Защо Слънцето е горещо? Какво го кара да свети? Как се поражда енергията му?

Хидростатично равновесие

Светлината и топлината на Слънцето се генерират от процеса, който не му позволява да колапсира. Колапсът би бил бърз като имаме в предвид огромната гравитационна сила, произтичаща от невероятно голямата маса на звездата. Слънцето избягва такава катастрофа благодарение на бързото движение на атомите си - движение, което създава налягане. Крайния резултат е баланс между гравитацията и налягането във всяка точка от вътрешността на звездата ни - баланс наречен хидростатично равновесие. Как това равновесие може да обясни Слънчевата топлина? За да разберем как трябва да погледнем как се повишава налягането на газ.

Налягането на Слънцето

Налягането в газ идва от сблъсъци между атомите и молекулите му. Ако газът се свие, молекулите се приближават една към друга. При сблъсъка те отскачат, противопоставяйки се на свиването. Силата на налягането зависи от честотата и силата на сблъсъците. Повишаването на плътността намалява разстоянията между атомите и увеличава сблъсъците. Повишаването на температурата ускорява атомите като по този начин ги кара да се блъскат по-силно (фиг. 1 ). От това можем да заключим, че

Налягането = Плътността    х    температурата    х     константа*
*стойността й зависи от единиците, изполозвани за измерване на налягането, плътността и температурата

Този резултат е известен като закон за идеалния газ. Законът за идеалния газ и принципа на хидростатичното равновесие ни сочат причината за високата температура на слънчевото ядро.

фиг.1
Илюстрация, онагледяваща закона за идеалния газ. Газовите атоми се движат по-бързо при по-висока температура. При по-голяма скорост сблъсъците са по-силни, а упражнената сила са по-голяма. По-голямата сила поражда по-високо налягане. При еднакви други условия, по-горещ газ има по-високо налягане.

    За да поддържа хидростатичното равновесие, налягането на Слънцето трябва да е достатъчно голямо за да се противопоставя на гравитационното привличане, породено от огромната му маса. Слънцето постига това високо вътрешно налягане благодарениe на високата температура, защото, както сочи закона за идеалния газ, по-високата температура води до по-голямо налягане, при еднакви други условия. Тъй като топлината "изтича" от горещото ядро, Слънцето се нуждае от механизъм, който да я възстановява.

Захранване на Слънцето

Енергията, която напуска ядрото, рано или късно отлита в пространството като слънчеви светлина и топлина. Загубата на топлина трябва да се възстановява или вътрешното налягане ще спадне, а Слънцето ще започне да се свива под действие на собствената си гравитация. В този смисъл Слънцето прилича на надуваемо кресло с малки дупки, през които въздухът изтича. Ако стоите върху креслото, то постепенно ще колапсира под тежестта ви, освен ако не вкарвате въздух, който да замести изтеклия. Какво действа като помпа при Слънцето?
    Отначало астрономите смятали, че Слънцето може да гори обикновено гориво, като въглища например. Но дори цялото Слънце да бе изградено от въглища, то би светило не повече от няколко хиляди години. В края на 19 век английския физик Лорд Келвин и немския учен Херман Хелмхолц независимо един от друг предположили, че Слънцето не е в хидростатично равновесие, а че гравитацията му бавно го свива. Според тяхната теория свиването (увеличаването на плътността) загрява газа и кара Слънцето да свети. Този механизъм, обаче, би захранил Слънцето само за около 10 милиона години, а както знаем то е светило милиарди години, защото на Земята имаме вкаменелости с тази възраст. Освен това, ако гравитацията бе източника на енергия, нашата звезда би се свивала постоянно, а тя не го прави. Затова заключаваме че нещо друго е енергийния източник.
    През 1899 г. Т. Чембърлейн излага предположението си, че атомна енергия - енергия от реакциите между атомни ядра - може да захранва звездите, но не могъл да обясни как се освобождава тя. През 1905 г. Айнщайн изказал предположението, че енергията може да идва от масата на тялото. Неговата формула:

Е = mc²

сочи, че маса, m, може да се превърне в енергия, Е, равна на масата, умножена по квадрата на скоростта на светлината, с, която е равна на 3 х 10⁸ метра в секунда. Количеството енергия, освобождавано от реакциите между атомните ядра, е много по-голямо от това, освободено при химически процеси като горенето. Ако, например, 1 грам маса - по-малко от таблетка аспирин - се преобразува в енергия, то тя ще освободи 9 х 10¹³ джаула, което е около 20 килотона тротилов еквивалент (1 килотон тротилов еквивалент се равнява на 4.2 х 10¹² джаула енергия) или колкото малко ядрено оръжие. Ако Слънцето може да превърне дори малка част от масата си в енергия, то би имало огромен източник на енергия.
   През 1919 г. английския астрофизик А. Едингтън - пионер в областта на изучаването на физиката на звездите - показва, че превръщането на водород в хелий би освободило енергия, достатъчна за захранването на Слънцето, но дори и при неговата теория липсват нужните подробности, които бяха доизяснени от независимимите трудове на Ханс Бете и Карл Вайцсекер в края на 30-те години на 20 век. Тяхната работа показва, че Слънцето генерира енергията си като превръща водород в хелий, посредством процес, наречен ядрено сливане, процес, който свързва две или повече ядра в едно по-тежко.
    Ядрено сливане. Сливането е възможно при Слънцето, защото вътрешността му е много гореща. Поради положителния заряд на протоните, при нормални обстоятелства, водородните ядра се отблъскват. При високи температури, обаче, ядрата се движат толкова бързо, че когато се сблъскат, те се доближават на разстояние, при което ядрената сила (силата, която удържа протоните в атома) успява да превъзмогне електричното отблъскване. Тъй като процесът на ядрено сливане изисква много висока температура, единственото място в Слънцето, което е достатъчно горещо, е ядрото му. Следователно ядрото е мястото, което генерира енергията на звездата. За да разберем как сливането освобождава енергия трябва да разгледаме структурата на водорода и хелия.
    Структурата на водорода и хелия. Водородът се състои от един протон и орбитиращ електрон, а хелият от два протона, два неутрона и два орбитиращи електрона (фиг. 2). В горещата слънчева вътрешност, обаче, атомите се блъскат толкова силно, че електроните като цяло се премахват; атомите са напълно йонизирани и образуват това, което учените наричат "плазма". Тъй като електроните са

фиг. 2
Схематични диаграми на водородни и хелиеви атоми и изотопи

премахнати от повечето атоми и се движат свободно в газа, можем да ги игнорираме в по-голямата част от долуописаните процеси.
    Водородът и хелият винаги имат съответно един и два протона, но имат други форми (наречени "изотопи") с различен брой неутрони. За да различаваме изотопите, пишем химичния им символ със степен, която показва общия брой протони и неутрони. Обичайната форма на водорода с един протон и без неутрони е ¹Н, докато вида водород, който съдържа протон и неутрон е ²Н. По подобен начин нормалния хелий с два протона и два неутрона е ⁴Не, докато изотопът, съдържащ два протона, но само един неутрон е ³Не. Както ще видите, тези изотопи играят роля в захранването на Слънцето.
    Протон-протонната реакция. При Слънцето сливането на водорода протича на три етапа, общо наречени протон-протонна реакция. В първия етап две ¹Н ядра се сблъскват и сливат, образувайки изотопът ²Н. При сблъсъкът един протон става неутрон като изхвърля две частици: позитрон (отбелязван с е⁺) и неутрино (отбелязвано с V). Образуваните по този начин неутрино по-нататък не играят роля в образуването на енергия.
    Първата стъпка от преобразуването на масата на атом в слънчева енергия е онагледена във фиг. 3А, а ако използваме символи ще имаме следното:

¹Н + ¹Н = ²Н + е⁺ + V + енергия

    От ляво са нормалните водородни ядра, от които започва процеса. От дясно са тежкият водород (²Н) плюс позитрона и неутриното. Тази реакция освобождава енергия тъй като масата на ²Н е малко по-малка от сборната маса на образувалите го два ¹Н. Липсващата маса се превръща в енергия, както описва айнщайновата формула Е = mc², а тази енергия е електромагнитното лъчение на Слънцето.
    По време на втория етап, ²Н ядрото се сблъсква с трето ¹Н, при което се образува изтопът на хелия, който съдържа един неутрон - ³Не. Процесът освобождава високоенергиен фотон (гама лъч), който отбелязваме с γ. Фиг. 3В онагледява тази стъпка, а със знаци можем да я опишем така:

¹Н + ²Н = ³Не + γ + енергия

      И тук масата на продукта (³Не) е по-малка от масата на частиците, от които е образуван и отново се освобождава енергия.
    Третата и последна стъпка е сблъсъкът и сливането на две ³Не ядра. Тук продуктът е не една частица, а едно ³Не и две ¹Н ядра. Можем да мислим за тази реакция като опит да се образува ядро с 6 протона и 4 неутрона, само че два от протоните биват изхвърлени от електричното им отблъскване. Отново крайната маса е по-малка от изходната. Фиг. 3С онагледява реакцията, а символично можем да  запишем като:

³Не + ³Не = ⁴Не + ¹Н + ¹Н + енергия

    Mожем да изчислим количеството освободена енергия като сравним изходните и крайните маси, и използваме релацията между маса и енергия - Е = mc². Първия и втория етап използват 3 ¹Н ядра, но трябва да се проявят на два пъти за да се образуват двете ³Не ядра за последния етап. Следователно са нужни 6 ¹Н, от които по време на третия етап се възстановяват две, или общо 4 ¹Н се използват за образуването на всяко ⁴Не ядро. Ако сега сметнем масите ще установим следното:

масата на ¹Н ядро  е  1.673 х 10^-27 kg
масата на ⁴Не ядро е 6.645 х 10^-27 kg

                       
A                                                    B                                                    C
фиг. 3
Диаграма на протон-протонната реакция

    Като умножим резултата по с² ще получим енергията, Е, която се отдава при образуването на един хелиев атом:

Е = 0.048 х 10^-27 х (3 х 10⁸)² = 0.048 х 10^-27 х 9 х 10¹⁶ = 4.3 х 10^-12 джаула

    Само по себе си това количество е незначително, но ако го умножим по огромния брой атоми, образувани посредством сливане от Слънцето, общата освободена за секунда енергия възлиза на 100 милиона мегатона тротилов еквивалент! Слънчевата светлина се ражда стихийно.