Najdokładniejszy pomiar odległości do LMC
Wielki Obłok Magellana jest najlepiej poznanym obiektem południowego nieba. Aż trudno uwierzyć, że dopiero trzy lata temu astronomowie określili odległość do tej galaktyki z dokładnością na poziomie 2%.

Widok Drogi Mlecznej po kolizji z Andromedą
Astronomowie z NASA ogłosili, że są w stanie z dużą dokładnością przewidzieć, jak kosmiczna kolizja Drogi Mlecznej z Andromedą może wpłynąć nie tylko na samą Galaktykę, ale i na nasz Układ Słoneczny.

       Wiemy obecnie, że źródłem promieniowania gwiazd, a więc i Słońca są reakcje jądrowe, których jądra pierwiastków chemicznych cięższych budowane są z jąder pierwiastków lżejszych. Wyzwala się przy reakcjach tego rodzaju energia wiązania poszczególnych składników jąder atomowych przechodząc w energię promieniowania. Protony i neutrony w jądrach atomowych związane są bardzo dużymi siłami, które nazywać będziemy ogólnie siłami jądrowymi. Jeżeli do jądra atomowego dołączona zostanie jakaś cząstka, np. proton lub neutron, powstanie nowe jądro atomowe. Szczególnie istotne w rozważaniach astrofizycznych są reakcje, w których cząstkami trafiającymi w jądro są protony. Aby mogły one pokonać odpychanie elektrostatyczne musza mieć wielkie prędkości, inaczej mówiąc reakcje takie występować mogą tylko w wysokiej temperaturze. Wskutek tego noszą one nazwę termojądrowych. Proton przenikając do jądra atomowego zostaje związany z pozostałymi składnikami jądra, protonami i neutronami, siłami jądrowymi. Powstający podczas reakcji tego rodzaju nadmiaru energii bywa emitowany w postaci kwantu promieni gamma, bądĄ uniesiony przez wyrzuconą z jądra cząstkę elementarną (proton, neutron, elektron, pozyton). Część energii bywa unoszona przez cząstki neutrino, którym przypisuje się masy zerowe.

       Przy wyzwalaniu energii podczas reakcji tego rodzaju należy uwzględniać znane prawo Einsteina, wyrażające się wzorem:

gdzie m₀ jest masą spoczynkową cząstki, c - prędkością światła, a E - całkowitą energią cząstki o masie. Przy procesie powstawania jąder atomowych z cząstek elementarnych, któremu towarzyszy emisja energii, masa nowo powstającego jądra powinna być mniejsza od sumy mas poszczególnych jego składników. Tak jest w istocie w przypadku jądra helu, które składa się z dwóch protonów i dwóch neutronów. W przyjętych jednostkach mas atomowych masa jądra helu wynosi 4,00280, podczas gdy suma mas jego składników równa jest 4,03302. Różnica między sumą mas składników jądra atomowego i jego masą nosi nazwę defektu masy jądra i określa energię sił jądrowych wiążącą składniki w jądrze atomowym.

       Już w roku 1915 W. D. Harkins wysunął przypuszczenie, że we wnętrzu gwiazdy budowany jest hel z wodoru, a tę samą możliwość przewidywał Eddington w roku 1920. Dopiero jednak około roku 1940 poznano reakcje termojądrowe, które mogą prowadzić do syntezy helu z wodoru i tym samym mogą być źródłem energii promieniowania gwiazd.

       Znamy dwa rodzaje reakcji termojądrowych, przy których z czterech jąder atomowych wodoru powstaje jądro helu. Pierwszy rodzaj noszący nazwę protonowo-protonowego (cykl p-p) zachodzi w temperaturach niższych. Cykl p-p zapisujemy w postaci następujących reakcji jądrowych:

       Ze wzorów tych wynika, że najpierw z dwóch protonów powstaje jądro ciężkiego wodoru, czyli deuteron (₁H²), przy czym zostaje emitowany pozyton (₁β⁺), część zaś energii jest unoszona przez neutrino (ν). Następnie wskutek zderzenia deuteronu z protonem powstaje jądro atomowe izotopu helu i kwant energii γ. Dwa jądra ₂He³ łącząc się ze sobą tworzą jądro zwykłego helu, przy czym wyrzucane są dwa protony. Cykl ten zachodzi jako główny wtedy, gdy temperatura nie jest wyższa od 15-16 milionów kelwinów.

       W wyższych temperaturach może występować bardziej złożony cykl węglowo-azotowy(cykl C-N), wykryty w roku 1939 przez amerykańskiego fizyka H. A. Bethe'go. Cykl ten wyraża się następującymi sześcioma reakcjami, w których jądra atomowe węglu i azotu odgrywają rolę katalizatorów:

       Wzory te nie wymagają bliższych wyjaśnień. Widzimy z nich, ze przy trafieniu protonu do jądra węgla C¹² tworzy się nietrwały izotop azotu, przechodzący w trwały izotop węgla C¹³, z którego po schwytaniu drugiego protonu powstaje azot N¹⁴. Ten ostatni po schwytaniu trzeciego protonu daje nietrwały izotop tlenu O¹⁵, przechodzący w izotop azotu N¹⁵. Izotop ten po schwytaniu czwartego protonu daje jądro węgla C¹², od którego cykl się zaczął. W ostatniej reakcji powstaje jądro helu. W wyniku tych reakcji liczba jąder węgla i azotu pozostaje niezmieniona, znikają natomiast 4 protony, na których miejscu pojawia się jądro atomowe helu (cząsteczka alfa). Wysyłane są w cyklu trzy kwanty promieniowania, a poza tym część energii unoszą dwa neutrina. W cyklu węglowo-azotowym dla pełnej efektywności wymagana jest temperatura 18,5 miliona kelwinów. We wnętrzu gwiazd głównego ciągu występują prawdopodobnie oba cykle budowy helu z wodoru, cykl p-p i cykl C-N. W temperaturach poniżej 16 milionów kelwinów efektywniejszy jest cykl p-p, natomiast w temperatutach wyższych od 16 milionów kelwinów - cykl C-N.

       Z chwilą, gdy wodór we wnętrzu gwiazdy zostanie zużyty do tego stopnia, że synteza helu z wodoru staje się mało efektywnym źródłem promieniowania gwiazdy, tworzy się w środku gwiazdy jądro helowe o temperaturze powyżej 100 milionów kelwinów i zaczyna się budowa cięższych pierwiastków chemicznych z cząstek α, przy czym najprawdopodobniejsza jest reakcja nosząca nazwę "3α", w której z trzech jąder atomowych helu powstaje jądro atomowe węgla.

Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI

Komentarze użytkowników

Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.

Napisz komentarz

Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.

Za co lubicie AVN? Wiadomości
Artykuły popularnonaukowe
TZMA
Grafikę serwisu
Pokazy nieba

Ostatnio pisaliście: