Temat: Życie Słońca.
Od wieków zastanawiano się, dlaczego Słońce świeci? Dzisiaj już wiemy, np. z czasu połowicznego
rozpadu, że Ziemia, a więc i Słońce mają około 4,5 mld lat. Jeżeli źródłem energii pochodzącej ze
Słońca miałaby być reakcja chemiczna, np. spalanie, to przy tej objętości dawno by się wszystko
wypaliło.
Dzisiaj już wiemy, że jest to gazowa kula, składająca się głównie z wodoru i helu, w której zachodzą
reakcje syntezy.
Reakcja syntezy polega na łączeniu jąder lekkich (lżejszych od żelaza) pierwiastków. Najwięcej energii
można uzyskać z reakcji łączenia jąder atomów wodoru w jądra helu. Doprowadzenie do tej reakcji
jest bardzo trudne. Trzeba doprowadzić do zbliżenia protonów naładowanych dodatnio na tyle małą
odległość, żeby zaczęły działać między nimi siły jądrowe, których zakres jest nie dużo większy od
rozmiaru protonów. Aby uzyskać takie warunki musimy uzyskać dużą gęstość i wysoką temperaturę,
rzędu milionów stopni Celsjusza. Ze względu na wysoką temperaturę reakcję te nazywamy reakcją
termojądrową.
Przykład reakcji syntezy jądra trytu i deuteru, czego efektem jest powstanie jądra helu i neutronu.
W bardzo dużej temperaturze i pod dużym ciśnieniem jądra wodoru łączą się w reakcji syntezy,
tworząc jądra helu. Wydziela się przy tym bardzo dużo energii.
Na dzień dzisiejszy nie udało się zbudować urządzenia, które by w sposób efektywny wytwarzało
energię w procesie reakcji termojądrowej. Na niewielką skalę przeprowadza się syntezę
termojądrową w laboratoriach, ale uzyskana energia jest mniejsza od wkładanej. Kilka lat temu
wybudowano we Francji ośrodek badawczy, który wytwarza więcej energii niż zużywa, ale nie jest to
opłacalne na wielką skalę. Może wyniki tych badań pozwolą w przyszłości skonstruować elektrownie
termojądrowe.
Ludzie potrafią natomiast wywoływać niekontrolowane reakcje termojądrowe. Są to bomby
wodorowe. Energia wydzielana podczas jej wybuchu jest setki razy większa od energii podczas
wybuchu bomby atomowej. Ilość wodoru znajdująca się w bombie wodorowej zajmuje zaledwie kilka
litrów pod normalnym ciśnieniem.
Wiemy, że Słońce ma około 4,5 mld lat. Ocenia się, że przynajmniej drugie tyle jeszcze będzie świecić.
Można powiedzieć, że jest w połowie swego życia.
Jeżeli cały wodór zamieni się w hel zaczną zachodzić zmiany w Słońcu. Powiększy on swoją objętość.
Prawdopodobnie pochłonie orbitę Wenus. Zmieni się także jego kolor na czerwony i stanie się
czerwonym olbrzymem. Rozpocznie się wtedy reakcja przemiany helu w węgiel.
W reakcji tej nie wyzwala się już tak dużo energii jak podczas przemiany wodoru w hel. Synteza helu
będzie trwać zaledwie 100 mln lat. Po tym czasie Słońce zacznie przygasać i stygnąć. Zewnętrzne jego
warstwy ulecą w kosmos i odsłonią jądro. Po kilkudziesięciu tysiącach lat gorące jądro będzie
oświetlało odrzuconą otoczkę i powstanie mgławica planetarna. W dalszym ciągu będzie stygło. Jego
masa będzie odpowiadać połowie pierwotnej masy Słońca, a średnica będzie wynosić zaledwie kilka
tysięcy kilometrów. Takie niewielkie i gęste obiekty nazywamy białymi karłami. Proces gaśnięcia i
stygnięcia będzie trwał dalej, aż stanie się zimną, gęstą kulą.
Przykładowa mgławica planetarna z białym karłem w środku
Cztery mgławice planetarne. Zdjęcie wykonane za pomocą kosmicznego teleskopu Hubble’a
Gromada kulista, gdzie okręgami zaznaczono białe karły
Początek wszystkich gwiazd był podobny. Powstały z olbrzymich, bardzo rozrzedzonych obłoków
gazowych, głównie wodoru i helu. Z czasem obłoki te zaczęły się kurczyć pod wpływem sił grawitacji i
dzielić na fragmenty. Fragmenty te dalej się kurczyły, a ich temperatura rosła kosztem energii
potencjalnej. Z czasem w środku tych obłoków powstała gorąca kula gazowa otoczona napływającą
materią. Gdy temperatura we wnętrzu osiągnie na tyle dużą wartość, by mogła rozpocząć się reakcja
syntezy (łączenia) jąder wodoru w hel, rozpoczyna się życie gwiazdy. Niekiedy z resztek materii w
sąsiedztwie gwiazdy mogą powstać planety, tworząc układy planetarne. Dalsze losy gwiazdy są
zależne od jej masy.
Powyższy diagram opisuje ewolucje gwiazd. Gwiazdy masywniejsze od Słońca mogą przekształcić się
w gwiazdy neutronowe lub czarne dziury. Łyżeczka materii gwiazdy neutronowej może ważyć 6
miliardów ton. Materia czarnej dziury jeszcze więcej. Przypuszcza się, że w centrum galaktyki istnieje
czarna dziura o masie równej 4 mln mas Słońca. Jest ona tak duża, że prędkość ucieczki, prędkość
potrzebna do oderwania się od danego ciała, jest większa od prędkości światła. Z tego powodu
czarne dziury nie emitują światła i trudno jest je zobaczyć na niebie. Możliwe jest to jedynie na tle
innych dalszych gwiazd. Oczywiście na początku czarne dziury nie były tak masywne. Jednak ich siła
grawitacji jest tak olbrzymia, że mogą pochłaniać sąsiednie gwiazdy.
W życiu gwiazd jest jeszcze jedna prawidłowość, im jest masywniejsza, tym jej życie jest krótsze.
Najbardziej masywne gwiazdy po powstaniu o masie około 100 razy większej od masy Słońca żyją
zaledwie 1 mln lat. Są to hiperolbrzymy. Średnica ich może być wielkości orbity Saturna.
Dla gwiazd masywniejszych od Słońca kolejne etapy ewolucji są następujące:
W procesie syntezy powstają kolejne pierwiastki, aż w jej wnętrzu powstanie żelazo, w procesie
łączenia jego jąder nie można już uzyskać energii. Pozbawiona paliwa gwiazda zapada się, po czym jej
zewnętrze warstwy zostają odrzucone i mamy do czynienia z wybuchem supernowej. Pozostałość po
wybuchu zapada się zwiększając swoją gęstość, co w konsekwencji prowadzi do powstania gwiazdy
neutronowej, a z czasem, przy odpowiednio dużej masie może powstać czarna dziura. Niektóre
gwiazdy neutronowe wykonują setki obrotów na sekundę i emitują regularne błyski. Są to pulsary.
Ożyciu i ewolucji gwiazd można by jeszcze wiele napisać. Osoby zainteresowane odsyłam do źródeł,
np. internetu.
Podsumowanie
Słońce świeci dzięki reakcjom termojądrowym łączenia (syntezy) jąder wodoru w jądra helu,
które zachodzą w jego wnętrzu w bardzo wysokiej temperaturze i pod bardzo wysokim
ciśnieniem.
Słońce ma około 4,5 mld lat, wodoru wystarczy jeszcze na 5,5 – 7 mld lat świecenia.
Gdy wodór się skończy, Słońce będzie jeszcze produkować energię dzięki reakcji łączenia
jąder helu w jądra węgla. Potem przestanie produkować energię i ostygnie.
Gwiazdy tworzą się z obłoków gazowych kurczących się pod wpływem grawitacji.
Najlżejsze gwiazdy stygną, cały czas wodór zmienia się w hel. W gwiazdach o większej masie
hel zamienia się w węgiel. Jeżeli gwiazda ma bardzo dużą masę, węgiel zamienia się w kolejne
pierwiastki do momentu, aż powstanie żelazo.
Supernowa to gwiazda wybuchająca tak jasno, że widać ją nawet z odległych galaktyk.
Najbardziej masywne gwiazdy przekształcają się w gwiazdy neutronowe lub czarne dziury.