dată, coroana a fost examinată cu atenție. S-a dovedit că și ea aparține Soarelui, nu Lunii. Din 1860, fotografia, și mai târziu spectroscopia, a fost implicată în cercetarea corona.

În 1870, în timpul unei eclipse de soare din Spania, astronomul american Charles Young (1834–1908) a studiat pentru prima dată spectrul coroanei. În spectru, el a găsit o linie verde strălucitoare care nu corespundea cu poziția vreunei linii cunoscute a niciunuia dintre elementele cunoscute. Au fost descoperite și alte linii ciudate, iar Young a presupus că reprezintă un element nou și l-a numit „corony”.

La ce folosește această „coronie”, numai și tot ce există un fel de linie spectrală. Până atunci, nu, până când a fost descrisă natura structurii atomului. S-a dovedit că fiecare atom este format dintr-un nucleu greu în centru, înconjurat de unul sau mai mulți electroni ușori la periferie. De fiecare dată când un electron părăsește un atom, liniile spectrale produse de acel atom se schimbă. Chimiștii puteau distinge spectrul atomilor care pierduseră doi sau trei electroni, dar tehnica de îndepărtare a unui număr mare de electroni și de studiere a spectrului în aceste condiții nu le era încă disponibilă.

În 1941, Bengt Edlen a reușit să demonstreze că „coronium” nu este deloc un element nou. Elementele obișnuite - fier, nichel și calciu lasă exact aceleași linii, dacă le luați o duzină de electroni. Deci „coroniul” era un element obișnuit căruia îi lipseau mulți electroni.

Un deficit atât de mare de electroni ar putea fi cauzat doar de temperaturi excepțional de ridicate, iar Edlen a sugerat că coroana solară ar trebui să fie la o temperatură de unul sau două milioane de grade. La început acest lucru a fost întâmpinat cu o neîncredere generală, dar în cele din urmă, când a venit ora tehnologiei rachetelor, s-a constatat că corona solară emite raze X, iar acest lucru nu putea avea loc decât la temperaturile prezise de Edlen.

Deci, corona este atmosfera exterioară a Soarelui, alimentată continuu de materie aruncată de erupțiile solare. Corona este o materie extrem de radiantă, atât de rarefiată încât există mai puțin de un miliard de particule într-un centimetru cub, ceea ce reprezintă aproximativ o trilionime din densitatea atmosferei terestre la nivelul mării.

De fapt, acesta este un adevărat vid. Energia ejectată de pe suprafața Soarelui de erupțiile sale, câmpurile magnetice și vibrațiile sonice uriașe de la curenții convectivi care urlă neîncetat este distribuită într-un număr relativ mic de particule. Deși toată căldura conținută în coroană este mică (având în vedere volumul său echitabil), cantitatea de căldură deținută de fiecare dintre aceste câteva particule este destul de mare și această „căldură per particulă” este cea care se înțelege prin temperatura măsurată.

Particulele corona sunt atomi individuali ejectați în exterior de pe suprafața solară, ai căror electroni au fost luați majoritatea sau toți din cauza temperaturilor ridicate. Deoarece Soarele este format în mare parte din hidrogen, majoritatea acestor particule sunt nuclee de hidrogen sau protoni. Hidrogenul este urmat cantitativ de nuclee de heliu. Numărul tuturor celorlalte nuclee mai grele este destul de neglijabil. Și deși unele nuclee grele provoacă celebrele linii de coronium, ele sunt prezente doar sub formă de urme.

Particulele corona se îndepărtează de Soare în toate direcțiile. Pe măsură ce se răspândesc, corona ocupă tot mai mult volum și devine mai rarefiată. Drept urmare, lumina ei slăbește din ce în ce mai mult, până când la o oarecare distanță de Soare dispare complet.

Cu toate acestea, însuși faptul că corona slăbește până când dispare complet pentru ochii observatorului nu înseamnă că ea nu continuă să existe sub forma unor particule care se repetă în spațiu. Fizicianul american Eugene Parker (n. 1927) în 1959 a numit aceste particule rapide vântul solar.

Vântul solar, în expansiune, ajunge la cele mai apropiate planete și trece și mai departe. Testele cu rachete au arătat că vântul solar este detectabil dincolo de orbita lui Saturn și este probabil să fie detectabil chiar și dincolo de orbitele lui Neptun și Pluto.

Cu alte cuvinte, toate planetele care se învârt în jurul Soarelui se mișcă în cea mai largă atmosferă a sa. Cu toate acestea, această atmosferă este atât de rarefiată încât nu afectează în niciun fel mișcarea planetelor.

Și totuși vântul solar nu este un lucru atât de fantomatic încât să nu se manifeste în multe feluri. Particulele vântului solar sunt încărcate electric, iar aceste particule, captate de câmpul magnetic al Pământului, formează „centri Van Allen” care aprind aurora, confundă busolele și echipamentele electronice. Erupțiile solare amplifică vântul solar pentru un moment și măresc mult intensitatea acestor efecte pentru o perioadă.

În vecinătatea Pământului, particulele de vânt solar se repetă cu o viteză de 400-700 km/s, iar numărul lor în 1 cm 3 variază de la 1 la 80. Dacă aceste particule ar atinge suprafața pământului, ar avea cel mai dăunător efect. asupra tuturor viețuitoarelor, din fericire, suntem protejați de câmpul magnetic al Pământului și de atmosfera acestuia.

Cantitatea de materie pierdută de Soare prin vântul solar este de 1 miliard de kg/s. După standardele umane, este îngrozitor de mult, pentru Soare este un simplu fleac. Soarele a fost pe secvența principală de aproximativ 5 miliarde de ani și va rămâne pe ea încă 5-6 miliarde de ani. Dacă în tot acest timp a pierdut și va continua să-și piardă masa cu vântul în ritmul actual, atunci pierderea totală a Soarelui pe întreaga perioadă a vieții sale ca stea din secvența principală va fi de 1/5 din a sa. masa.

Cu toate acestea, 1/5 din masa oricărei stele solide nu este o cantitate medie adăugată la cantitatea totală de materie care plutește în spațiile vaste dintre stele. Acesta este doar un exemplu al modului în care materia se poate îndepărta de stele și se poate alătura ofertei totale de gaz interstelar.

Soarele nostru nu este neobișnuit în acest sens. Avem toate motivele să credem că fiecare stea care nu s-a prăbușit încă trimite un vânt stelar.

Desigur, nu putem studia stelele în același mod în care studiem soarele, dar se pot face unele generalizări. Există, de exemplu, pitice roșii mici, reci, care, la intervale neregulate, arată brusc o creștere a luminozității, însoțită de o albire a luminii. Această amplificare durează de la câteva minute până la o oră și are astfel de caracteristici încât poate fi confundată cu un fulger pe suprafața unei stele mici.

Prin urmare, aceste pitice roșii sunt numite stele fulgerătoare.

O erupție, mai puțin slabă ca magnitudine decât o erupție solară, va dobândi un efect mult mai vizibil asupra unei stele mici. Dacă o erupție suficient de mare poate crește strălucirea Soarelui cu 1%, atunci aceeași erupție ar fi suficientă pentru a amplifica de 250 de ori lumina unei stele slabe.

Drept urmare, se poate dovedi că piticele roșii trimit un vânt stelar de o calitate foarte impresionantă.

Este posibil ca unele stele să emită vânturi stelare neobișnuit de puternice. Giganții roșii, de exemplu, au o structură exorbitant de întinsă, dintre care cele mai mari sunt de 500 de ori mai mari decât Soarele în diametru. Prin urmare, gravitația lor de suprafață este relativ mică, deoarece masa mare a uriașei gigante roșii abia este echilibrată de distanța neobișnuit de mare de la centru la suprafață. În plus, giganții roșii se apropie de sfârșitul existenței lor și se vor încheia odată cu prăbușirea acesteia. Prin urmare, sunt extrem de turbulente.

De aici se poate presupune că vârtejurile puternice transportă materia stelară, în ciuda atracției slabe de suprafață.

Marea gigantă roșie Betelgeuse este suficient de aproape de noi încât astronomii pot colecta câteva date despre ea. De exemplu, se crede că vântul stelar al lui Betelgeuse este de un miliard de ori mai puternic decât al soarelui. Chiar și ținând cont că masa lui Betelgeuse este de 16 ori mai mare decât cea a Soarelui, această masă la această rată de epuizare s-ar putea topi complet în aproximativ un milion de ani (dacă nu se prăbușește mult mai devreme).

Aparent, putem presupune că vântul solar al stelei noastre nu este prea departe de intensitatea medie a tuturor vânturilor stelare în general. Dacă presupunem că există 300 de miliarde de stele în galaxia noastră, atunci masa totală pierdută prin vântul stelar va fi de 3 x 1020 kg/s.

Aceasta înseamnă că la fiecare 200 de ani, o cantitate de materie egală cu masa Soarelui părăsește stelele în spațiul interstelar. Presupunând că galaxia noastră are 15 miliarde de ani și că vânturile solare au „suflat” la fel în acest timp, obținem că masa totală a materiei transferate de la stele în spațiu este egală cu masa a 75 de milioane de stele, precum Soarele nostru. , sau aproximativ 1/3 din masa galaxiei.

Dar vânturile stelare provin din straturile de suprafață ale stelelor, iar aceste straturi sunt în întregime (sau aproape în întregime) compuse din hidrogen și heliu. Prin urmare, vânturile stelare conțin în întregime (sau aproape în întregime) același hidrogen și heliu și nu introduc nuclee grele în amestecul galactic.

Nucleele grele se formează în centrul stelei și, fiind departe de suprafața stelare, rămân nemișcate în timpul formării vântului stelar.

Când există câteva urme de nuclee grele în straturile superioare ale structurii stelare (cum avem și la Soare), vântul stelar include în mod natural aceste câteva nuclee. Miezurile grele nu s-au format inițial în interiorul stelelor, ci au apărut acolo când steaua se formase deja. Ele au apărut din acțiunea unei surse externe pe care trebuie să o găsim.

IEȘIRE PRIN CATASTROF

Dacă vânturile stelare nu sunt mecanismul prin care nucleele grele sunt transportate din centrul unei stele în spațiul cosmic, atunci ne întoarcem la evenimentele violente care au loc atunci când o stea părăsește secvența principală.

Aici trebuie să tăiem imediat majoritatea stelelor.

Aproximativ 75-80% dintre stelele existente sunt mult mai mici decât Soarele. Ele rămân în secvența principală între 20 și 200 de miliarde de ani, în funcție de cât de mici sunt, ceea ce înseamnă că niciuna dintre micile stele care există astăzi nu a părăsit secvența principală. Chiar și cei mai vechi dintre ei, formați în zorii universului în primul miliard de ani după Big Bang, nu au avut încă timp să-și consume hidrogenul până la punctul în care ar trebui să părăsească secvența principală.

De asemenea, atunci când o stea mică părăsește secvența principală, o face în liniște. Din câte știm, cu cât steaua este mai mică, cu atât părăsește această secvență mai calmă. O stea mică (ca în general, toate stelele) se va extinde într-o gigantă roșie, dar în acest caz, această expansiune va duce la formarea unei mici giganți roșii. Probabil că va trăi mult mai mult decât alții, mai mare și mai vizibil, iar în cele din urmă, prăbușindu-se, se va transforma mai mult sau mai puțin liniștit într-o pitică albă, desigur, nu la fel de densă ca Sirius B.

Elementele grele formate în adâncurile unei stele mici (în principal carbon, azot și oxigen), rămânând în miezul său în timpul existenței sale în secvența principală, vor rămâne acolo după transformarea stelei într-o pitică albă. În niciun caz nu vor trece în depozitul de gaz interstelar în mai mult de o cantitate nesemnificativă. Cu excepția cazurilor foarte rare, elementele grele care provin din stele mici rămân în aceste stele la nesfârșit.

Stelele care au masa egală cu Soarele (și există 10-20% dintre ele) se prăbușesc și se transformă în pitici albe, rămânând în secvența principală doar 5 până la 15 miliarde de ani. Soarele nostru, care ar fi trebuit să fie în secvența principală de aproximativ 10 miliarde de ani, se află încă pe el, deoarece s-a format cu doar 5 miliarde de ani în urmă.

Stele asemănătoare soarelui, mai vechi decât Soarele nostru, până acum, probabil, au părăsit de mult secvența principală. Același lucru s-a întâmplat cu alte stele similare care au apărut în copilăria Universului nostru. Stele cu masă egală cu Soarele formează giganți roșii mai mari decât stelele mici, iar aceste giganți roșii, ajungând până la punctul de a deveni pitică albă, se prăbușesc mai violent decât aceste stele. Energia prăbușirii elimină vălurile superioare ale stelei și le transportă în spațiu, formând o nebuloasă planetară de tipul descris mai devreme.

Sarcina de expansiune a gazului formată în timpul prăbușirii unei stele în formă de soare poate conține de la 10 până la 20% din masa sa inițială. Cu toate acestea, această materie este îndepărtată de regiunile exterioare ale stelei și chiar și atunci când astfel de stele sunt pe punctul de a se prăbuși, aceste regiuni nu sunt, în esență, nimic mai mult decât un amestec de hidrogen și heliu.

Chiar și atunci când, ca urmare a turbulenței unei stele aflate în punctul de colaps, nucleele grele din interiorul acesteia sunt aduse la suprafață și aruncate în spațiu ca parte a unui flux de gaz, este încă o parte minusculă, abia vizibilă a acele nuclee grele care există în norii de gaz interstelari.

Dar, din moment ce ne-am oprit asupra modului în care se formează piticele albe, întrebarea este potrivită: ce se întâmplă în acele cazuri speciale când pitica albă nu înseamnă sfârșit, ci servește ca factor de distribuție a materiei în spațiu?

Mai devreme în această carte, am vorbit despre piticele albe ca parte a unui sistem binar apropiat, capabil să acumuleze materie în detrimentul unei stele însoțitoare care se apropie de stadiul unei gigante roșii. Din când în când, o parte din această materie de pe suprafața unei pitice albe este acoperită de o reacție nucleară, iar energia uriașă eliberată, aruncând cu forță produse de fuziune în spațiu, o face să se aprindă cu o nouă strălucire.

Dar materialul construit de pitica albă este în mare parte hidrogen și heliu din straturile exterioare ale gigantului roșu în expansiune. Reacția de fuziune transformă hidrogenul în heliu și este norul de heliu care zboară în spațiu în timpul exploziei.

Aceasta înseamnă că, în acest ultim caz, dacă nuclee grele au venit de la steaua însoțitoare sau s-au format în procesul de sinteză, atunci numărul lor este atât de neglijabil încât nu pot explica numeroasele nuclee grele care sunt împrăștiate în norii interstelari.

Cu ce ​​rămânem?

Singura sursă posibilă de nuclee grele este o supernova.

O supernova de tip 1, așa cum am explicat mai devreme, are loc pe același sol ca novele obișnuite: o pitică albă primește materie de la un însoțitor din apropiere pe cale să devină o gigantă roșie. Diferența este că aici pitica albă se află la limita de masă Chandrasekhar, astfel încât masa adăugată o împinge în cele din urmă dincolo de această limită. Pitica albă este sortită să se prăbușească. În același timp, în ea are loc o reacție nucleară puternică și explodează.

Întreaga sa structură, egală ca masă cu 1,4 mase solare, se sparge în praf și se transformă într-un nor de gaz în expansiune.

De ceva timp o observăm ca pe o supernovă, dar această radiație, foarte puternică în primul moment, dispare treptat. Tot ce rămâne este un nor de gaz care se extinde timp de milioane de ani până când se îmbină cu fundalul general al gazelor interstelare.

Când o pitică albă explodează, cantități uriașe de carbon, azot, oxigen și neon (dintre toate nucleele grele ale celor mai comune elemente) sunt împrăștiate în spațiu. În timpul exploziei în sine, are loc o reacție nucleară suplimentară, care are ca rezultat formarea unor cantități mici de nuclee chiar mai grele decât neonul. Desigur, doar câteva pitice albe sunt suficient de masive și suficient de apropiate de o stea însoțitoare mare pentru a deveni o supernovă de tip 1, dar pe parcursul celor 14 miliarde de ani de viață ai Galaxiei, au existat atât de multe astfel de explozii încât au putut mai mult. decât explică un număr semnificativ de nuclee grele, disponibile în gazul interstelar.

Restul nucleelor ​​grele există în mediul interstelar ca urmare a evoluției supernovelor de tip 2. Vorbim, după cum sa spus, despre stele masive care sunt de 10, 20 și chiar 60 de ori mai grele decât Soarele.

În stadiul existenței stelelor sub formă de giganți roșii, în nucleele acestora are loc fuziunea nucleară, care continuă până când acolo încep să se formeze nuclee de fier în număr mare. Formarea fierului este o fundătură dincolo de care fuziunea nucleară nu mai poate exista ca dispozitiv de producere a energiei. Prin urmare, steaua trece printr-un colaps.

Deși nucleul stelar conține straturi din ce în ce mai adânci de nuclee grele, până la nuclee de fier, regiunile exterioare ale stelei au încă cantități impresionante de hidrogen intact, niciodată expuse la temperaturi și presiuni ridicate care ar putea-o forța să intre într-o reacție nucleară.

Prăbușirea unei stele gigantice este atât de rapidă încât se confruntă cu o creștere bruscă și catastrofală atât a temperaturii, cât și a presiunii. Tot hidrogenul (și heliul, de asemenea), care până acum a fost netulburat, reacționează acum și totul deodată. Rezultatul este o explozie colosală pe care o observăm de pe Pământ ca o supernova de tip 2.

Energia eliberată în acest caz poate merge și ajunge la reacții nucleare capabile să formeze nuclee mai grele decât cele ale fierului. O astfel de formare a nucleelor ​​necesită un aflux de energie, dar în mijlocul furiei unei supernove, energia nu trebuie să fie ocupată... Așa se formează nucleele până la uraniu și mai grele. Există suficientă energie pentru formarea de nuclee radioactive (adică instabile), care se vor descompune în timp.

De fapt, toate nucleele grele care există în univers s-au format ca urmare a exploziilor de supernove de tip 2.

Desigur, astfel de stele masive, din care sigur va ieși o supernova de tip 2, nu sunt comune. Doar o stea dintr-un milion, sau poate chiar mai puțin, are suficientă masă pentru asta. Cu toate acestea, acesta nu este un caz atât de rar așa cum pare la prima vedere.

Astfel, în Galaxia noastră există zeci de mii de stele care sunt potențiale supernove de tip 2.

Deoarece stelele gigantice pot rămâne în secvența principală doar câteva milioane de ani cel mult, avem dreptul să ne întrebăm: de ce nu au explodat și nu au dispărut toate cu mult timp în urmă? Cert este că stele noi se formează tot timpul și unele dintre ele sunt stele cu o masă foarte mare. Supernovele de tip 2 pe care le observăm acum sunt erupțiile stelelor care s-au format cu doar câteva milioane de ani în urmă. Supernovele de tip 2, care vor avea loc în viitorul îndepărtat, vor fi explozii de stele mari care nu există încă în prezent. Poate vor fi supernove și altele mai grandioase. Până de curând, astronomii erau siguri că stelele cu o masă de 60 de ori mai mare decât soarele probabil nu există deloc. Se credea că astfel de stele din nucleul lor vor dezvolta atât de multă căldură încât vor exploda instantaneu, în ciuda gravitației uriașe.

Cu alte cuvinte, nici măcar nu s-ar putea forma niciodată.

Cu toate acestea, în anii 1980 s-a realizat că unele aspecte ale teoriei generale a relativității a lui Einstein nu au fost luate în considerare în aceste argumente. După ce aceste aspecte au fost luate în considerare în calculele astronomice, s-a dovedit că stelele de 100 de diametre solare și de 2000 de ori masa Soarelui ar putea fi încă stabile. Mai mult, mai multe observații astronomice au confirmat că astfel de stele supermasive există.

Desigur, stelele supermasive s-au prăbușit în cele din urmă și au explodat ca supernove, care au produs mult mai multă energie și pe o perioadă de timp mult mai lungă decât supernovele obișnuite. Aceste superexplozii ar trebui considerate aparent ca supernove de tip 3.

Aproximativ în aceeași perioadă, astronomul sovietic V.P.Utrobin a decis să studieze retrospectiv înregistrările astronomice din anii trecuți pentru a găsi acolo o supernovă, care prin natura sa ar fi o supernovă de tip 3. El a sugerat că o supernovă descoperită în 1901 în galaxia din constelația Perseus, exact așa este. În loc să atingă apogeul în zile sau săptămâni, această supernova a avut nevoie de un an întreg pentru a atinge luminozitatea maximă, după care a dispărut foarte lent, rămânând vizibilă timp de nouă ani următori.

Energia totală emisă de acesta a fost de 10 ori mai mare decât energia unei supernove obișnuite. Chiar și în timpul nostru, astronomii au crezut că acest lucru este fantastic și au fost în mod clar nedumeriți.

Astfel de stele supergrele sunt extrem de rare, dar numărul de nuclee grele pe care le produc este de o mie de ori sau mai mare decât numărul de nuclee produse de supernovele obișnuite. Aceasta înseamnă că contribuția nucleelor ​​grele la norii de gaz interstelar, făcute de stele supergrele, este foarte mare. În galaxia noastră, în timpul existenței sale, se pare că au existat 300 de milioane de explozii de diferite supernove (și un număr similar, ajustat pentru diferența de mărime, unul în celălalt), iar acest lucru este suficient pentru a explica rezervele de nuclee grele din gazul interstelar. , în straturile exterioare ale stelelor obișnuite (și în plus față de sistemul nostru planetar - în orice planetă).

Acum vedeți că, practic, întregul Pământ și noi toți suntem aproape în întregime compuși din atomi formați în interiorul stelelor (altele decât Soarele nostru) și dispersați în spațiu în timpul exploziilor timpurii de supernove. Nu putem indica atomii individuali și să spunem pe ce stea s-au născut și când anume au fost aruncați în spațiu, dar știm că s-au născut pe o stea îndepărtată și au venit la noi ca urmare a unei explozii în trecutul îndepărtat.

Noi și lumea noastră, așadar, nu avem originea doar din stele, ci și din stelele care explodează. Venim din supernove!

Note:

Partea cea mai interioară a centurii de radiații, cea mai apropiată de Pământ, „centrul Van Allen”, este formată din protoni și electroni care provin din dezintegrarea neutronilor care ies din straturile superioare ale atmosferei Pământului - Notă. ed.

Sursa de energie a soarelui

Cunoașterea este putere

ciclul carbonului

Cum se transformă hidrogenul în heliu în interiorul stelelor? Primul răspuns la această întrebare a fost găsit independent de Hans Bethe în SUA și Karl-Friedrich von Weizsäcker în Germania. În 1938, au descoperit prima reacție care transformă hidrogenul în heliu și poate furniza energia necesară pentru a menține stelele în viață. A sosit timpul pentru asta: la 11 iulie 1938, manuscrisul lui Weizsäcker a fost primit de redactorii revistei „Zeitschrift für Physik”, iar pe 7 septembrie a aceluiași an, manuscrisul lui Bethe a fost primit de redactorii revistei „Physical”. Revizuire". Ambele lucrări au subliniat descoperirea ciclului carbonului. Bethe și Critchfield au trimis deja o lucrare pe 23 iunie, care conținea cea mai importantă parte a ciclului proton-proton.

Acest proces este destul de complex. Pentru apariția sa, este necesar ca, pe lângă hidrogen, să fie prezenți în stele atomi ai altor elemente, precum carbonul. Nucleele atomilor de carbon joacă rolul de catalizatori. Știm bine despre catalizatorii din chimie. Protonii se atașează de nucleele de carbon, unde se formează atomii de heliu. Apoi nucleul de carbon împinge afară nucleele de heliu formate din protoni și el însuși rămâne neschimbat ca urmare a acestui proces.

Figura prezintă schema acestei reacții, care are forma unui ciclu închis. Luați în considerare această reacțieîncepând din partea de sus a figurii. Procesul începe cu nucleul unui atom de hidrogen care se ciocnește cu un nucleu de carbon cu un număr de masă de 12. Îl desemnăm ca C 12 . Datorită efectului de tunel, protonul poate depăși forțele electrice de repulsie ale nucleului de carbon și se poate uni cu acesta.

Transformarea hidrogenului în heliu în ciclul carbonului al reacțiilor Bethe din interiorul stelelor. Săgețile roșii ondulate arată că atomul emite o cantitate de radiație electromagnetică.

Noul nucleu este format deja din treisprezece grele particule elementare. Datorită sarcinii pozitive a protonului, sarcina nucleului original de carbon crește. În acest caz, apare un nucleu de azot cu un număr de masă de 13. Este desemnat ca N 13. Acest izotop de azot este radioactiv și după un timp emite două particule de lumină: un pozitron și un neutrin - o particulă elementară, despre care vom auzi mai târziu. Astfel, nucleul de azot se transformă într-un nucleu de carbon cu un număr de masă de 13, adică. în C 13 . Acest nucleu are din nou aceeași sarcină ca nucleul de carbon la începutul ciclului, dar numărul său de masă este deja încă unul. Acum avem un nucleu al unui alt izotop de carbon. Dacă un alt proton se ciocnește cu acest nucleu, atunci nucleul de azot reapare. Cu toate acestea, acum are un număr de masă de 14, care este N 14 . Dacă un nou atom de azot se ciocnește cu un alt proton, atunci acesta intră în O 15, adică. într-un nucleu de oxigen cu un număr de masă de 15. Acest nucleu este, de asemenea, radioactiv, emite din nou un pozitron și un neutrin și intră în N 15 - azot cu un număr de masă de 15. Vedem că procesul a început cu carbon cu o masă număr de 12 și a dus la apariția azotului cu un număr de masă 15. Astfel, adăugarea succesivă de protoni duce la apariția nucleelor ​​din ce în ce mai grele. Lăsați un alt proton să se alăture nucleului N 15, apoi doi protoni și doi neutroni zboară împreună din nucleul format, care formează nucleul de heliu. Nucleul greu se transformă din nou în nucleul original de carbon. Cercul este închis.

Ca urmare, patru protoni se combină și formează un nucleu de heliu: hidrogenul se transformă în heliu. În timpul acestui proces, se eliberează energie, care este suficientă pentru ca stelele să strălucească miliarde de ani.

Încălzirea materiei stelare nu are loc în toate etapele lanțului de reacții pe care le-am luat în considerare. Materia stelară este încălzită parțial datorită cuantelor de radiație electromagnetică, care își transferă energia gazului stelar, și parțial datorită pozitronilor, care se anihilează aproape imediat cu electronii liberi ai gazului stelar. În timpul anihilării pozitronilor și electronilor, se formează și cuante de radiație electromagnetică. Energia acestor cuante este transferată materiei stelare. O mică parte din energia eliberată este transportată de stea împreună cu neutrinii care ies. Vom lua în considerare câteva întrebări obscure legate de neutrini mai târziu.

În 1967, Bethe a primit Premiul Nobel pentru Fizică pentru descoperirea ciclului carbonului, pe care l-a făcut în 1938 împreună cu von Weizsäcker. În acest caz, se pare că Comitetul Nobel a uitat că onoarea acestei descoperiri nu îi aparține numai lui Beta.

Știm că transformarea ciclică are loc în prezența elementelor catalitice: carbon și azot. Dar în interiorul stelar, toate cele trei elemente nu trebuie să fie prezente. Unul dintre ele este suficient. Dacă începe cel puțin o reacție a ciclului, atunci elementele-catalizatori vor apărea ca urmare a etapelor ulterioare ale reacțiilor. Mai mult, cursul unei reacții ciclice duce la faptul că între izotopii reticenți apare un raport cantitativ bine definit. Acest raport cantitativ depinde de temperatura la care are loc ciclul. Astrofizicienii pot acum, cu ajutorul metodelor lor spectroscopice, să efectueze o analiză cantitativă destul de precisă a materiei cosmice. Prin raportul dintre numărul de izotopi C 12 , C 13 , N 14 și N 15, este adesea posibil nu numai să se stabilească că în interiorul stelar are loc o transformare a materiei de-a lungul ciclului carbonului, ci și la ce temperatură acestea. apar reactii. Cu toate acestea, hidrogenul poate fi transformat în heliu nu numai prin ciclul carbonului. Odată cu reacțiile ciclului carbonului, apar și alte transformări, mai simple. Ei sunt cei care aduc principala contribuție (cel puțin asupra Soarelui) la eliberarea de energie. În continuare, trecem la luarea în considerare a acestor reacții.

Începând cu anii 1930, astrofizicienii nu au avut nicio îndoială că a reacțiilor nucleare în elemente luminoase, singura capabilă să susțină radiația stelelor din secvența principală a diagramei spectru-luminozitate pentru un timp suficient de lung și de energie este formarea heliului. din hidrogen. Alte reacții fie durează prea puțin timp (desigur, la scară cosmică!), fie produc prea puțină energie.

Cu toate acestea, calea unirii directe a patru nuclee de hidrogen într-un nucleu de heliu s-a dovedit a fi imposibilă: reacția de transformare a hidrogenului în heliu în adâncurile stelelor trebuie să meargă pe „căi ocolitoare”.

Prima modalitate constă în conectarea secvenţială a primilor doi atomi de hidrogen, apoi adăugarea unui al treilea la ei şi aşa mai departe.

A doua modalitate este de a transforma hidrogenul în heliu cu „ajutorul” azotului și mai ales atomilor de carbon.

Deși prima cale, s-ar părea, este mai simplă, de mult timp nu s-a bucurat de „respectul cuvenit”, iar astrofizicienii credeau că principala reacție care alimentează stelele cu energie este a doua cale - „ciclul carbonului”.

Patru protoni merg pentru a construi un nucleu de heliu, care de la sine nu ar dori niciodată să formeze o particulă α dacă carbonul nu i-ar ajuta.

În lanțul acestor reacții, carbonul joacă rolul de complice necesar și, parcă, de organizator. În reacțiile chimice, există și astfel de complici, numiți catalizatori.

În timpul construcției heliului, energia nu numai că nu este cheltuită, ci, dimpotrivă, este eliberată. Într-adevăr, lanțul de transformări a fost însoțit de emisia a trei γ-quanta și doi pozitroni, care s-au transformat și în γ-radiație. Bilanțul este: 10 -5 (4·1,00758-4,00390) = 0,02642·10 -5 unități de masă atomică.

Energia asociată cu această masă este eliberată în adâncurile stelei, strecurându-se încet la suprafață și apoi radiind în spațiul lumii. Fabrica de heliu lucrează continuu în stele până când materiile prime, adică hidrogenul, se epuizează. Ce se întâmplă în continuare, vom spune în continuare.

Carbonul ca catalizator va dura la infinit.

La temperaturi de ordinul a 20 de milioane de grade, acţiunea reacţiilor ciclului carbonului este proporţională cu gradul 17 de temperatură! La o anumită distanță de centrul stelei, unde temperatura este cu doar 10% mai mică, producția de energie scade cu un factor de 5, iar acolo unde este de o dată și jumătate mai mică, scade de 800 de ori! Prin urmare, deja nu departe de regiunea centrală, cea mai incandescentă, nu are loc formarea heliului din cauza hidrogenului. Restul hidrogenului se va transforma în heliu după ce amestecarea gazelor îl va aduce pe teritoriul „fabricii” - în centrul stelei.

La începutul anilor cincizeci, a devenit clar că la o temperatură de 20 de milioane de grade, și cu atât mai mult la temperaturi mai scăzute, reacția proton-proton este și mai eficientă, ducând și la pierderea hidrogenului și formarea heliului. Cel mai probabil, se derulează într-un astfel de lanț de transformări.

Doi protoni, ciocnind, emit un pozitron și un cuantum de lumină, transformându-se într-un izotop greu de hidrogen cu o masă atomică relativă de 2. Acesta din urmă, după fuzionarea cu un alt proton, se transformă într-un atom al unui izotop ușor de hidrogen cu un atom relativ. masa de 2. Acesta din urmă, după fuzionarea cu un alt proton, se transformă într-un izotop de atom ușor de heliu cu o masă atomică relativă de 3, în timp ce emite un exces de masă sub formă de radiație. Dacă astfel de atomi de heliu ușor s-au acumulat suficient, nucleele lor la ciocnire formează un atom de heliu normal cu o masă atomică relativă de 4 și doi protoni cu un cuantum de energie în plus. Deci, în acest proces, s-au pierdut trei protoni și au apărut doi - un proton a scăzut, dar energie a fost emisă de trei ori.

Aparent, Soarele și stelele mai reci din secvența principală din diagrama spectrului de luminozitate își trag energia din această sursă.

Când tot hidrogenul a fost transformat în heliu, steaua poate încă exista transformând heliul în elemente mai grele. De exemplu, procesele sunt:

4 2 He + 4 2 He → 8 4 Be + radiație,

4 2 He + 8 4 Be → 12 6 C + radiație.

În acest caz, o particulă de heliu dă o ieșire de energie care este de 8 ori mai mică decât dă aceeași particulă în ciclul carbonului descris mai sus.

Recent, fizicienii au descoperit că în unele stele condițiile fizice permit apariția unor elemente încă mai grele, precum fierul, și calculează proporția elementelor rezultate în funcție de abundența elementelor pe care le găsim în natură.

Stelele gigantice au o energie medie pe unitate de masă mult mai mare decât cea a Soarelui. Cu toate acestea, nu există încă un punct de vedere general acceptat cu privire la sursele de energie din stelele gigantice roșii. Sursele de energie din ele și structura lor nu ne sunt încă clare, dar, se pare, vor deveni în curând cunoscute. Potrivit lui V.V. Sobolev, giganții roșii pot avea aceeași structură ca giganții fierbinți și au aceleași surse de energie. Sunt insa inconjurati de vaste atmosfere rarefiate si reci, care le dau aspectul de „giganti reci”.

Nucleele unor atomi grei se pot forma în interiorul stelelor datorită combinației de atomi mai ușori, și în anumite condiții, chiar și în atmosferele acestora.