I.část – termonukleární reakce
Zdroj energie
Termonukleární reakce či termojaderná fúze je základním procesem, pomocí něhož hvězdy uvolňují svou energii. Je to jeden ze způsobů, jak uvolnit energii z jádra atomu. Druhým způsobem je štěpení jádra. Při fúzi dochází ke spojení dvou lehčích atomů, aby vytvořili atom těžší, během štěpení se velmi těžký atom rozdělí na dvě či více částí. Vazebná energie uvolněná během těchto procesů se projeví jako kinetická energie výsledních částic.
Ve 20.letech minulého století vědci začali lépe chápat fungování Slunce a ostatních hvězd. Zjistili, že Slunce se skládá přibližně ze 75 procent vodíku, 25 procent helia a asi 0,1 procent těžkých prvků a že jasnost hvězdy je přímo úměrná její hmotnosti. Z přesnějších měření hmotnosti atomů a poznání sil udržujících atomová jádra pohromadě vyšlo najevo, že zde platí Einsteinova rovnice E=mc² o ekvivalenci a zaměnitelnosti energie s hmotností (ze speciální teorie relativity). Když se těžké jádro atomu X rozštěpí na XY a XZ, součet hmotností XY a XZ je menší než hmotnost X, a to přesně o hodnotu potřebnou k pokrytí energie uvolněné štěpením. Totéž pravidlo platí i pro jádra, která společně vytvoří těžší jádro. Například jádro helia-4 (izotop helia – pojem „izotop“ vysvětlím později) se skládá ze dvou protonů a dvou neutronů. Když ale spojíme dva protony a dva neutrony nedostaneme úhrnnou hmotnost helia-4, protože trošku hmotnosti chybí. Objeví se však jako tepelná energie pokaždé, když se čtyři příslušné částice zkombinují, aby vytvořily héliové jádro. Množství hmoty přeměněné na energii je malé, avšak je třeba je vynásobit druhou mocninou rychlosti světla a potom nám vyjde značně vysoké číslo. Výroba heliových jader uvnitř hvězdy je proces na energii velmi produktivní. Dva protony, které jsou kladně elektricky nabité, se v normálních podmínkách nemůžou k sobě přiblížit, ale v podmínkách jaké panují ve středu Slunce při teplotě 15 milionů stupňů Kelvina a tlaku kolem 200 miliard atm se prudce srážejí a dostávají se k sobě tak blízko, že se ocitají pod vlivem silné jaderné síly. Ve Slunci tedy pracuje obrovský termojaderný reaktor, v němž se budují atomová jádra. Fúze začíná mimořádně těžkým krokem – sloučením dvou protonů na deuterium (izotop vodíku), přičemž jeden z protonů se musí změnit na neutron. Potom to už jde lehce. Spojí se dvě jádra deuteria a buď vznikne helium-3 a zbude jeden neutron anebo vznikne tritium (izotop vodíku) a zbude jeden proton. Helium-3 anebo tritium se spojí s dalším deuteriem a vznikne v obou případech helium-4.
Nyní je potřeba vysvětlit, co jsou izotopy. Složení jádra atomu je dáno:
1. protonovým číslem tj. číslem Z, které udává počet protonů v jádře (stejný počet je i elektronů obíhajících okolo jádra),
2. neutronovým číslem tj. číslem N, které udává počet neutronů v jádře,
3. nukleovým číslem, tj. číslem A=Z+N, které udává počet nukleonů -protonů+neutronů - v jádře.
Atomy téhož prvku se mohou lišit počtem neutronů v jádře. Takto odlišné atomy nazýváme izotopy, které mají stejné chemické vlastnosti, ale mohou se lišit fyzikálními vlastnostmi. Mají například odlišnou hmotnost, nebo jsou velmi stabilní, jiné zase radioaktivní (čili nestabilní). Vodík Z=1 má tři izotopy: obyčejný lehký vodík – jeho jádro se skládá jenom z jednoho protonu, těžké deuterium – jeho jádro se skládá z protonu a dvou neutronů a supertěžké tritium- jeho jádro se skládá z protonu a tří neutronů.
(Pro zajímavost zde uvádím standardní model základních nedělitelných elementárních stavebních kamenů hmoty – šest různých druhů kvarků označených: u, d, s, c, t, b, dále leptony: elektron, elektronové neutrino, mion, mionové neutrino, tauon a tauonové neutrino. Příroda ke stavbě vesmíru využívá jenom elektrony, elektronové neutrina a kvarky u+d. Proč existují další základní kameny, zatím nevíme.)
Vodík ve středu Slunce je stlačen na velmi vysokou hustotu, ale sluneční jádro není pevné - je velmi horkým plazmatem, (plazma - čtvrté skupenství hmoty, kdy plyn je ionizován). Tato kombinace vysoké teploty a vysoké hustoty působí obrovským tlakem směrem od středu. Energie je transportována ze středu Slunce k jeho povrchu. Jedná se o velmi pomalý proces, protože existuje síla, která působí opačným směrem (ke středu) a obrovský odstředivý tlak vyrovnává, jinak by Slunce vybuchlo. Tou silou je gravitace, která stlačuje Slunce do tvaru koule.
Ve fázi spalování vodíku setrvá hvězda nejdéle. Ve Slunci se takto každou sekundu spálí asi 700 milionů tun vodíku a asi 695 milionů tun helia. Zbývajících 5 milionů tun hmoty se promění ve fotony a neutrina. Čím je hvězda těžší, tím vyšší je teplota a tlak v jejím středu a tím rychleji probíhá spalování. U hvězdy velikosti Slunce trvá asi 8 až 10 miliard let, než spotřebuje ve svém nitru všechen vodík. Když se vodík spálí, zůstane ve hvězdě helium. Ve vrchní vrstvě hvězdy se však poměr vodíku a helia prakticky nezměnil. Hvězda se začne měnit, začne se nadouvat a začíná spalovat i vodík ve vrchních vrstvách. Teplota a hustota helia ve středu hvězdy stoupá a zažehne se další jaderná reakce. Když teplota ve středu hvězdy dosáhne asi 100 milionů stupňů, začne spalování helia. Vždy dvě heliová jádra se spojí do jádra berylia, které je však velmi nestabilní a už asi po 10-16 sekundy se znovu rozpadá na heliové jádra. Aby mohlo vzniknout uhlíkové jádro, je potřeba aby se berylium rychle spojilo s třetím heliovým jádrem a to je možné jenom tak v hustém médiu jako je hvězda. V následné reakci se čtvrté heliové jádro sloučí s už vzniklým uhlíkem a vytvoří kyslíkové jádro. (Potom se přilepují další heliová jádra a vzniká menší množství neonu, hořčíku a křemíku). Když dohoří helium, závisí další vývoj hvězdy opět od její počáteční hmotnosti. Z hvězdy o hmotnosti našeho Slunce se stane bílý trpaslík, který se skládá převážně z uhlíku a kyslíku a hmota v něm je tak hustá, že krychlový centimetr váží přibližně tunu. V bílém trpaslíku sice jádro hvězdy zkolabovalo, ale ne natolik, aby mohlo dojít k další jaderné fůze. Bílý trpaslík potom chladne po dobu několika miliard let. Hvězdy s hmotností větší než naše Slunce spálí helium rychleji. Jejich jádro potom prudce kolabuje, až teplota ve středu hvězdy dosáhne asi 700 milionů Kelvina. Při této teplotě se začíná spalovat uhlík a dochází k fúzi na obrovské množství sodíku, neonu a hořčíku. Když dojde uhlík, jádro hvězdy se dále zhutní a znovu zvýší tlak i teplotu. Přibližně při teplotě 1 miliarda stupňů Kelvina nastane spalování neonu, při němž fúzí vzniká hořčík, křemík a síra. Při teplotě 2 miliardy stupňů Kelvina začíná hořet kyslík a výsledkem fůze je křemík a síra. Při teplotě 3 miliardy stupňů Kelvina začíná hořet křemík a vzniká železo, kobalt a nikl – nejstabilnější prvky.
Železo, kobalt a nikl jsou poslední atomy, kterých vznik jadernou fúzí vede k uvolnění energie a jsou nejstabilnějšími ze všech známých jader – zejména železo. V nitrech hvězd probíhá tedy postupná přeměna nejlehčích jader – vodíku a helia – na těžší jádra postupným slučováním jader prostřednictvím jaderné reakce. Hvězdy na cestě k železu vyrábějí prvky, jako jsou například uhlík a kyslík – základ života na Zemi. Příslušné reakce produkují nesmírnou energii, kterou hvězdy vyzařují do okolního vesmírného prostoru. Když jaderné palivo vyhoří, nemá už uvolňovaná fúzní energie sílu vzdorovat dostředivému gravitačnímu tlaku. Z našeho Slunce se stane bílý trpaslík, protože nemá dostatečnou hmotnost, aby ve svém nitru dosáhl teplotu potřebnou k fúzi uhlíku. Jádro hvězd hmotnějších jako Slunce nejprve kolabuje a pak nastane obrovský výbuch známý jako supernova. Supernovy mají vysokou teplotu a produkují velké množství energetických neutronů, které jsou absorbovány železem a niklem a vytváří se další těžké atomy až po uran. Výbuchem jsou takto „vyrobené“ atomy rozprášeny do vesmíru a tvoří materiál pro vznik dalších hvězd a planet. Naše sluneční soustava je také sekundárním produktem. Zbytky jader supernov nazýváme neutronové hvězdy nebo pulzary. Velmi hmotné hvězdy skončí svůj život jako černé díry.
Jsem pro všechno, co mi dokáže přijatelně srozumitelnou formou rozšířit obzory. Velmi mlhavou představu o termojaderné fůzi jsem měl, ale tento článek mi kus té mlhy odhrnul. Díky
