Když čtu o záhadných přírodních jevech, často se setkávám s větou: „Věda to nedokáže vysvětlit. Vidím, jak vědec kroutí hlavou a smutně rozhazuje rukama. Věda toho opravdu moc nevysvětluje. Ale milovníci tajemného, úžasného a vědou nevysvětlitelného obvykle „zapomenou“ vložit do svých odhalení krátké slovo „zatím“. Věda zatím nedokáže vysvětlit, z čeho se skládá například temná hmota a co je tajemná temná energie, která urychluje náš Vesmír. Převážnou většinu toho, co moderní věda ví dnes, kdysi – před sto, dvěma sty nebo možná jen deseti lety – vědci nedokázali vysvětlit. Velmi dlouho například nikdo nedokázal odpovědět na zdánlivě jednoduchou otázku: proč svítí hvězdy? Ale nebýt Slunce, naší nejbližší hvězdy, život na Zemi by byl nemožný.
Naštěstí existuje Slunce a hvězdy. Jsou to horké plazmové koule různých hmotností, velikostí a barev. Nyní je to dobře známý a nezpochybnitelný vědecký fakt. Ale před dvěma sty lety nikdo, včetně velkých fyziků, nedokázal říci, co jsou tyto tečky na noční obloze zač a proč jsou tak odlišné? Proč jsou některé hvězdy jasné (Sirius, Vega), zatímco jiné jsou sotva viditelné dalekohledem? Proč jsou jedni žlutí, druzí bílí a jsou i oranžová, červená a dokonce zelená? A hlavně: proč svítí hvězdy? Každý průměrný člověk by mohl říci: “Věda je bezmocná!” Nepřidal slovo „zatím“, protože si byl jistý, že hvězdy všechno vědí! – lucerny připíchnuté k pevné nebeské klenbě a září, protože do nich Bůh vložil takovou vlastnost!
Existují hvězdy mnoha různých barev v závislosti na teplotě viditelného povrchu (fotosféry). Teplota určuje třídu hvězdy: z modrých hvězd třídy О na hvězdy červené třídy М и L. Slunce patří do třídy G – je to žluté. Dodatečná třída Т zavedeno pro hnědé trpaslíky s teplotami 550–1300 K. Ilustrace: Isna Kasamee / Wikimedia Commons / CC BY 3.0
Trvalo staletí, než vědci pomocí vědeckých metod nejen našli odpovědi na tyto otázky, ale také kladli nové otázky a poté na ně odpovídali. Jakákoli vědecká odpověď vede k nové otázce a nikdy se nestane konečnou odpovědí. Tak se vyvíjí věda.
Do 1571. století se ještě nenašla odpověď na otázku, co jsou hvězdy a proč září. Ale obrovský rozdíl oproti předchozím dobám byl v tom, že již byla vytvořena věda, která poté, co narazila na záhadu přírody, ji rozřešila pomocí vědeckých metod. Věda ve studiu hvězd začala, když byly hvězdy „odlepeny“ z nebeské klenby a samotná klenba se „rozpustila“ a stala se nesmírně rozsáhlým mimozemským prostorem. Vzpomeňte si od M. V. Lomonosova: „Hvězdná propast se otevřela; Hvězdy nemají číslo, dno propasti“? Toto je 1630. století. Ale o století dříve úžasný astronom Johannes Kepler (XNUMX–XNUMX) stále považoval oblohu za nebeskou klenbu a hvězdy za světelné čočky.
Umělecký dojem rudé hvězdy s planetou. Ilustrace: NASA/JPL-Caltech
Vědecká metoda vyžadovala především pozorovací znalosti: k zodpovězení otázky „proč?“ bylo nutné nejprve zjistit, kolik energie hvězdy vyzařují? Koneckonců, pokud je potřeba trochu energie, pak je odpověď jedna, a pokud je potřeba hodně, pak druhá. A k zodpovězení této otázky bylo nutné určit vzdálenost ke hvězdám.
Německý matematik a astronom Friedrich Bessel (1838–1784) v roce 1846 jako první spolehlivě určil vzdálenost k dosti slabé hvězdě 61 Cygni, která v průběhu roku popsala na obloze poměrně velký kruh. Bessel navrhl, že ve skutečnosti se hvězda nepohybuje a pozorovaný kruh je odrazem pohybu Země na její oběžné dráze kolem Slunce. Čím blíže je hvězda, tím větší kruh na obloze popisuje. Na základě měření úhlové velikosti kruhu popsaného 61 Cygni a znalosti průměru oběžné dráhy Země vypočítal Bessel vzdálenost ke hvězdě. Ukázalo se, že 61 Cygni se nachází ve velké vzdálenosti od nás – 10,3 světelných let (moderní hodnota 11,4 světelných let). Světlo potřebuje více než 10 let, aby prošlo touto cestou! Tak se do astronomie dostala metoda určování hvězdných vzdáleností paralaxou, která vešla do širokého povědomí.
Roční paralaxa je úhel, o který se hvězda pohybuje v průběhu šesti měsíců, když se Země pohybuje na oběžné dráze kolem Slunce. Když znáte tento úhel a vzdálenost od Země ke Slunci, můžete vypočítat vzdálenost od Země k nejbližším hvězdám
Ve stejných letech použil britský astronom Thomas Henderson (1798–1844) metodu paralaxy k určení vzdálenosti k nejjasnější hvězdě na jižní obloze – Alfa Centauri. Ukázalo se, že je to 3,25 světelných let (moderní hodnota 4,36 světelných let). To znamená, že hvězdy jsou podobné Slunci – stejná obrovská horká tělesa a vypadají jako body jen proto, že jsou od nás mnohonásobně dál než Slunce.
Poté bylo možné změřit, kolik energie vyzařuje Slunce a hvězdy. Tato energie se ukázala být tak obrovská, že se záhada hvězdného záření dlouho zdála neřešitelná. Vědci samozřejmě navrhovali různé hypotézy. Začali jsme s nejjednodušší myšlenkou: hvězdy se zahřívají na velmi vysoké teploty. Barva hvězdy závisí na teplotě viditelného povrchu (tzv. fotosféra). Fotosféra Slunce je zahřátá na 5800 K (pro převod teploty z Kelvinů na naše obvyklé stupně Celsia musíme odečíst 273, takže teplota Slunce je asi 5500 °C) a proto je žlutá. Existují žhavější hvězdy a chladnější hvězdy. Modré hvězdy (například Vega) mají teplotu fotosféry asi 10 000 K nebo i více. Fotosféra červených obrů (např. Betelgeuse a Antares) je naopak zahřátá na teplotu přibližně 3500 K. Fotosféra nejchladnějších známých „obyčejných“ hvězd (červení trpaslíci Gliese 105C a Gliese 752B) je zahřátá na přibližně 2600 K. Ještě méně, do 600 K a níže, teplota hnědých trpaslíků. Je pravda, že je nelze považovat za plnohodnotné hvězdy, protože kvůli jejich nízké hmotnosti není jejich „pec“ schopna pracovat na plný výkon. Proto se jim říká subhvězdné objekty.
Velikost hvězd závisí na jejich hmotnosti a stáří. Obrázek ukazuje komparativní velikosti Slunce, červeného trpaslíka 12krát méně hmotného než Slunce, mladého modrého veleobra 150krát hmotnějšího než Slunce a starého červeného veleobra o hmotnosti 5krát větší než Slunce. Ilustrace: NASA / ESA / A. Field (STScI)
Proč mají hvězdy tak rozdílné teploty? Protože zpočátku jsou všechny horké, ale vyzařujíce energii se zároveň ochlazují. Když hvězda úplně vychladne, přestane být vidět.
Ale pokud je hvězda horká koule, proč ji vnitřní tlak plynu neroztrhne a nerozptýlí do prostoru? A věda na tuto otázku dokázala odpovědět: díky gravitaci. Gravitační síla působí proti tlaku horkého plynu a obyčejná hvězda je v rovnováze: má takovou velikost, že tlak plynu je vyrovnáván gravitační silou.
Vnitřní struktura hvězdy slunečního typu. V centru – jádro, jehož teplota dosahuje 10–20 milionů stupňů. Jádro je obklopeno zónami záření a konvekce. Ve venkovním prostoru – chromosféra – dochází k erupcím a ještě výše je řídké a velmi horké plazma koróny. Ilustrace: NASA / Jenny Mottar
Vyzařováním energie se hvězda ochlazuje, tlak plynu klesá a gravitace hvězdu stlačuje. Síla vzájemné přitažlivosti hmoty hvězdy se zvětšuje, energie se mění v teplo, hvězda se zahřívá a svítí dál. To znamená, rozhodli se vědci, že odpověď na hádanku byla nalezena: hvězdy září, protože gravitační energie se mění v teplo. Ale tato odpověď (stejně jako mnoho dalších – hypotéz bylo mnoho!) se ukázala jako nesprávná: nebylo dost gravitační energie, aby hvězdy svítily dostatečně dlouho.
Ve dvacátém století fyzici zjistili, že lehké atomy se mohou spojovat a vytvářet atomy těžších chemických prvků. Experimenty ukázaly, že pokud se spojí dvě atomová jádra, pak je hmotnost výsledného těžšího jádra menší než součet hmotností původních jader! Kam mizí přebytečná hmota? Odpověď vyplývala ze zákona o vztahu hmoty a energie Е = mc 2, který vyvinul velký Albert Einstein (1879–1955). Nadměrná hmotnost znamená energii navíc, energii záření. Když se jádra atomů vodíku spojí a vytvoří jádro atomu helia, uvolní se obrovská energie. Část této energie je unášena elementárními částicemi, které při reakci vznikají, ale velmi velká část se uvolňuje ve formě elektromagnetického záření – světla.
Na základě toho navrhl anglický astrofyzik Sir Arthur Eddington (1882–1944) myšlenku, která jako by konečně odpověděla na to, proč hvězdy září. V hlubinách hvězd jsou velmi vysoké teploty a tlaky. Tak vysoko, že reakce začnou spojovat atomy vodíku a přeměňovat je na atomy helia. Uvolňuje se obrovská energie – to jde do záření!
Tlak horkého plazmatu uvnitř hvězdy (červené šipky) způsobí jeho expanzi a gravitace (zelené šipky) – zmenšit. Hvězda je stabilní, když se tyto síly vzájemně vyrovnávají. Obrázek: astro.osu.edu
Myšlenka byla skvělá, ale odpůrci ji napadli. Podle výpočtů byly teploty a tlaky v hlubinách hvězd příliš nízké na to, aby srážející se atomy vodíku mohly takto interagovat. Kladně nabitá jádra atomu vodíku (protony) se totiž musí silně odpuzovat! V zásadě může reakce přeměny vodíku na helium vysvětlit záři hvězd. Ale jádra atomů vodíku se musí dostat velmi blízko, aby mohla fúzní reakce začít. Ale nemohou to udělat – elektrická síla odpuzování zasahuje!
Eddington emocionálně odrážel útoky svých protivníků: “Tak hledejte žhavější hvězdu!” Jinými slovy, vyzval je, aby našli podmínky, za kterých bude teplota v hlubinách hvězd „ve skutečnosti“ mnohem vyšší, než ukazují výpočty. Ale nebylo horko! Hvězdy, v jejichž jádrech by teplota dosahovala požadovaných miliard stupňů, podle výpočtů existovat nemohou. Znamená to, že fúzní reakce také nejsou vhodné pro vysvětlení hvězdného záření?
Vědci se ale nevzdali. Právě tehdy – ve dvacátých letech dvacátého století – vznikla nová fyzikální disciplína: kvantová mechanika. Ukázalo se, že svět elementárních částic je zcela odlišný od toho, jak si představoval, že je založen na zákonech klasické fyziky. Kromě elektromagnetických a gravitačních interakcí v mikrokosmu existují také jaderné síly – mocné přitažlivé síly působící na velmi krátké vzdálenosti, srovnatelné s velikostí atomových jader. Jsou schopny vyrovnávat elektrické odpudivé síly a zadržovat četné protony v jádrech těžkých prvků, které by se jinak nikdy nemohly sestavit do jediného celku.
Ukázalo se, že jsou to jaderné síly, které vážou jádra vodíku při vzniku jádra atomu helia za uvolnění obrovské energie. Ukázalo se však, že tyto síly působí příliš krátce na to, aby zachránily situaci, protože aby se objevily, musí se protony k sobě přiblížit na vzdálenost srovnatelnou s jejich vlastními velikostmi. Tomu však brání energetická bariéra vytvořená elektrickými odpudivými silami! Zdá se, že sama příroda se vzbouřila proti Eddingtonově myšlence. Ale pokud věda něco neví, pak jen „zatím“. A řešení problému se našlo.
Ano, existuje energetická bariéra, která brání dvěma protonům, aby se k sobě přiblížily. Ale podobná bariéra brání protonu umístěnému v jádře atomu, aby jej opustil a vyletěl ven. Mezitím, když Eddington navrhl myšlenku jaderné fúze ve hvězdách, byli fyzici již obeznámeni s opačným jevem – jaderným rozpadem, nazývaným radioaktivita. Jak ukázaly experimenty, jádro radia čas od času vyvrhlo jádro atomu helia – dva protony a dva neutrony, částici alfa. Tyto protony opustily jádro radia, přestože jim v cestě stála stejná energetická bariéra! Jen jádro helia ji muselo přeskočit zevnitř ven.
Tunelový efekt. Klasická částice, která nemá dostatečnou energii, není za žádných okolností schopna překonat energetickou bariéru (А). Pro kvantovou částici existuje nenulová pravděpodobnost, že bude na druhé straně bariéry (Б). Ilustrace: Giuseppe Augello
Klasická fyzika nedokázala vysvětlit překonání energetické bariéry, ale kvantová fyzika, která se od klasické fyziky zásadně lišila, si s tímto problémem poradila. Jestliže v klasické fyzice byla pravděpodobnost, že proton bude schopen přeskočit bariéru, striktně rovna nule, pak v kvantové fyzice se ukázalo, že je jiná než nula. Díky tomu mohl někdy proton skončit na druhé straně bariéry, jako by jí procházel, jako tunelem. Krásnou myšlenku „tunelového efektu“ navrhl sovětský a americký fyzik Georgij Antonovič Gamow (1904–1968).
Pravděpodobnost tunelového efektu vypočítaná Gamowem byla velmi malá. Jeden atom radia emitoval alfa částici jednou za tisíc let. Ale již v jednom gramu radia je počet atomů tak velký, že každou sekundu lze pozorovat mnoho „vzplanutí“. Nyní je známo mnoho radioaktivních prvků, které se rozkládají v různých časových obdobích. Některé se rozkládají ve zlomku vteřiny, jiným to trvá miliony let.
Existence tunelového efektu vysvětlila radioaktivní rozpad, ale jak by tento jev mohl souviset se zářením hvězd? Záře hvězd nelze vysvětlit radioaktivním rozpadem, protože v jádru Slunce nejsou žádné těžké prvky schopné při rozpadu uvolnit obrovskou energii. Jádru Slunce dominuje vodík, a proto Eddington hovořil spíše o fúzních reakcích než o rozkladových reakcích. Pokud ale částice alfa tunelují energetickou bariérou zevnitř ven, pak je tunelování možné i v opačném směru – z vnějšku dovnitř atomů! Právě tato myšlenka tvořila základ článku fyziků Roberta Atkinsona a Georga Houtermanse, publikovaného v roce 1929. „Klasická fyzika tvrdí,“ napsali, „že protony se mohou spojovat a tvořit jádro atomu helia pouze při teplotách miliard stupňů. V jádrech hvězd takové teploty nejsou. Ale existuje tunelový efekt objevený Gamowem, a proto existuje nenulová pravděpodobnost, že protony mohou proniknout energetickou stěnou zvenčí, a uvnitř jsou obrovské jaderné síly, které nutí protony, které pronikají bariérou, aby se spojily. s protony atomů vodíku – a dojde k syntézní reakci.”
Reakce jaderné fúze jádra atomu helia z jader atomů vodíku ve hvězdě slunečního typu
Zjistili jsme tedy, že protony za bariérou pomáhají sjednotit se a vytvořit jádro atomu helia jadernými silami, které se ve vzdálenostech srovnatelných s velikostí jádra stávají mnohem většími než elektromagnetické síly, takže elektrické odpuzování protony přestávají hrát jakoukoli roli. A teplota pro syntézu není v miliardách stupňů vůbec potřeba – stačí desítky milionů a přesně taková teplota podle stejných výpočtů existuje v hlubinách hvězd!
Jediný proton má šanci proniknout potenciální bariérou pouze jednou za tisíc let. Co když existují tisíce protonů? miliony? Stovky bilionů? Ano, ne každý proton „pronikne“ energetickou stěnou, ale ty, které „uniknou“, stačí k fúzní reakci uvolňující potřebné množství energie.
Ve skutečnosti je samozřejmě vše složitější a získat helium z vodíku není tak snadné ani poté, co protony proniknou energetickou bariérou. To jsou ale detaily – hlavní je, že protony potřebné k reakci dorazily na místo určení. Potíž je v tom, že v jádře atomu helia nejsou jen dva protony, ale také dva neutrony. A proto syntézní reakce není ani zdaleka jednoduchá. Reakcí skutečně probíhá několik. Nejprve se dva protony spojí a vytvoří deuteron, jádro atomu deuteria. V tomto případě se jeden proton změní v neutron a pozitron a elektronové neutrino letí do vesmíru. Poté se další proton, který pronikne bariérou, spojí s deuteronem a vytvoří se jádro helia-3 (3 He). A pak je také emitováno mnoho energie. Tím ale proces nekončí: dvě jádra helia-3 se spojí a nakonec vytvoří jádro obyčejného helia se dvěma protony a dvěma neutrony (4 He). Ale ve dvou jádrech helia-3 jsou čtyři protony, takže protony „navíc“ vyletí a berou s sebou také obrovskou energii.
Tak konečně věda odpověděla na otázku, proč hvězdy září. Pokud uslyšíte nebo čtete, že „věda nemůže něco vysvětlit“, nezapomeňte dodat: „zatím nemůže“.
