Zdroj energie zo slnka

Poznanie je moc

uhlíkový cyklus

Ako sa vodík premieňa na hélium vo vnútri hviezd? Prvú odpoveď na túto otázku našli nezávisle Hans Bethe v USA a Karl-Friedrich von Weizsäcker v r. Nemecko. V roku 1938 objavili prvú reakciu, ktorá premieňa vodík na hélium a môže poskytnúť energiu potrebnú na udržanie hviezd nažive. Dozrel na to čas: 11. júla 1938 Weizsackerov rukopis obdržala redakcia Zeitschrift für Physik a 7. septembra toho istého roku Betheho rukopis redakcia Fyzickej revue. Oba články načrtli objav uhlíkového cyklu. Bethe a Critchfield už 23. júna poslali dokument obsahujúci najdôležitejšiu časť protón-protónového cyklu.

Tento proces je pomerne zložitý. Pre jej vznik je potrebné, aby sa vo hviezdach nachádzali okrem vodíka aj atómy iných prvkov, napríklad uhlíka. Jadrá atómov uhlíka zohrávajú úlohu katalyzátorov. O katalyzátoroch dobre vieme z chémie. Protóny sa viažu na uhlíkové jadrá, kde vznikajú atómy hélia. Potom uhlíkové jadro vytlačí jadrá hélia vytvorené z protónov a samotné zostane v dôsledku tohto procesu nezmenené.

Na obrázku je znázornená schéma tejto reakcie, ktorá má formu uzavretého cyklu. Zvážte túto reakciu začínajúc v hornej časti obrázku. Proces začína zrážkou jadra atómu vodíka s jadrom uhlíka s hmotnostným číslom 12. Označujeme ho ako C 12 . V dôsledku tunelovacieho efektu môže protón prekonať elektrické odpudzujúce sily uhlíkového jadra a spojiť sa s ním.

Premena vodíka na hélium v ​​uhlíkovom cykle Betheho reakcií vo vnútri hviezd. Červené vlnité šípky ukazujú, že atóm emituje kvantá. elektromagnetická radiácia.

Nové jadro už pozostáva z trinástich ťažkých elementárne častice. na náklady kladný náboj zvyšuje sa protónový náboj pôvodného uhlíkového jadra. V tomto prípade vzniká jadro dusíka s hmotnostným číslom 13. Označuje sa ako N 13. Tento izotop dusíka je rádioaktívny a po chvíli vyžaruje dve svetelné častice: pozitrón a neutríno - elementárnu časticu, o ktorej ešte budeme počuť. Dusíkové jadro sa teda mení na uhlíkové jadro s hmotnostným číslom 13, t.j. v C13. Toto jadro má opäť rovnaký náboj ako uhlíkové jadro na začiatku cyklu, ale jeho hmotnostné číslo je už o jedno viac. Teraz máme jadro ďalšieho izotopu uhlíka. Ak sa s týmto jadrom zrazí ďalší protón, jadro dusíka sa znovu objaví. Teraz má však hmotnostné číslo 14, čo je N 14 . Ak sa nový atóm dusíka zrazí s iným protónom, potom prechádza do O 15, t.j. do kyslíkového jadra s hmotnostným číslom 15. Toto jadro je tiež rádioaktívne, opäť vyžaruje pozitrón a neutríno a prechádza do N 15 - dusíka s hmotnostným číslom 15. Vidíme, že proces začal uhlíkom s hmotnosťou číslo 12 a viedlo k objaveniu sa dusíka s hmotnostným číslom 15. Postupné pridávanie protónov teda vedie k objaveniu sa stále ťažších jadier. Nech sa k jadru N 15 pripojí ďalší protón, potom zo vzniknutého jadra spolu vyletia dva protóny a dva neutróny, ktoré tvoria jadro hélia. Ťažké jadro sa opäť zmení na pôvodné uhlíkové jadro. Kruh je uzavretý.

Výsledkom je, že sa štyri protóny spoja a vytvoria jadro hélia: vodík sa zmení na hélium. Pri tomto procese sa uvoľňuje energia, ktorá stačí na to, aby hviezdy svietili miliardy rokov.

K zahrievaniu hviezdnej hmoty nedochádza vo všetkých štádiách reťazca reakcií, ktoré sme uvažovali. Hviezdna hmota sa zahrieva jednak vďaka kvantám elektromagnetického žiarenia, ktoré odovzdávajú svoju energiu hviezdnemu plynu, a jednak vďaka pozitrónom, ktoré takmer okamžite anihilujú s voľnými elektrónmi hviezdneho plynu. Pri anihilácii pozitrónov a elektrónov vznikajú aj kvantá elektromagnetického žiarenia. Energia týchto kvánt sa prenáša do hviezdnej hmoty. Malá časť uvoľnenej energie je odnášaná z hviezdy spolu s odchádzajúcimi neutrínami. Niektoré nejasné otázky súvisiace s neutrínami zvážime neskôr.

V roku 1967 bola ocenená Beta nobelová cena vo fyzike za objav uhlíkového cyklu, ktorý urobil v roku 1938 spolu s von Weizsäckerom. V tomto prípade Nobelov výbor zrejme zabudol, že česť tohto objavu nepatrí len Bete.

Vieme, že k cyklickej transformácii dochádza v prítomnosti katalytických prvkov: uhlíka a dusíka. No v hviezdnom interiéri nemusia byť prítomné všetky tri prvky. Jeden z nich stačí. Ak sa spustí aspoň jedna reakcia cyklu, potom sa prvky-katalyzátory objavia ako výsledok nasledujúcich štádií reakcií. Priebeh cyklickej reakcie navyše vedie k tomu, že medzi reluktantnými izotopmi vzniká dobre definovaný kvantitatívny pomer. Tento kvantitatívny pomer závisí od teploty, pri ktorej cyklus prebieha. Astrofyzici môžu teraz pomocou svojich spektroskopických metód vykonať pomerne presnú kvantitatívnu analýzu kozmickej hmoty. Pomerom medzi počtom izotopov C 12, C 13, N 14 a N 15 je často možné nielen zistiť, že vo vnútri hviezdy dochádza k premene hmoty pozdĺž uhlíkového cyklu, ale aj pri akej teplote dochádza k reakciám. Vodík sa však môže premeniť na hélium nielen prostredníctvom uhlíkového cyklu. Spolu s reakciami uhlíkového cyklu dochádza aj k iným, jednoduchším premenám. Práve tie majú hlavný podiel (aspoň na Slnku) k uvoľňovaniu energie. Ďalej sa obrátime na zváženie týchto reakcií.

Opatrnosť americkej spoločnosti voči jadrovej energii založenej na jadrovom štiepení viedla k zvýšeniu záujmu o vodíkovú fúziu (termonukleárnu reakciu). Táto technológia bola navrhnutá ako alternatívny spôsob využitia vlastností atómu na výrobu elektriny. Teoreticky je to skvelý nápad. Vodíková fúzia premieňa hmotu na energiu efektívnejšie ako jadrové štiepenie a tento proces nie je sprevádzaný tvorbou rádioaktívneho odpadu. Funkčný termonukleárny reaktor však ešte nebol vytvorený.

Fúzia na slnku

Fyzici sa domnievajú, že Slnko premieňa vodík na hélium prostredníctvom reakcie jadrovej fúzie. Výraz "syntéza" znamená "spájanie". Vodíková fúzia vyžaduje najvyššie teploty. Silná gravitácia vytvorená obrovskou hmotou Slnka neustále udržuje jeho jadro v stlačenom stave. Táto kontrakcia poskytuje jadru teplotu dostatočne vysokú na to, aby spôsobila termonukleárna fúzia vodík.

Solárna vodíková fúzia je viacstupňový proces. Najprv sú dve jadrá vodíka (dva protóny) silne stlačené a emitujú pozitrón, tiež známy ako antielektrón. Pozitron má rovnakú hmotnosť ako elektrón, ale nesie skôr kladný ako záporný jednotkový náboj. Okrem pozitrónu sa pri stláčaní atómov vodíka uvoľňuje neutríno - častica, ktorá sa podobá elektrónu, ale nemá elektrický náboj a je schopná prenikať hmotou vo veľkej miere (Inými slovami, neutrína (nízke -energetické neutrína) interagujú mimoriadne slabo s hmotou. Stredná voľná dráha niektorých typov neutrín vo vode je asi sto svetelných rokov. Je tiež známe, že každú sekundu bez viditeľných následkov prejde cez Slnko asi 10 neutrín emitovaných Slnkom. telo každého človeka na Zemi.).

Syntéza dvoch protónov je sprevádzaná stratou jednotkového kladného náboja. Výsledkom je, že jeden z protónov sa stáva neutrónom. Takto sa získa jadro deutéria (označuje sa 2H alebo D) - ťažký izotop vodíka, pozostávajúci z jedného protónu a jedného neutrónu.

Deutérium je známe aj ako ťažký vodík. Jadro deutéria sa spája s iným protónom a vytvára jadro hélia-3 (He-3), ktoré pozostáva z dvoch protónov a jedného neutrónu. To vyžaruje lúč gama žiarenia. Ďalej sa dve jadrá hélia-3, vytvorené ako výsledok dvoch nezávislých opakovaní vyššie opísaného procesu, spoja a vytvoria jadro hélia-4 (He-4), pozostávajúce z dvoch protónov a dvoch neutrónov. Tento izotop hélia sa používa na plnenie balónov ľahších ako vzduch. V záverečnej fáze sú emitované dva protóny, ktoré môžu provokovať ďalší vývoj syntézne reakcie.

V procese „slnečnej fúzie“ celková hmotnosť vytvorenej hmoty mierne prevyšuje celkovú hmotnosť pôvodných zložiek. „Chýbajúca časť“ sa premení na energiu podľa slávneho Einsteinovho vzorca:

kde E je energia v jouloch, m je "chýbajúca hmotnosť" v kilogramoch a c je rýchlosť svetla, ktorá je (vo vákuu) 299 792 458 m/s. Slnko týmto spôsobom produkuje obrovské množstvo energie, keďže jadrá vodíka sa nepretržite a v obrovských množstvách premieňajú na jadrá hélia. Na Slnku je dostatok hmoty na to, aby proces vodíkovej fúzie mohol pokračovať milióny tisícročí. Časom dôjde k ukončeniu dodávok vodíka, ale to sa nestane počas nášho života.

Vnútorná štruktúra hviezd

Hviezdu považujeme za teleso podliehajúce pôsobeniu rôznych síl. Gravitačná sila má tendenciu ťahať hmotu hviezdy smerom k stredu, zatiaľ čo tlak plynu a svetla smerovaný zvnútra ju má tendenciu tlačiť preč od stredu. Keďže hviezda existuje ako stabilné teleso, existuje určitá rovnováha medzi bojujúcimi silami. Aby sa to dosiahlo, teplota rôznych vrstiev hviezdy musí byť nastavená tak, aby v každej vrstve prúdenie energie smerom von viedlo na povrch všetku energiu, ktorá pod ňou vznikla. Energia sa generuje v malom centrálnom jadre. Pre počiatočné obdobieživot hviezdy, jej kontrakcia je zdrojom energie. Ale len dovtedy, kým teplota nestúpne natoľko, že začnú jadrové reakcie.

Vznik hviezd a galaxií

Hmota vo vesmíre sa neustále vyvíja, v rôznych formách a stavoch. Keďže sa formy existencie hmoty menia, potom rôzne a rôznorodé predmety nemohli vzniknúť všetky súčasne, ale vznikli v rôznych epochách, a preto majú svoj špecifický vek, ktorý sa počíta od začiatku ich generácie.

Vedecké základy kozmogónie položil Newton, ktorý ukázal, že hmota vo vesmíre je pod vplyvom vlastnej gravitácie rozdelená na stlačiteľné časti. Teóriu vzniku zhlukov hmoty, z ktorej vznikajú hviezdy, vypracoval v roku 1902 anglický astrofyzik J. Jeans. Táto teória vysvetľuje aj pôvod galaxií. V pôvodne homogénnom médiu s konštantnou teplotou a hustotou môže dôjsť k zhutneniu. Ak sila vzájomnej gravitácie v ňom prekročí silu tlaku plynu, médium sa začne zmenšovať a ak prevládne tlak plynu, látka sa rozptýli v priestore.

Predpokladá sa, že vek Metagalaxy je 13-15 miliárd rokov. Tento vek nie je v rozpore s odhadmi veku najstarších hviezd a guľových hviezdokôp v našej Galaxii.

Evolúcia hviezd

Kondenzácie, ktoré vznikli v plynnom a prachovom prostredí Galaxie a naďalej sa zmenšujú vplyvom vlastnej gravitácie, sa nazývajú protohviezdy. Keď sa protohviezda zmenšuje, jej hustota a teplota sa zvyšuje a začína hojne vyžarovať v infračervenej oblasti spektra. Trvanie kompresie protohviezd je rôzne: s hmotnosťou menšou ako hmotnosť Slnka - stovky miliónov rokov a pre masívne - iba stovky tisíc rokov. Keď teplota v hlbinách protohviezdy vystúpi na niekoľko miliónov Kelvinov, začnú sa v nich termonukleárne reakcie premeny vodíka na hélium. V tomto prípade sa uvoľní obrovská energia, ktorá zabráni ďalšiemu stláčaniu a zahrievaniu látky až do samoluminiscencie – protohviezda sa zmení na obyčajnú hviezdu. Stupeň kompresie je teda nahradený stacionárnym stupňom, ktorý je sprevádzaný postupným „vyhorením“ vodíka. V stacionárnom štádiu hviezda trávi väčšinu svojho života. V tomto štádiu vývoja sa nachádzajú hviezdy, ktoré sa nachádzajú na hlavnej sekvencii „spektrum-luminozity“. Doba zotrvania hviezdy v hlavnej postupnosti je úmerná hmotnosti hviezdy, pretože od toho závisí dodávka jadrového paliva, a nepriamo úmerná svietivosti, ktorá určuje rýchlosť spotreby jadrového paliva.

Keď sa všetok vodík v centrálnej oblasti zmení na hélium, vo vnútri hviezdy sa vytvorí héliové jadro. Teraz sa vodík premení na hélium nie v strede hviezdy, ale vo vrstve susediacej s veľmi horúcim héliovým jadrom. Pokiaľ vnútri héliového jadra nie sú žiadne zdroje energie, bude sa neustále zmenšovať a zároveň sa ešte viac zahrievať. Kontrakcia jadra vedie k rýchlejšiemu uvoľneniu jadrovej energie v tenkej vrstve blízko hranice jadra. V masívnejších hviezdach je teplota jadra počas kompresie vyššia ako 80 miliónov Kelvinov a začínajú sa v nej termonukleárne reakcie, pri ktorých sa hélium premieňa na uhlík a potom na iné ťažšie chemické prvky. Energia opúšťajúca jadro a jeho okolie spôsobuje zvýšenie tlaku plynu, pod vplyvom ktorého sa fotosféra rozpína. Energia prichádzajúca do fotosféry z vnútra hviezdy sa teraz rozširuje do veľká plocha ako predtým. V dôsledku toho teplota fotosféry klesá. Hviezda zostupuje z hlavnej postupnosti, postupne sa stáva červeným obrom alebo supergiantom v závislosti od hmotnosti a stáva sa starou hviezdou. Hviezda, ktorá prejde štádiom žltého veleobra, sa môže ukázať ako pulzujúca, teda fyzická premenná hviezda, a zostane tak aj v štádiu červeného obra. Nafúknutý obal hviezdy malej hmotnosti je už slabo priťahovaný jadrom a postupne sa od neho vzďaľuje a vytvára planetárnu hmlovinu. Po definitívnom rozsypaní škrupiny ostáva z hviezdy len horúce jadro – biely trpaslík.

Hmotnejšie hviezdy majú iný osud. Ak je hmotnosť hviezdy približne dvojnásobkom hmotnosti Slnka, potom takéto hviezdy strácajú svoju stabilitu v posledných fázach svojho vývoja. Najmä môžu explodovať ako supernovy a potom sa katastrofálne zmenšiť na veľkosť guľôčok s polomerom niekoľkých kilometrov, to znamená, že sa premenia na neutrónové hviezdy.

Hviezda s viac ako dvojnásobnou hmotnosťou Slnka stratí rovnováhu a začne sa sťahovať, buď sa zmení na neutrónovú hviezdu, alebo sa jej nepodarí dosiahnuť rovnovážny stav. V procese neobmedzenej kompresie sa pravdepodobne dokáže premeniť na čiernu dieru.

bielych trpaslíkov

Bieli trpaslíci sú nezvyčajné, veľmi malé, husté hviezdy s vysokou povrchovou teplotou. Hlavný rozlišovací znak vnútorná štruktúra bielych trpaslíkov – gigantických v porovnaní s hviezdami s normálnou hustotou. Plyn v hlbinách bielych trpaslíkov je vďaka obrovskej hustote v nezvyčajnom stave – degenerovaný. Vlastnosti takéhoto degenerovaného plynu nie sú vôbec podobné vlastnostiam bežných plynov. Jeho tlak je napríklad prakticky nezávislý od teploty. Stabilitu bieleho trpaslíka podporuje fakt, že proti obrovskej gravitačnej sile, ktorá ho stláča, pôsobí v jeho hĺbkach tlak degenerovaného plynu.

Bieli trpaslíci sú v poslednom štádiu vývoja hviezd nie príliš veľkých hmotností. Vo hviezde už nie sú žiadne jadrové zdroje a stále veľmi dlho svieti a pomaly chladne. Bieli trpaslíci sú stabilní, ak ich hmotnosť nepresahuje približne 1,4 hmotnosti Slnka.

neutrónové hviezdy

Neutrónové hviezdy sú veľmi malé, superhusté nebeské telesá. Ich priemerný priemer nie je väčší ako niekoľko desiatok kilometrov. Neutrónové hviezdy vznikajú po vyčerpaní zdrojov termonukleárnej energie vo vnútri obyčajnej hviezdy, ak jej hmotnosť do tohto okamihu presiahne 1,4 hmotnosti Slnka. Keďže neexistuje zdroj energie z jadrovej syntézy, stabilná rovnováha hviezda sa stáva nemožným a začína katastrofálne stláčanie hviezdy do stredu - gravitačný kolaps. Ak počiatočná hmotnosť hviezdy nepresiahne určitú kritickú hodnotu, potom sa kolaps v centrálnych častiach zastaví a vytvorí sa horúca neutrónová hviezda. Proces kolapsu trvá zlomok sekundy. Po ňom môže nasledovať buď prúdenie zvyšného obalu hviezdy na horúcu neutrónovú hviezdu s emisiou neutrín, alebo vymrštenie obalu v dôsledku termonukleárnej energie „nespálenej“ hmoty alebo energie rotácie. K takémuto vyvrhnutiu dochádza veľmi rýchlo a zo Zeme to vyzerá ako výbuch supernovy. Pozorované neutrónové hviezdy – pulzary sú často spájané so zvyškami supernov. Ak hmotnosť neutrónovej hviezdy presiahne 3-5 hmotností Slnka, jej rovnováha bude nemožná a takáto hviezda bude čiernou dierou. Veľmi dôležité vlastnosti neutrónové hviezdy- rotácia a magnetické pole. Magnetické pole môže byť miliardy alebo biliónkrát silnejšie ako magnetické pole Zeme.

2002-01-18T16:42+0300

2008-06-04T19:55+0400

https://site/20020118/54771.html

https://cdn22.img..png

Správy RIA

https://cdn22.img..png

Správy RIA

https://cdn22.img..png

Termonukleárne reakcie prebiehajúce na slnku

(Ter.Ink. N03-02, 18.1.2002) Vadim Pribytkov, teoretický fyzik, stály korešpondent Terra Incognita. Vedci si dobre uvedomujú, že termonukleárne reakcie prebiehajúce na Slnku vo všeobecnosti spočívajú v premene vodíka na hélium a ťažšie prvky. Ale tu je návod, ako sa tieto transformácie uskutočňujú, neexistuje absolútna jasnosť, presnejšie povedané, prevláda úplná nejednoznačnosť: chýba najdôležitejšie počiatočné spojenie. Preto bola vynájdená fantastická reakcia na spojenie dvoch protónov na deutérium s uvoľnením pozitrónu a neutrína. Takáto reakcia je však v skutočnosti nemožná, pretože medzi protónmi pôsobia silné odpudivé sily. ----Čo sa vlastne deje na Slnku? Prvou reakciou je zrod deutéria, ku ktorého vzniku dochádza pri vysokom tlaku v nízkoteplotnej plazme s tesným spojením dvoch atómov vodíka. V tomto prípade sú dve jadrá vodíka na krátku dobu takmer blízko, pričom sú schopné zachytiť jedno z ...

(Ter. Inc. N03-02, 01/18/2002)

Vadim Pribytkov, teoretický fyzik, stály korešpondent Terra Incognita.

Vedci si dobre uvedomujú, že termonukleárne reakcie prebiehajúce na Slnku vo všeobecnosti spočívajú v premene vodíka na hélium a ťažšie prvky. Ale tu je návod, ako sa tieto transformácie uskutočňujú, neexistuje absolútna jasnosť, presnejšie povedané, prevláda úplná nejednoznačnosť: chýba najdôležitejšie počiatočné spojenie. Preto bola vynájdená fantastická reakcia na spojenie dvoch protónov na deutérium s uvoľnením pozitrónu a neutrína. Takáto reakcia je však v skutočnosti nemožná, pretože medzi protónmi pôsobia silné odpudivé sily.

Čo sa skutočne deje na Slnku?

Prvou reakciou je zrod deutéria, ku ktorého vzniku dochádza pri vysokom tlaku v nízkoteplotnej plazme s tesným spojením dvoch atómov vodíka. V tomto prípade sú dve jadrá vodíka na krátku dobu takmer blízko, pričom sú schopné zachytiť jeden z orbitálnych elektrónov, ktorý s jedným z protónov tvorí neutrón.

K podobnej reakcii môže dôjsť aj za iných podmienok, keď sa do atómu vodíka zavedie protón. V tomto prípade dochádza aj k záchytu orbitálneho elektrónu (K-záchyt).

Nakoniec môže nastať taká reakcia, keď sa dva protóny na krátku dobu spoja, ich spojené sily stačia na zachytenie prechádzajúceho elektrónu a vytvorenie deutéria. Všetko závisí od teploty plazmy alebo plynu, v ktorom tieto reakcie prebiehajú. V tomto prípade sa uvoľní 1,4 MeV energie.

Deutérium je základom pre následný cyklus reakcií, kedy dve jadrá deutéria tvoria trícium s uvoľnením protónu alebo hélium-3 s uvoľnením neutrónu. Obe reakcie sú rovnako pravdepodobné a dobre známe.

Nasledujú reakcie kombinácie trícia s deutériom, trícia s tríciom, hélia-3 s deutériom, hélia-3 s tríciom, hélia-3 s héliom-3 za vzniku hélia-4. Tým sa uvoľní viac protónov a neutrónov. Neutróny sú zachytené jadrami hélia-3 a všetkými prvkami, ktoré majú väzby deutéria.

Tieto reakcie potvrdzuje aj fakt, že zo Slnka je v rámci slnečného vetra vyvrhnuté obrovské množstvo vysokoenergetických protónov. Najpozoruhodnejšie na všetkých týchto reakciách je, že pri nich nevznikajú pozitróny ani neutrína. Všetky reakcie uvoľňujú energiu.

V prírode sa všetko deje oveľa jednoduchšie.

Ďalej, z jadier deutéria, trícia, hélia-3, hélia-4 sa začínajú vytvárať zložitejšie prvky. V tomto prípade celé tajomstvo spočíva v tom, že jadrá hélia-4 sa nemôžu navzájom priamo spájať, pretože sa navzájom odpudzujú. K ich spojeniu dochádza prostredníctvom zväzkov deutéria a trícia. Oficiálna veda tento moment tiež vôbec neberie do úvahy a jadrá hélia-4 ukladá na jednu hromadu, čo je nemožné.

Rovnako fantastický ako oficiálny vodíkový cyklus je aj takzvaný uhlíkový cyklus, ktorý vynašiel G. Bethe v roku 1939, počas ktorého sa zo štyroch protónov tvorí hélium-4 a údajne sa uvoľňujú aj pozitróny a neutrína.

V prírode sa všetko deje oveľa jednoduchšie. Príroda nevymýšľa, ako to robia teoretici, nové častice, ale využíva len tie, ktoré má. Ako vidíme, tvorba prvkov začína pridaním jedného elektrónu o dva protóny (tzv. K-záchyt), v dôsledku čoho sa získa deutérium. K-zachytenie je jedinou metódou na vytváranie neutrónov a je široko praktizované všetkými ostatnými zložitejšími jadrami. Kvantová mechanika popiera prítomnosť elektrónov v jadre, ale je nemožné postaviť jadrá bez elektrónov.

Nepochybne v ranom období po veľký tresk maličký, veľmi horúci vesmír sa rozpínal a ochladzoval, až kým protóny a neutróny neboli schopné sa navzájom spojiť a vytvoriť atómové jadrá. Aké jadrá boli získané a v akom pomere? Toto je veľmi zaujímavý problém pre kozmológov (vedcov zaoberajúcich sa pôvodom vesmíru), problém, ktorý nás nakoniec privedie späť k úvahám o novách a supernovách. Poďme sa na to teda pozrieť trochu podrobne.

Atómové jadrá majú množstvo odrôd. Na pochopenie týchto odrôd sú klasifikované v závislosti od počtu protónov prítomných v týchto jadrách. Toto číslo sa pohybuje od 1 do 100 alebo viac.

Každý protón má elektrický náboj +1. Ostatné častice prítomné v jadrách sú neutróny, ktoré nemajú elektrický náboj. Preto celkový elektrický náboj atómové jadro sa rovná číslu protóny, ktoré obsahuje. Jadro obsahujúce jeden protón má náboj +1, jadro s dvoma protónmi má náboj +2, jadro s pätnástimi protónmi má náboj +15 atď.. Počet protónov v danom jadre (resp. číslo vyjadrujúce elektrický náboj jadra) sa nazýva atómové číslo .

Vesmír sa čoraz viac ochladzuje a každé jadro je už schopné zachytiť určitý počet elektrónov. Každý elektrón má elektrický náboj -1, a pretože opačné náboje sa priťahujú, negatívne nabitý elektrón má tendenciu zostať blízko kladne nabitého jadra. Za normálnych podmienok sa počet elektrónov, ktoré môže držať jedno jadro, rovná počtu protónov v tomto jadre. Keď sa počet protónov v jadre rovná počtu elektrónov, ktoré ho obklopujú, celkový elektrický náboj jadra a elektrónov je nulový a ich kombinácia dáva neutrálny atóm. Počet protónov alebo elektrónov zodpovedá atómovému číslu.

Látka, ktorá sa skladá z atómov s rovnakým atómovým číslom, sa nazýva prvok. Napríklad vodík je prvok pozostávajúci z atómov, ktorých jadrá obsahujú jeden protón a jeden elektrón v jeho blízkosti. Takýto atóm sa nazýva „atóm vodíka“ a jadro takéhoto atómu sa nazýva „jadro vodíka“. Atómové číslo vodíka je teda 1. Hélium pozostáva z atómov hélia obsahujúcich jadrá s dvoma protónmi, preto je atómové číslo hélia 2. Podobne lítium má atómové číslo 3, berýlium - 4, bór - 5, uhlík - 6, dusík - 7, kyslík - 8 atď.

Pomocou chemickej analýzy zemskej atmosféry, oceánu a pôdy sa zistilo, že existuje 81 stabilných prvkov, teda 81 prvkov, ktoré nebudú donekonečna podliehať žiadnym zmenám v prírodných podmienkach.

Najmenej zložitý atóm na Zemi (v skutočnosti) je atóm vodíka. Rast atómového čísla nás privedie k najzložitejšiemu stabilnému atómu na Zemi. Toto je atóm bizmutu s atómovým číslom 83, t.j. každé jadro bizmutu obsahuje 83 protónov.

Keďže celkovo existuje 81 stabilných prvkov, zo zoznamu atómových čísel treba vynechať dve čísla, a to tak: atómy so 43 protónmi a 61 protónmi sú nestabilné, prvky s atómovými číslami 43 a 61, ktoré prešli chemickou analýzou, nie sú nachádza v prírodných materiáloch.

To však neznamená, že prvky s atómovými číslami 43 a 61 alebo s číslom väčším ako 83 nemôžu dočasne existovať. Tieto atómy sú nestabilné, takže sa skôr či neskôr v jednom alebo viacerých krokoch rozložia na atómy, ktoré zostanú stabilné. Nemusí sa to nevyhnutne stať okamžite, ale môže to trvať dlho. Tórium (atómové číslo 90) a urán (atómové číslo 92) vyžadujú miliardy rokov atómového rozpadu, aby sa stali stabilnými atómami olova (atómové číslo 82).

V skutočnosti sa za celé tie dlhé miliardy rokov existencie Zeme podarilo rozpadnúť len časti tória a uránu, ktoré boli pôvodne prítomné v jej štruktúre. Asi 80 % pôvodného tória a 50 % uránu uniklo rozkladu a dnes ho možno nájsť v horninách zemského povrchu.

V zemskej kôre (jej vrchných vrstvách) je síce prítomných všetkých 81 stabilných prvkov (plus tórium a urán), ale v rôznych množstvách. Najčastejšie ide o kyslík (atómové číslo 8), kremík (14), hliník (13) a železo (26). Kyslík tvorí 46,6% zemskej kôry, kremík - 27,7%, hliník - 8,13%, železo -5%. Táto štvorica tvorí takmer sedem osmín zemskej kôry, jednu osminu - všetky ostatné prvky.

Samozrejme, tieto prvky zriedkavo existujú vo svojej čistej forme. Miešaním majú tendenciu sa navzájom spájať. Tieto kombinácie (alebo kombinácie prvkov) atómov sa nazývajú zlúčeniny. Atómy kremíka a kyslíka sa na seba viažu veľmi svojráznym spôsobom, k tejto zlúčenine (kremík / kyslík) sa sem-tam pripájajú atómy železa, hliníka a iných prvkov. Takéto zlúčeniny - kremičitany - sú bežné horniny, z ktorých pozostáva prevažne zemská kôra.

Keďže samotné atómy kyslíka sú ľahšie ako ostatné najbežnejšie prvky zemskej kôry, celková hmotnosť kyslíka obsahuje viac atómov ako podobná hmotnosť iných prvkov. Na každých 1000 atómov zemskej kôry pripadá 625 atómov kyslíka, 212 kremíka, 65 hliníka a 19 železa, teda 92 % atómov zemskej kôry pripadá tak či onak na tieto štyri prvky.

zemská kôra- nie skúšobná vzorka vesmíru a dokonca ani Zeme ako celku. Hovorí sa, že „jadro“ Zeme (centrálna oblasť tvoriaca jednu tretinu hmotnosti planéty) pozostáva takmer výlučne zo železa. Ak to vezmeme do úvahy, potom železo tvorí 38% hmotnosti celej Zeme, kyslík - 28%, kremík - 15%. Štvrtým najrozšírenejším prvkom môže byť skôr horčík ako hliník, ktorý tvorí až 7 % zemskej hmoty. Tieto štyri prvky spolu tvoria sedem osmín hmotnosti celej Zeme. Potom na každých 1000 atómov vo všeobecnosti na Zemi pripadá 480 atómov kyslíka, 215 železa, 150 kremíka a 80 horčíka, t.j. spolu tieto štyri tvoria 92,5 % všetkých atómov Zeme. Zem však nie je typickou planétou slnečnej sústavy. Možno, že Venuša, Merkúr, Mars a Mesiac, svojou štruktúrou veľmi podobné Zemi, sú zložené z kamenných materiálov a podobne ako Venuša a Merkúr majú jadro bohaté na železo. Do istej miery to isté platí aj pre satelity a niektoré asteroidy, no všetky tieto kamenné svety (so železnými jadrami alebo bez nich) netvoria ani pol percenta celkovej hmotnosti všetkých objektov obiehajúcich okolo Slnka. Zvyšných 99,5 % hmotnosti slnečnej sústavy (bez hmotnosti Slnka) patrí štyrom obrovským planétam: Jupiter, Saturn, Urán a Neptún. Len Jupiter (najväčší zo všetkých) tvorí viac ako 70 % celkovej hmoty.

Jupiter má pravdepodobne relatívne malé kamenné kovové jadro. Štruktúra obrovskej planéty, súdiac podľa údajov spektroskopie a vzoriek planét, pozostáva z vodíka a hélia. Zdá sa, že to platí aj pre iné obrie planéty.

Vráťme sa však k Slnku, ktorého hmotnosť je 500-krát väčšia ako hmotnosť všetkých planetárnych telies dohromady – od Jupitera po maličké zrnko prachu; zistíme (hlavne vďaka spektroskopii), že jeho objem je naplnený rovnakým vodíkom a héliom. V skutočnosti asi 75 % jeho hmotnosti pripadá na vodík, 22 % na hélium a 3 % tvoria všetky ostatné prvky dohromady. Kvantitatívne zloženie atómov Slnka bude také, že na každých 1000 atómov Slnka pripadá 920 atómov vodíka a 80 atómov hélia. Menej ako jeden atóm z tisíc predstavuje všetky ostatné prvky.

Slnko má nepochybne leví podiel na hmotnosti celej slnečnej sústavy a nebudeme sa veľmi mýliť, keď rozhodneme, že jeho elementárne zloženie je reprezentatívne pre celú sústavu ako celok. Drvivá väčšina hviezd sa svojim elementárnym zložením podobá Slnku. Okrem toho je známe, že riedkymi plynmi, ktoré vypĺňajú medzihviezdny a medzigalaktický priestor, sú tiež hlavne vodík a hélium.

Preto môžeme konštatovať, že z 1000 atómov celého vesmíru je 920 vodík, 80 hélium a menej ako jeden je všetko ostatné.

prečo je to tak? Je vodíkovo-héliový vesmír spojený s Veľkým treskom? Očividne áno. Aspoň čo sa týka Gamowovho systému uvažovania, systému vylepšeného, ​​no v podstate nezmeneného.

Tu je návod, ako to funguje. Veľmi skoro po Veľkom tresku, v zlomku sekundy, sa rozpínajúci sa vesmír ochladil do bodu, keď sa vytvorili nám známe zložky atómov: protóny, neutróny a elektróny. V podmienkach obrovskej teploty, ktorá vtedy ešte panovala, nič zložitejšie nemohlo existovať. Častice sa nemohli navzájom spojiť: pri takejto teplote, dokonca aj pri zrážke, sa okamžite odrazili rôzne strany.

To platí aj pri zrážkach protón-protón alebo neutrón-neutrón, dokonca aj pri oveľa nižších teplotách, ako je teplota súčasného vesmíru. Ako však teplota v raných štádiách vývoja vesmíru naďalej klesala, nastal bod, keď pri zrážkach protón-neutrón bolo možné, aby sa dve častice držali spolu. Pohromade ich drží takzvaná silná sila, najsilnejšia zo štyroch známych síl.

Protón-1 je jadro vodíka, ako bolo uvedené vyššie v tejto kapitole. Ale kombinácia protón-neutrón je tiež jadro vodíka, pretože má jeden protón, čo je všetko, čo je potrebné na to, aby sa kvalifikovalo ako jadro vodíka. Tieto dva typy vodíkových jadier (protón a protón - neutrón) sa nazývajú izotopy vodíka a určujú sa v závislosti od celkový početčastice, ktoré obsahujú. Protón s iba jednou časticou je jadro vodíka-1. Kombináciou protón-neutrón, ktorá obsahuje iba dve častice, je jadro vodíka-2.

Pri vysokých teplotách raného vesmíru, keď vznikali rôzne jadrá, nebolo jadro vodíka-2 veľmi stabilné. Snažila sa buď rozpadnúť na samostatné protóny a neutróny, alebo sa spojiť s ďalšími časticami s následným vytvorením zložitejších (ale možno stabilnejších) jadier. Jadro vodíka-2 sa môže zraziť s protónom a spojiť sa s ním, čím vznikne jadro zložené z dvoch protónov a jedného neutrónu. V tejto kombinácii sú dva protóny a dostaneme jadro hélia, a keďže v jadre sú tri častice, ide o hélium-3.

Ak sa vodík-2 zrazí a uzavrie s neutrónom, vznikne jadro pozostávajúce z jedného protónu a dvoch neutrónov (opäť troch častíc spolu). Výsledkom je vodík-3.

Vodík-3 je nestabilný pri akejkoľvek teplote, dokonca aj pri nízkej teplote moderného vesmíru, takže prechádza večnými zmenami, aj keď je bez vplyvu iných častíc alebo kolízií s nimi. Jeden z dvoch neutrónov v jadre vodíka-3 sa skôr či neskôr zmení na protón a z vodíka-3 sa stane hélium-3. Za súčasných podmienok táto zmena nie je príliš rýchla: polovica jadier vodíka-3 sa premení na hélium-3 za niečo vyše dvanásť rokov. Pri obrovských teplotách raného vesmíru bola táto zmena nepochybne rýchlejšia.

Takže teraz máme tri typy jadier, ktoré sú stabilné moderné podmienky: vodík-1, vodík-2 a hélium-3.

Častice hélia-3 sa medzi sebou viažu ešte slabšie ako častice vodíka-2 a hlavne kedy zvýšené teploty v ranom vesmíre má hélium-3 silnú tendenciu sa rozpadať alebo meniť ďalším pridávaním častíc.

Ak by hélium-3 náhodou narazilo na protón a muselo by sa s ním spojiť, potom by sme mali jadro zložené z troch protónov a neutrónu. Išlo by o lítium-4, ktoré je nestabilné pri akejkoľvek teplote, keďže aj pri nízkej teplote zemského povrchu sa jeden z jeho protónov rýchlo mení na neutrón. Výsledkom je spojenie dvoch protónov – dvoch neutrónov, čiže hélia-4.

Hélium-4 je veľmi stabilné jadro, najstabilnejšie pri bežných teplotách s výnimkou jediného protónu, ktorý tvorí vodík-1. Po vytvorení nemá takmer žiadnu tendenciu k rozkladu, a to ani pri veľmi vysokých teplotách.

Ak sa hélium-3 zrazí a spojí s neutrónom, okamžite vznikne hélium-4. Ak sa dve jadrá vodíka-2 zrazia a splynú, opäť sa vytvorí hélium-4. Ak sa hélium-3 zrazí s vodíkom-2 alebo iným héliom-3, vytvorí sa hélium-4 a nadbytočné častice sa preosejú ako jednotlivé protóny a neutróny. Hélium-4 teda vzniká na úkor vodíka-2 a hélia-3.

V skutočnosti, keď sa vesmír ochladil na teplotu, pri ktorej by protóny a neutróny, keď sa spojili, mohli vytvoriť zložitejšie jadrá, potom prvým takým jadrom, ktoré vzniklo vo veľkých množstvách, bolo práve hélium-4.

Ako sa vesmír ďalej rozpínal a ochladzoval, vodík-2 a hélium-3 boli čoraz menej ochotné meniť sa a niektoré z nich takpovediac zamrzli na nemennú existenciu. V súčasnosti je iba jeden atóm vodíka z každých 7 000 vodíkom-2; hélium-3 je ešte zriedkavejšie – iba jeden atóm hélia na milión. Takže bez toho, aby sme brali do úvahy vodík-2 a hélium-3, môžeme povedať, že krátko potom, čo sa vesmír dostatočne ochladil, sa skladal z jadier vodíka-1 a hélia-4. Hmotnosť vesmíru teda pozostávala zo 75 % vodíka-1 a 25 % hélia-4.

V priebehu času na miestach, kde bola teplota dostatočne nízka, jadrá priťahovali negatívne nabité elektróny, ktoré boli držané kladne nabitými jadrami silou elektromagnetickej interakcie - druhej najsilnejšej zo štyroch interakcií. Jeden protón jadra vodíka-1 spojený s jedným elektrónom a dva protóny jadra hélia-4 spojené s dvoma elektrónmi. Takto vznikli atómy vodíka a hélia. V kvantitatívnom vyjadrení na každých 1000 atómov vo vesmíre pripadá 920 atómov vodíka-1 a 80 atómov hélia-4.

Toto je vysvetlenie vodíkovo-héliového vesmíru. Ale počkaj chvíľu! A čo atómy ťažšie ako hélium a s vyššou atómovou hmotnosťou? (Zozbierajme všetky atómy obsahujúce viac ako štyri častice v jadrách pod označením "ťažké atómy"). Vo vesmíre je veľmi málo ťažkých atómov, napriek tomu existujú. Ako sa objavili? Logika diktuje, že hoci je hélium-4 veľmi stabilné, stále má miernu tendenciu spájať sa s protónom, neutrónom, vodíkom-2, héliom-3 alebo iným héliom-4 a vytvárať malé množstvá rôznych ťažkých atómov; to je zdroj asi 3% hmotnosti dnešného vesmíru, ktorý pozostáva z týchto atómov.

Žiaľ, táto odpoveď pri skúmaní neobstojí. Ak by sa hélium-4 zrazilo s vodíkom-1 (jeden protón) a spojili by sa, vzniklo by jadro s tromi protónmi a dvoma neutrónmi. Bolo by to lítium-5. Ak by sa hélium-4 zrazilo a spojilo sa s neutrónom, výsledkom by bolo jadro s dvoma protónmi a tromi neutrónmi, čiže hélium-5.

Ani lítium-5, ani hélium-5, dokonca ani vytvorené v podmienkach nášho chladeného vesmíru, neprežijú viac ako niekoľko biliónov bilióntiny sekundy. Počas tohto obdobia sa rozpadnú buď na hélium-4, alebo na protón či neutrón.

Možnosť kolízie a splynutia hélia-4 s vodíkom-2 alebo héliom-3 je veľmi nepochopiteľná, vzhľadom na to, aké vzácne sú posledné dve jadrá v prvotnej zmesi. Všetkých ťažkých atómov, ktoré mohli vzniknúť týmto spôsobom, je príliš málo na to, aby zodpovedalo toľkým atómom, ktoré dnes existujú. Je viac možné kombinovať jedno jadro hélia-4 s iným jadrom hélia-4. Takéto dvojité jadro pozostávajúce zo štyroch protónov a štyroch neutrónov by sa malo stať berýliom-8. Berýlium je však ďalšie extrémne nestabilné jadro: aj v podmienkach nášho súčasného vesmíru existuje menej ako niekoľko stotín bilióntiny sekundy. Po vytvorení sa okamžite rozdelí na dve jadrá hélia-4.

Samozrejme, niečo rozumné by sa stalo, keby sa tri jadrá hélia-4 stretli v dôsledku „trojcestnej“ kolízie a prilepili by sa k sebe. Ale nádej, že sa to stane v prostredí, kde je hélium-4 obklopené vodíkom-1, ktorý mu dominuje, je príliš malá na to, aby sme ju brali do úvahy.

Preto v čase, keď sa vesmír roztiahol a ochladil do bodu, keď sa skončila tvorba komplexných jadier, je v hojnosti iba vodík-1 a hélium-4. Ak zostanú voľné neutróny, rozpadajú sa na protóny (vodík-1) a elektróny. Netvoria sa ťažké atómy.

V takomto vesmíre sa oblaky plynného vodíka a hélia rozpadajú na masy galaktickej veľkosti a tie sa kondenzujú na hviezdy a obrie planéty. Výsledkom je, že hviezdy aj obrie planéty sú takmer úplne zložené z vodíka a hélia. A má zmysel sa obávať niektorých ťažkých atómov, ak tvoria len 3 % hmotnosti a menej ako 1 % počtu existujúcich atómov?

To dáva zmysel! Tieto 3 % je potrebné vysvetliť. Nesmieme zanedbať zanedbateľné množstvo ťažkých atómov vo hviezdach a obrích planétach, pretože planéta ako Zem je zložená takmer výlučne z ťažkých atómov. Navyše v Ľudské telo a vo všeobecnosti u živých bytostí vodík tvorí len 10% hmotnosti a hélium úplne chýba. Všetkých zvyšných 90 % hmoty tvoria ťažké atómy.

Inými slovami, ak by vesmír zostal nezmenený krátko po Veľkom tresku a dokončení procesu tvorby jadier, planéty ako Zem a samotný život na nej v určitej forme by boli úplne nemožné.

Predtým, ako sme sa vy a ja mohli objaviť na tomto svete, museli byť najprv vytvorené ťažké atómy. Ale ako?

V skutočnosti to pre nás už nie je záhadou, keďže sme už hovorili o tom, ako vznikajú jadrá v hlbinách hviezd. Napríklad v našom Slnku v jeho centrálnych oblastiach sa vodík nepretržite mení na hélium (vodíková fúzia, ktorá slúži ako zdroj energie Slnka. Vodíková fúzia prebieha aj vo všetkých ostatných hviezdach hlavnej postupnosti).

Ak by to bola jediná možná transformácia a táto transformácia by bola predurčená trvať neobmedzene dlho súčasným tempom, potom by sa všetok vodík syntetizoval a vesmír by sa skladal z čistého hélia asi 500 miliárd rokov (30 - 40-násobok veku nášho vesmíru). ). Napriek tomu je vzhľad masívnych atómov nepochopiteľný.

Masívne atómy, ako teraz vieme, pochádzajú z jadra hviezdy. Ale rodia sa až vtedy, keď je čas, aby takáto hviezda opustila hlavnú sekvenciu. V tomto klimakterickom bode je jadro také husté a horúce, že jadrá hélia-4 na seba narážajú najväčšou rýchlosťou a frekvenciou. Z času na čas sa tri jadrá hélia-4 zrazia a spoja do jedného stabilného jadra, ktoré pozostáva zo šiestich protónov a šiestich neutrónov. Je to uhlík-12.

Ako môže dôjsť k trojitej zrážke v jadre hviezdy teraz a nie v období bezprostredne po Veľkom tresku?

No v jadrách hviezd, ktoré sa pripravujú na odchod z hlavnej postupnosti, dosahuje teplota pod obrovským tlakom približne 100 000 000 °C. Takéto teploty a tlaky sú vlastné aj veľmi mladému vesmíru. Ale jadro hviezdy má jednu veľkú výhodu: K trojitej zrážke hélia-4 dôjde oveľa ľahšie, ak v jadre hviezdy nie sú žiadne iné jadrá okrem jadier vodíka-1, ktoré prepravujú jadrá hélia-4.

To znamená, že ťažké jadrá vznikajú vo vnútri hviezd počas celej histórie vesmíru, napriek tomu, že takéto jadrá nevznikli hneď po Veľkom tresku. Navyše dnes aj v budúcnosti sa v jadrách hviezd budú vytvárať ťažké jadrá. A nielen uhlíkové jadrá, ale všetky ostatné masívne jadrá vrátane železa, čo, ako bolo povedané, je koniec normálnych fúznych procesov vo hviezdach.

A predsa zostávajú dve otázky: 1) ako sa ťažké jadrá, ktoré vznikli v centrách hviezd, šíria vo vesmíre takým spôsobom, že sú na Zemi aj v nás samých? 2) ako sa podarí vytvoriť prvky s masívnejšími jadrami ako jadrá železa? Koniec koncov, najmasívnejšie stabilné jadro železa je železo-58, pozostávajúce z 26 protónov a 32 neutrónov. A predsa sú na Zemi ešte ťažšie jadrá, až po urán-238, ktorý má 92 protónov a 146 neutrónov.

Najprv sa pozrime na prvú otázku. Existujú procesy, ktoré prispievajú k šíreniu hviezdneho materiálu vo vesmíre?

Existovať. A niektoré z nich môžeme jasne cítiť štúdiom nášho vlastného Slnka.

Voľnému oku (s potrebnými opatreniami) sa Slnko môže zdať ako pokojná jasná guľa bez rysov, ale vieme, že je v stave večnej búrky. Obrovské teploty v jej vnútri spôsobujú konvekčné pohyby v horných vrstvách (ako v hrnci s vodou, ktorá sa chystá vrieť). Slnečná hmota tu a tam neustále stúpa a láme povrch, preto je povrch Slnka pokrytý „granulami“, ktoré sú preň konvekčnými stĺpmi. (Takáto granula vyzerá na fotografiách slnečná plocha pomerne malý, ale v skutočnosti má rozlohu slušného amerického alebo európskeho štátu.)

Konvekčný materiál sa pri stúpaní rozširuje a ochladzuje a keď sa dostane na povrch, má tendenciu opäť klesať, aby vytvoril priestor pre nové, teplejšie prúdenie.

Tento večný kolobeh sa ani na chvíľu nezastaví, napomáha prenosu tepla z jadra na povrch Slnka. Z povrchu sa do vesmíru uvoľňuje energia vo forme žiarenia, väčšinu tvorí svetlo, ktoré vidíme a od ktorého závisí samotný život na Zemi.

Proces konvekcie môže niekedy viesť k mimoriadnym udalostiam na povrchu hviezdy, kedy do vesmíru uniká nielen žiarenie, ale aj celé kopy skutočnej slnečnej hmoty.

V roku 1842 bolo v južnom Francúzsku a severnom Taliansku pozorované úplné zatmenie Slnka. V tom čase sa zatmenia len zriedkavo podrobne skúmali, pretože sa zvyčajne odohrávali v oblastiach vzdialených od veľkých astronomických observatórií a cestovať na veľké vzdialenosti s plným nákladom špeciálneho vybavenia nebolo vôbec jednoduché. Ale zatmenie v roku 1842 prešlo blízko astronomických centier západnej Európy a všetci astronómovia so svojimi prístrojmi sa tam zhromaždili.

Prvýkrát bolo zaznamenané, že okolo slnečného okraja je niekoľko rozžeravených fialovo sfarbených objektov, ktoré sa stali jasne viditeľnými, keď bol disk Slnka zakrytý Mesiacom. Vyzeralo to ako výtrysky slnečného materiálu vystrelené do vesmíru a tieto ohnivé jazyky sa nazývali „protuberancie“.

Astronómovia ešte chvíľu váhali, či tieto protuberancie patria Mesiacu alebo Slnku, no v roku 1851 došlo k ďalšiemu zatmeniu, tentoraz pozorovanému vo Švédsku, a pozorné pozorovanie ukázalo, že protuberancie sú fenomén, slnečný a Mesiac má nič s nimi spoločné.

Odvtedy sa výbežky pravidelne študujú a teraz ich možno kedykoľvek pozorovať pomocou vhodných prístrojov. Aby ste to urobili, nemusíte čakať na úplné zatmenie. Niektoré výbežky sa dvíhajú v mohutnom oblúku a dosahujú výšky desiatok tisíc kilometrov nad povrchom Slnka. Iné explodujú smerom nahor rýchlosťou 1300 km/s. Aj keď sú protuberancie najpozoruhodnejším javom pozorovaným na povrchu Slnka, stále nenesú najviac energie.

V roku 1859 si anglický astronóm Richard Carrington (1826–1875) všimol svetelný bod v tvare hviezdy, ktorý blikal na povrchu Slnka, horel päť minút a potom zmizol. Bolo to prvé zaznamenané pozorovanie toho, čo dnes nazývame slnečná erupcia. Sám Carrington si myslel, že na Slnko dopadol veľký meteorit.

Pozorovanie Carringtona neupútalo pozornosť, kým americký astronóm George Hale v roku 1926 nevynašiel spektrohelioskop. To umožnilo pozorovať Slnko vo svetle špeciálnych vlnových dĺžok. Slnečné erupcie sú nápadne bohaté na niektoré vlnové dĺžky svetla a keď sa Slnko pozerá na túto vlnovú dĺžku, erupcie sú viditeľné veľmi jasne.

Teraz vieme, že slnečné erupcie sú bežné, sú spojené so slnečnými škvrnami, a keď je na Slnku veľa slnečných škvŕn, malé erupcie sa vyskytujú každých pár hodín a väčšie po niekoľkých týždňoch.

Slnečné erupcie sú explózie s vysokou energiou na slnečnom povrchu a tie oblasti povrchu, ktoré vzplanú, sú oveľa horúcejšie ako ostatné oblasti okolo nich. Vzplanutie pokrývajúce len tisícinu povrchu Slnka by mohlo vyslať viac vysokoenergetického žiarenia ( ultrafialové žiarenie, röntgenové lúče a dokonca aj gama lúče), než by vysielal celý normálny povrch Slnka.

Hoci protuberancie vyzerajú veľmi pôsobivo a môžu existovať niekoľko dní, Slnko nimi stráca veľmi málo hmoty. Flash je úplne iná záležitosť. Sú menej nápadné, mnohé z nich trvajú len pár minút, aj tie najväčšie po pár hodinách úplne zmiznú, no majú takú vysokú energiu, že vystreľujú hmotu do vesmíru; táto záležitosť je navždy stratená pre slnko.

Začalo sa to chápať v roku 1843, keď nemecký astronóm Samuel Heinrich Schwabe (1789 – 1875), ktorý Slnko denne pozoroval sedemnásť rokov, uviedol, že počet slnečných škvŕn na jeho povrchu v priebehu približne jedenástich rokov pribúda a ubúda.

V roku 1852 anglický fyzik Edward Sabin (1788 – 1883) pozoroval, že poruchy v magnetickom poli Zeme (“ magnetické búrky“) stúpajú a klesajú v rovnakom čase ako cyklus slnečných škvŕn.

Najprv to bolo len štatistické vyúčtovanie, pretože nikto nevedel, o akú súvislosť môže ísť. Avšak postupom času, keď začali chápať energetickú podstatu slnečných erupcií, sa objavila súvislosť. Dva dni po tom, čo v blízkosti stredu slnečného disku (bol teda priamo otočený k Zemi) vybuchla veľká slnečná erupcia, sa strelky kompasu na Zemi pokazili a polárna žiara nadobudla úplne nezvyčajný vzhľad.

Toto dvojdňové čakanie malo veľký zmysel. Ak by tieto účinky spôsobilo slnečné žiarenie, potom by časový interval medzi vypuknutím a jeho následkami bol osem minút: slnečné žiarenie letí smerom k Zemi rýchlosťou svetla. Meškanie dvoch dní však znamenalo, že nech už „problém“ spôsobí tieto účinky akýkoľvek, musí sa pohybovať zo Slnka na Zem rýchlosťou asi 300 km/h. Samozrejme, je aj rýchly, no v žiadnom prípade neúmerný rýchlosti svetla. Takáto rýchlosť sa dá očakávať od subatomárnych častíc. Tieto častice, vyvrhnuté v dôsledku slnečných udalostí v smere k Zemi, niesli elektrické náboje a pri prechode okolo Zeme mali takto pôsobiť na strelky kompasu a polárnu žiaru. Keď bola pochopená a prijatá myšlienka subatomárnych častíc vyvrhnutých zo Slnka, začala sa vyjasňovať ďalšia črta Slnka.

Keď je Slnko v stave úplného zatmenia, jednoduchým okom môžete okolo neho vidieť perleťovú žiaru, v strede, na mieste Slnka, je čierny kotúč zamračeného Mesiaca. Touto žiarou (alebo svietivosťou) je slnečná koruna, ktorá dostala svoj názov z latinského slova corona – koruna (koruna obklopuje Slnko akousi žiarivou korunou, alebo halo).

Spomínané zatmenie Slnka v roku 1842 viedlo k začiatku vedeckého skúmania protuberancií. Potom bola koruna prvýkrát starostlivo preskúmaná. Ukázalo sa, že aj ona patrí Slnku, nie Mesiacu. Od roku 1860 sa výskumom koróny zaoberá fotografia a neskôr spektroskopia.

V roku 1870 v období zatmenie Slnka V Španielsku americký astronóm Charles Young (1834–1908) prvýkrát študoval spektrum koróny. V spektre našiel jasne zelenú čiaru, ktorá nezodpovedala polohe žiadnej známej čiary žiadneho zo známych prvkov. Boli objavené aj ďalšie podivné línie a Young predpokladal, že predstavujú nejaký nový prvok a nazval ho „corony“.

Aké je využitie tejto "korónie", len a všetko, čo tam je nejaký druh spektrálnej čiary. Dovtedy nie, kým nebola opísaná povaha štruktúry atómu. Ukázalo sa, že každý atóm pozostáva z ťažkého jadra v strede, obklopeného jedným alebo viacerými ľahkými elektrónmi na periférii. Zakaždým, keď elektrón opustí atóm, spektrálne čiary vytvorené týmto atómom sa zmenia. Chemici dokázali rozoznať spektrum atómov, z ktorých odišli dva alebo tri elektróny, ale technika na odstránenie veľkého počtu elektrónov a štúdium spektra za týchto podmienok im ešte nebola dostupná.

V roku 1941 sa Bengtovi Edlenovi podarilo ukázať, že „korónium“ vôbec nie je novým prvkom. Bežné prvky - železo, nikel a vápnik zanechávajú presne rovnaké čiary, ak im odoberiete tucet elektrónov. Takže "korónium" bol obyčajný prvok, ktorému chýbalo veľa elektrónov.

Takýto veľký deficit elektrónov mohli spôsobiť len výnimočne vysoké teploty a Edlen navrhol, aby slnečná koróna mala teplotu jeden alebo dva milióny stupňov. Najprv sa to stretlo so všeobecnou nedôverou, ale nakoniec, keď prišla hodina raketovej techniky, sa zistilo, že slnečná koróna vyžaruje röntgenové žiarenie, a to sa môže diať len pri teplotách, ktoré predpovedal Edlen.

Koróna je teda vonkajšia atmosféra Slnka, neustále napájaná hmotou vyvrhovanou slnečnými erupciami. Koróna je mimoriadne žiarivá hmota, riedka natoľko, že v jednom kubickom centimetri je menej ako miliarda častíc, čo je asi jedna biliónina hustoty. zemskú atmosféru na hladine mora.

V skutočnosti ide o skutočné vákuum. Energia vyvrhnutá z povrchu Slnka jeho erupciami, magnetickými poľami a obrovskými zvukovými vibráciami z neprestajne burácajúcich konvekčných prúdov je rozdelená medzi relatívne malý počet častíc. Hoci všetko teplo obsiahnuté v koróne je malé (vzhľadom na jej primeraný objem), množstvo tepla, ktoré má každá z týchto niekoľkých častíc, je dosť vysoké, a práve toto „teplo na časticu“ sa myslí nameranou teplotou.

Korónové častice sú jednotlivé atómy vyvrhnuté smerom von zo slnečného povrchu, z ktorých väčšina alebo všetky elektróny boli odobraté vysokými teplotami. Pretože Slnko sa skladá prevažne z vodíka, väčšina týchto častíc sú vodíkové jadrá alebo protóny. Po vodíku v kvantitatívnom vyjadrení nasledujú jadrá hélia. Počet všetkých ostatných ťažších jadier je celkom zanedbateľný. A hoci niektoré ťažké jadrá spôsobujú slávne línie korónia, sú prítomné iba vo forme stôp.

Častice koróny sa pohybujú od Slnka všetkými smermi. Ako sa šíria, koróna zaberá stále väčší objem a stáva sa redšia. V dôsledku toho jeho svetlo stále viac slabne, až v určitej vzdialenosti od Slnka úplne zmizne.

Samotný fakt, že koróna zoslabne až do úplného vymiznutia pre oči pozorovateľa, však neznamená, že ďalej neexistuje v podobe častíc rútiacich sa do vesmíru. Americký fyzik Eugene Parker (nar. 1927) v roku 1959 nazval tieto rýchle častice slnečný vietor.

Slnečný vietor, expandujúci, dosiahne najbližšie planéty a prejde ešte ďalej. Raketové testy ukázali, že slnečný vietor je detekovateľný za dráhou Saturna a je pravdepodobné, že bude detekovateľný aj za dráhami Neptúna a Pluta.

Inými slovami, všetky planéty, ktoré sa točia okolo Slnka, sa pohybujú v jeho najširšej atmosfére. Táto atmosféra je však natoľko riedka, že žiadnym hmatateľným spôsobom neovplyvňuje pohyb planét.

A predsa nie je slnečný vietor vecou takou prízračnou, aby sa neprejavovala mnohými spôsobmi. Častice slnečného vetra sú elektricky nabité a tieto častice, zachytené magnetickým poľom Zeme, tvoria „Van Allenove pásy“, ktoré sa zapália. Polárne svetlá, mätúce kompasy a elektronické zariadenia. Slnečné erupcie na chvíľu zosilnia slnečný vietor a na chvíľu výrazne zvýšia intenzitu týchto účinkov.

V blízkosti Zeme sa častice slnečného vetra rútia rýchlosťou 400-700 km/s a ich počet v 1 cm 3 kolíše od 1 do 80. Ak by tieto častice dopadli na zemský povrch, mali by najškodlivejší účinok na všetko živé, našťastie nás chráni magnetické pole Zeme a jej atmosféra.

Množstvo hmoty stratenej Slnkom slnečným vetrom je 1 miliarda kg/s. Na ľudské pomery je to strašne veľa, pre Slnko je to len maličkosť. Slnko bolo v hlavnej postupnosti asi 5 miliárd rokov a zostane na nej ďalších 5 až 6 miliárd rokov. Ak počas celej tej doby strácalo a bude aj naďalej strácať svoju hmotnosť s vetrom súčasným tempom, potom celková strata Slnka počas celého obdobia jeho života ako hviezdy hlavnej postupnosti bude 1/5 jeho hmotnosti. omša.

Napriek tomu 1/5 hmotnosti akejkoľvek pevnej hviezdy nie je priemerné množstvo pridané k celkovej zásobe hmoty unášanej v obrovských priestoroch medzi hviezdami. Toto je len príklad toho, ako sa hmota môže vzdialiť od hviezd a pripojiť sa k celkovej zásobe medzihviezdneho plynu.

Naše Slnko nie je v tomto zmysle nič neobvyklé. Máme všetky dôvody veriť, že každá hviezda, ktorá ešte neskolabovala, vysiela hviezdny vietor.

Samozrejme, nemôžeme študovať hviezdy rovnakým spôsobom ako Slnko, ale je možné urobiť určité zovšeobecnenia. Existujú napríklad malí, chladní červení trpaslíci, ktorí v nepravidelných intervaloch náhle vykazujú zvýšenie jasu sprevádzané zbelením svetla. Toto zosilnenie trvá niekoľko minút až hodinu a má také vlastnosti, že si ho možno pomýliť s zábleskom na povrchu malej hviezdy.

Títo červení trpaslíci sa preto nazývajú vzplanuté hviezdy.

Záblesk, ktorý je svojou veľkosťou menej slabý ako slnečný záblesk, získa na malej hviezde oveľa výraznejší účinok. Ak dostatočne veľká erupcia môže zvýšiť žiarenie Slnka o 1 %, potom by rovnaká erupcia stačila na 250-násobné zosilnenie svetla slabej hviezdy.

V dôsledku toho sa môže ukázať, že červení trpaslíci vysielajú hviezdny vietor veľmi pôsobivej kvality.

Niektoré hviezdy pravdepodobne vysielajú nezvyčajne silné hviezdne vetry. Napríklad červení obri majú prehnane natiahnutú štruktúru, z ktorých najväčší majú 500-krát väčší priemer ako Slnko. Preto je ich povrchová gravitácia relatívne malá veľká hmota obrovského červeného obra ledva vyvažuje nezvyčajne veľká vzdialenosť od stredu k povrchu. Navyše, červení obri sa blížia ku koncu svojej existencie a skončí sa jej kolapsom. Preto sú mimoriadne turbulentné.

Z toho možno predpokladať, že silné víry odnášajú hviezdnu hmotu napriek slabej povrchovej príťažlivosti.

Veľký červený obr Betelgeuse je dostatočne blízko k nám, že astronómovia o ňom dokážu zhromaždiť nejaké údaje. Napríklad sa verí, že hviezdny vietor Betelgeuse je miliardkrát silnejší ako slnečný. Aj keď vezmeme do úvahy, že hmotnosť Betelgeuse je 16-krát väčšia ako hmotnosť Slnka, táto hmotnosť by sa pri tejto rýchlosti vyčerpania mohla úplne roztopiť asi za milión rokov (ak sa nezrúti oveľa skôr).

Zrejme môžeme predpokladať, že slnečný vietor našej hviezdy nie je príliš vzdialený od priemernej intenzity všetkých hviezdnych vetrov vo všeobecnosti. Ak predpokladáme, že v našej galaxii je 300 miliárd hviezd, potom celková hmotnosť stratená hviezdnym vetrom bude 3 x 1020 kg/s.

To znamená, že každých 200 rokov unikne množstvo hmoty z hviezd do medzihviezdneho priestoru, rovná hmotnosti Slnko. Za predpokladu, že naša Galaxia má 15 miliárd rokov a že slnečné vetry „fúkali“ počas tejto doby rovnako, dostaneme, že celková hmotnosť hmoty prenesenej z hviezd do vesmíru sa rovná hmotnosti 75 miliónov hviezd, ako je naše Slnko. alebo približne 1/3 hmotnosti galaxie.

Ale hviezdne vetry pochádzajú z povrchových vrstiev hviezd a tieto vrstvy sú úplne (alebo takmer úplne) zložené z vodíka a hélia. Preto hviezdne vetry úplne (alebo takmer úplne) obsahujú rovnaký vodík a hélium a nevnášajú do galaktickej zmesi žiadne ťažké jadrá.

Ťažké jadrá sa tvoria v strede hviezdy a keďže sú ďaleko od povrchu hviezdy, zostávajú počas formovania hviezdneho vetra nehybné.

Keď sú v horných vrstvách hviezdnej štruktúry nejaké stopy ťažkých jadier (ako máme na Slnku), hviezdny vietor prirodzene zahŕňa týchto pár jadier. Ťažké jadrá pôvodne nevznikli vo vnútri hviezd, ale objavili sa tam, keď už hviezda vznikla. Vznikli pôsobením nejakého vonkajšieho zdroja, ktorý musíme nájsť.

Ak hviezdne vetry nie sú mechanizmom, ktorým sa ťažké jadrá prepravujú zo stredu hviezdy do vesmíru, potom sa obrátime na prudké udalosti, ku ktorým dochádza, keď hviezda opustí hlavnú sekvenciu.

Tu musíme okamžite prečiarknuť väčšinu hviezdičiek.

Približne 75-80% existujúcich hviezd je oveľa menších ako Slnko. Zostávajú v hlavnej postupnosti 20 až 200 miliárd rokov, v závislosti od toho, aké sú malé, čo znamená, že žiadna z malých hviezd, ktoré dnes existujú, nikdy neopustila hlavnú postupnosť. Dokonca aj tie najstaršie z nich, ktoré vznikli na úsvite vesmíru počas prvej miliardy rokov po Veľkom tresku, ešte nestihli spotrebovať svoje vodíkové palivo do bodu, kedy by mali opustiť hlavnú postupnosť.

Tiež, keď malá hviezda opustí hlavnú sekvenciu, urobí to potichu. Pokiaľ vieme, čím je hviezda menšia, tým pokojnejšie opúšťa túto sekvenciu. Malá hviezda (ako vo všeobecnosti všetky hviezdy) sa rozšíri na červeného obra, ale v tomto prípade táto expanzia povedie k vytvoreniu malého červeného obra. Pravdepodobne bude žiť oveľa dlhšie ako ostatní, bude väčší a nápadnejší a nakoniec, keď sa zrúti, sa viac-menej potichu zmení na bieleho trpaslíka, samozrejme, nie takého hustého ako Sirius B.

Ťažké prvky vzniknuté v hĺbke malej hviezdy (hlavne uhlík, dusík a kyslík), zostávajúce v jej jadre počas jej existencie v hlavnej postupnosti, tam zostanú aj po premene hviezdy na bieleho trpaslíka. Za žiadnych okolností neprejdú do zásobníka medzihviezdneho plynu vo väčšom ako zanedbateľnom množstve. Okrem veľmi zriedkavých prípadov ťažké prvky pochádzajúce z malých hviezd zostávajú v týchto hviezdach neobmedzene dlho.

Hviezdy s hmotnosťou rovnajúcou sa Slnku (10–20 % z nich) sa zrútia a premenia sa na bielych trpaslíkov, pričom v hlavnej postupnosti zostali iba 5 až 15 miliárd rokov. Naše Slnko, ktoré malo byť v hlavnej postupnosti asi 10 miliárd rokov, je na ňom stále, pretože vzniklo len pred 5 miliardami rokov.

Hviezdy podobné Slnku, staršie ako naše Slnko, už možno dávno opustili hlavnú postupnosť. To isté sa stalo s inými podobnými hviezdami, ktoré vznikli v detstve nášho vesmíru. Hviezdy rovnakej hmotnosti ako Slnko tvoria väčších červených obrov ako malé hviezdy a títo červení obri, ktorí dosiahli bod, že sa stali bielym trpaslíkom, sa zrútia prudšie ako tieto hviezdy. Energia kolapsu odfúkne horné závoje hviezdy a vynesie ich do vesmíru, čím sa vytvorí planetárna hmlovina typu opísaného vyššie.

Expandujúca nálož plynu vzniknutá pri kolapse hviezdy v tvare slnka môže obsahovať 10 až 20 % jej pôvodnej hmotnosti. Táto hmota je však odnášaná z vonkajších oblastí hviezdy a aj keď sú takéto hviezdy na pokraji kolapsu, tieto oblasti nie sú v podstate ničím iným ako zmesou vodíka a hélia.

Aj keď sú v dôsledku turbulencie hviezdy stojacej v bode kolapsu ťažké jadrá z jej vnútra vynesené na povrch a vymrštené do vesmíru ako súčasť prúdu plynu, stále ide o nepatrnú, sotva viditeľnú časť hviezdy. tie ťažké jadrá, ktoré existujú v medzihviezdnych oblakoch plynu.

Ale keďže sme sa zastavili pri tom, ako vznikajú bieli trpaslíci, je namieste otázka: čo sa v nich deje špeciálne príležitosti keď biely trpaslík neznamená koniec, ale slúži ako faktor rozloženia hmoty vo vesmíre?

Predtým v tejto knihe sme hovorili o bielych trpaslíkoch ako o súčasti blízkeho binárneho systému schopného akumulovať hmotu na úkor sprievodnej hviezdy, ktorá sa blíži k štádiu červeného obra. Z času na čas je časť tejto hmoty na povrchu bieleho trpaslíka pokrytá jadrovou reakciou a uvoľnená obrovská energia, ktorá silou vrhá produkty fúzie do vesmíru, spôsobuje, že vzplanie s novým jasom.

Ale materiál, ktorý vytvára biely trpaslík, je väčšinou vodík a hélium z vonkajších vrstiev expandujúceho červeného obra. Fúzna reakcia premení vodík na hélium a práve héliový oblak letí pri výbuchu do vesmíru.

To znamená, že v tomto poslednom prípade, ak nejaké ťažké jadrá pochádzajú zo sprievodnej hviezdy alebo sa vytvorili v procese syntézy, potom je ich počet taký zanedbateľný, že nedokážu vysvetliť množstvo ťažkých jadier, ktoré sú rozptýlené v medzihviezdnych oblakoch.

Čo nám zostáva?

Jediným možným zdrojom ťažkých jadier je supernova.

Supernova typu 1, ako som už vysvetlil, sa vyskytuje na rovnakej pôde ako obyčajné novy: biely trpaslík prijíma hmotu od blízkeho spoločníka, ktorý sa má stať červeným obrom. Rozdiel je v tom, že tu je biely trpaslík na hranici hmotnosti Chandrasekhar, takže pridaná hmotnosť ho nakoniec posunie za túto hranicu. Biely trpaslík je odsúdený na kolaps. Zároveň v ňom prebieha silná jadrová reakcia a exploduje.

Celá jeho štruktúra s hmotnosťou rovnajúcou sa 1,4 hmotnosti Slnka sa rozbije na prach a zmení sa na oblak expandujúceho plynu.

Nejaký čas ju pozorujeme ako supernovu, no toto žiarenie, v prvom momente veľmi silné, postupne mizne. Zostáva len oblak plynu, ktorý sa milióny rokov rozpína, až kým nesplynie so všeobecným pozadím medzihviezdneho plynu.

Pri výbuchu bieleho trpaslíka sa do priestoru rozptýli obrovské množstvá uhlíka, dusíka, kyslíka a neónu (zo všetkých ťažkých jadier najbežnejších prvkov). Počas samotnej explózie prebieha ďalšia jadrová reakcia, ktorej výsledkom je vytvorenie malého množstva jadier ťažších ako neón. Samozrejme, len veľmi málo bielych trpaslíkov je dostatočne masívnych a dostatočne blízko k veľkej sprievodnej hviezde na to, aby sa z nich stala supernova typu 1, ale za 14 miliárd rokov života Galaxie bolo takých explózií toľko, že mohli viac než vysvetliť značný počet ťažkých jadier, dostupných v medzihviezdnom plyne.

Zvyšok ťažkých jadier existuje v medzihviezdnom prostredí ako výsledok evolúcie supernov typu 2. Hovoríme, ako bolo povedané, o hmotných hviezdach, ktoré sú 10, 20 a dokonca 60-krát ťažšie ako Slnko.

V štádiu existencie hviezd v podobe červených obrov dochádza v ich jadrách k jadrovej fúzii, ktorá pokračuje dovtedy, kým sa tam vo veľkom nezačnú vytvárať jadrá železa. Tvorba železa je slepá ulička, za ktorou už jadrová fúzia nemôže existovať ako zariadenie na výrobu energie. Preto hviezda prechádza kolapsom.

Hoci hviezdne jadro obsahuje postupne hlbšie vrstvy ťažkých jadier, až po železné jadrá, vonkajšie oblasti hviezdy majú stále pôsobivé množstvo neporušeného vodíka, ktorý nikdy nebol vystavený vysokým teplotám a tlakom, ktoré by ju mohli prinútiť vstúpiť do jadrovej reakcie.

Kolaps obrovskej hviezdy je taký rýchly, že zažije prudký, katastrofický nárast teploty aj tlaku. Všetok vodík (a tiež hélium), ktorý bol doteraz nerušený, teraz reaguje, a to všetko naraz. Výsledkom je kolosálny výbuch, ktorý pozorujeme zo Zeme ako supernovu 2. typu.

Energia uvoľnená v tomto prípade môže ísť a ide do jadrových reakcií schopných vytvárať jadrá ťažšie ako jadrá železa. Takáto tvorba jadier si vyžaduje prílev energie, ale uprostred zúrivosti supernovy sa energia neobsadí... Takto vznikajú jadrá až po urán a ťažšie. Energie je dostatok na vznik rádioaktívnych (t.j. nestabilných) jadier, ktoré sa časom rozpadnú.

V skutočnosti všetky ťažké jadrá, ktoré existujú vo vesmíre, vznikli v dôsledku výbuchov supernov typu 2.

Takéto masívne hviezdy, z ktorých sa určite vykľuje supernova typu 2, samozrejme nie sú bežné. Len jedna hviezda z milióna, alebo možno ešte menej, má na to dostatočnú hmotnosť. Nie je to však až taký ojedinelý prípad, ako sa na prvý pohľad zdá.

V našej Galaxii sú teda desaťtisíce hviezd, ktoré sú potenciálnymi supernovami 2. typu.

Keďže obrie hviezdy môžu zostať v hlavnej postupnosti nanajvýš niekoľko miliónov rokov, máme právo sa čudovať: prečo všetky nevybuchli a nezmizli už dávno? Faktom je, že stále vznikajú nové hviezdy a niektoré z nich sú hviezdy s veľmi veľkou hmotnosťou. Supernovy typu 2, ktoré teraz pozorujeme, sú erupcie hviezd, ktoré vznikli len pred niekoľkými miliónmi rokov. Supernovy typu 2, ktoré sa vyskytnú v ďalekej budúcnosti, budú výbuchy veľkých hviezd, ktoré dnes ešte neexistujú. Možno budú supernovy a ďalšie grandiózne. Ešte relatívne nedávno si boli astronómovia istí, že hviezdy s hmotnosťou 60-krát väčšou ako Slnko pravdepodobne vôbec neexistujú. Verilo sa, že takéto hviezdy vo svojich jadrách vyvinú toľko tepla, že okamžite explodujú, a to aj napriek obrovskej gravitácii.

Inými slovami, nikdy by sa ani nemohli sformovať.

V 80. rokoch sa však zistilo, že niektoré aspekty Einsteinovej všeobecnej teórie relativity neboli v týchto argumentoch brané do úvahy. Po zohľadnení týchto aspektov v astronomických výpočtoch sa ukázalo, že hviezdy s priemerom 100 slnečných priemerov a 2000-násobkom hmotnosti Slnka môžu byť stále stabilné. Viaceré astronomické pozorovania navyše potvrdili, že takéto supermasívne hviezdy skutočne existujú.

Prirodzene, supermasívne hviezdy sa nakoniec zrútili a explodovali ako supernovy, ktoré produkovali oveľa viac energie a za oveľa dlhší čas ako bežné supernovy. Tieto supervýbuchy by sa zrejme mali považovať za supernovy typu 3.

Približne v rovnakom čase sa sovietsky astronóm V.P. Utrobin rozhodol retrospektívne študovať astronomické záznamy z minulých rokov, aby tam našiel supernovu, ktorá by svojou povahou bola supernova typu 3. Navrhol, že supernova objavená v roku 1901 v galaxii súhvezdie Perzeus, to je presne ten prípad. Namiesto toho, aby vrcholila v dňoch alebo týždňoch, tejto supernove trvalo celý rok, kým dosiahla svoju maximálnu jasnosť, potom veľmi pomaly slabla a zostala viditeľná deväť nasledujúcich rokov.

Celková energia, ktorú vyžaruje, bola 10-krát väčšia ako energia obyčajnej supernovy. Dokonca aj v modernej dobe sa to astronómom zdalo fantastické a boli zjavne zmätení.

Takéto superťažké hviezdy sú extrémne zriedkavé, ale počet ťažkých jadier, ktoré produkujú, je tisíckrát alebo viackrát väčší ako počet jadier vytvorených obyčajnými supernovami. To znamená, že príspevok ťažkých jadier k medzihviezdnym oblakom plynu, vytvorený superťažkými hviezdami, je veľmi veľký. V našej Galaxii počas jej existencie zjavne došlo k 300 miliónom výbuchov rôznych supernov (a podobný počet, upravený pre rozdiel vo veľkosti, v sebe navzájom), a to úplne stačí na vysvetlenie zásob ťažkých jadier v medzihviezdnom plyne. , vo vonkajších vrstvách obyčajných hviezd (a okrem nášho planetárneho systému - v akýchkoľvek planétach).

Teraz vidíte, že prakticky celá Zem a my všetci sa takmer úplne skladáme z atómov vytvorených vo vnútri hviezd (okrem nášho Slnka) a rozptýlených do vesmíru počas skorých výbuchov supernov. Nevieme ukázať na jednotlivé atómy a povedať, na ktorej hviezde sa zrodili a kedy presne boli vyhodené do vesmíru, ale vieme, že sa zrodili na nejakej vzdialenej hviezde a dostali sa k nám v dôsledku výbuchu v dávnej minulosti.

My a náš svet teda nepochádzame len z hviezd, ale aj z explodujúcich hviezd. Prišli sme zo supernov!

Poznámky:

Najvnútornejšia časť radiačného pásu najbližšie k Zemi, „Van Allenov pás“, je tvorená protónmi a elektrónmi vznikajúcimi pri rozpade neutrónov vystupujúcich z horných vrstiev zemskej atmosféry – Poznámka. vyd.