Kaj so zvezde?

Zvezde so plinske krogle, ki jih skupaj drľi lastna teľa. Lastna teľa (gravitacija) je tudi odločilnega pomena za njihov nastanek. Njihov nastanek se prične z oblaki plina in prahu, ki se zaradi gravitacijske privlačnosti začnejo privlačevati čedalje bolj skupaj(vsi atomi in molekule imajo namreč neko maso, zaradi česar deluje med njimi vravitacijski privlak). S časom se zelo redek plin čedalje bolj zgoąčuje in se pri tem tudi segreva.

No, segreva se zelo počasi, kar mu dovoljuje, da se ąe vedno krči in pobira vase čedalje več plina iz svoje okolice. Danes vemo, da je opvprečna tempratura vesolja okoli 2,3K, kar pomeni, da imajo atomi in molekule plina tako majhne lastne hitrosti, da ta model krčenja drľi zelo dobro. Kakorkoli ľe, ko se plin dovolj skrči se v njem pričnejo dogajati spremembe, ker se prične vse bolj segrevati. Zato se tudi več tako hitro ne krči vendar pa se ąe vedno krči in počasi segreva. Ker se krči počasi, lahko sedaj ta oblak vase potegne ąe več plina iz okolice, ki prej ąe ni bil udeleľen procesa nastajanja gostejąega oblaka plina.

Nenavadno ni niti, da se taki oblaki rahlo vrtijo. Običajno so taki oblaki deli večjih galaksij, ki se pravtako vrtijo. Ker taki oblaki nimajo stika z ostalo okolico, tudi energije vrtenja (rotacijska kinetična energija) ne morejo oddati nikomur. Zato se pozneje nastala telesa vrtijo, običajno tudi vsa v isti smeri.

Ker imajo taki oblaki začetno velikost premera nekaj svetlobnih let, se morajo, preden nastanejo zvezde, poąteno skrčiti - celo nekaj milijonkrat. No, to pa prinese dodaten efekt. Ker se oblak krči, se tudi vrti čedalje hitreje. Če pa bi se skrčil v eno samo zvezdo, le-ta nikakor ne bi bila okrogla temveč bi imela obliko diska. Tega ne srečamo nikjer (mogoče kje je, vendar tega ąe nismo opazili), ker običajno tak oblak oblikuje kar celoten sistem zvezd in planetarnih sistemov, da se energija zaradi vrtenja porazdeli na posamezne sisteme.

Kaj je tisti, kar razlikuje zvezdo od planeta?

Razlika med zvezdo in planetom je v tem, da zvezda oddaja svetlobo. Planet jo pa lahko samo odbija, kar pomeni, da mora v svoji bliľini imeti neko zvezdo, ki sveti nanj, da ga mi lahko opazimo. Planeta, ki je precej oddaljen od svoje zvezde ne opazimo, dokler nanj ne postanemo pozorni zaradi kakega posebnega razloga. V naąem ososnčju smo zadnjega od planetov odkrili Plutona, ravno zato, ker je tako oddaljen od Sonca in se od njega obije zelo malo svetlobe. Pa ąe majhen je za povrh vsega.

Kaj pa je vir svetlobe v zvezdi?

Vir svetlobe v zvezdah je "jedrski ogenj" - termonuklearne reakcije.

V naravi poznamo dve jedrski reakciji, od katerih v jedrskih elektrarnah zaenkrat vemo izkoriąčati le eno- cepitev jeder.
Kaj se tam dogaja:
V reaktor jedrske elektrarne naloľijo posebej oblikovane palice v katerih je uran. Uran ima lastnost, da če ga obstreljujemo z nevtroni, razpade v dve manjąi jedri in pri tem odda nekaj energije. To energijo, ki se sprosti ujamemo z vodo, ki se greje in izpareva. To paro pa potiskamo na turbino, ki ľene generator in ustvarja elektriko. Enostavno, kot če gledamo navadno hidroelektrarno. Edini problem je tukaj gorivo, ki energijo oddaja ąe dolgih 100000 let. Zato ga je otrebno primerno skladiąčiti dokler se reakcije popolnoma ne ustavijo.

V zvezdah pa poteka druga reakcija: zdruľevanje jeder (tudi zlitje jeder ali fuzija). Tukaj pa se nasprotno kot pri cepitvi dve jedri zlijeta v novo jedro. Osnova taka reakcija je zlitje dveh atomov vodika v en atom helija. Pri tem se pa sprosti ąe več energije kot pri eni cepitvi jeder urana. Pribliľno tisočkrat več energije se sprosti.

Posebnost termonuklearnih reakcij so pogoji pri katerih te reakcije potekajo, saj mora za njihovo sproľenje biti snov pri dovolj velikem tlaku in pri dovolj visoki temperaturi. Ta tlak znaąa okoli milijardo barov, temperatura pa okoli 15 milijonov Kelvinov.

Zato veliko fizikov raziskuje, kako bi tak ogenj priľgali na Zemlji in ga izkoriąčali. Žal nam je to uspelo le v obliki vodikove bombe.

Sonce in ostale zvezde pa imajo vgrajen mehanizem, ki preprečuje, da bi zvezda samo tako eksplodirala. Ko se namreč reakcije v jedru zvezde preveč pospečijo, če se zviąa temperatura, se zvezda prične raztegovati. S tem se v srediąču zmanjąa tlak in temperatura in se reakcije upočasnijo. Zato se zvezda zopet nekoliko sesede, da reakcije naprej tečejo normalno. Zvezde bi ritmično pulzirale, če se ne bi po nekajkratnem napihovanju reakcije toliko ustalile, da tega napihovanja zvezda več ne potrebuje, ker reakcije tečejo enakomerno.

Orionova meglica je eden od krajev, kjer se rojevajo zvezde, Take kraje običajno spoznamo po večih modrih, zelo močnih zvezdah, ki se običajno nahajajo v oblaku plina.

Da je neka zvezda modra in zelo svetla pomeni to, da je ąe mlada in zelo močno kuri svoje jedrsko gorivo. Reakcije v jedru so zelo hitre in burne, zato v taki obliki zvezde običajno niso zelo dolgo, temveč se njihova povrąinska tempratura zniľa in nekoliko potemnijo (postanejo bolj rdeče).

ENERGIJSKI PROCESI V ZVEZDAH

Zakaj zvezde svetijo? Od kod dobijo za to potrebno energijo? Zakaj Sonce seva tako velike množine toplotne energije? Kako je to sploh mogoèe? Vse to so vprašanja, ki se zastavljajo marsikomu, ko se poglablja v skrivnosti vesolja. Ker pa med bralci najverjetneje ni veliko takih, ki vedo, kako naj bi bilo s tem v resnici, je dobro, èe v tem èlanku na kratko razložimo delovanje zvezd. Najbrž je veèini bralcev jasno, kaj so zvezde. V èasu življenja so to predvsem velikanske gmote vroèega prahu in plinov, predvsem vodika, ki se v naravi poleg najbolj pogostega izotopa brez nevtrona v jedru pojavlja še v dveh oblikah: kot devterij (z enim nevtronom), ki je stabilen, ter kot tricij (z dvema), ki pa je nestabilen; razpolovna doba tega vodikovega izotopa je 12,26 let. Iz tega sledi, da so zvezde sestavljene predvsem iz prvih dveh vodikovih izotopov, saj tricij prehitro razpade. Vedeti pa je treba, da se sestava zvezd neprestano spreminja, in to zaradi jedrskih reakcij, ki jih bom kasneje podrobneje opisal. Tako je Sonce zgrajeno iz 71 % vodika, 27 % helija in 2 % težjih elementov. Ta gmota plinov in prahu je združena zaradi moènega vpliva sile teže snovi same, kar je tudi razlog, da se vrti okoli lastnega središèa in pridobi obliko krogle. Vedeti pa je treba, da gre za vrteèo se zmes plinov in ne trdnin, zato prave loènice med okolnim vesoljem in površino zvezde ni; gostota snovi postopoma prehaja od najmanjše vrednosti na obrobju zvezde do najvišje v njenem središèu. Snov v središèu ali jedru zvezde je torej pod vplivom težnosti moèno zgošèena in se pod velikanskim tlakom, ki vlada v jedru, ta pri Soncu znaša kar 3,4 1011 bar (nekaj sto tisoè do nekaj milijard km debela plast snovi s svojo težo paè povzroèa precejšen tlak), zelo segreje, v Soncu na okoli 16×106 kelvinov, kar pri danem velikanskem tlaku in nepredstavljivi gostoti, ki pri Soncu v jedru znaša 150 t/m3, zadošèa, da steèejo procesi jedrskega zlivanja vodikovih atomov (predvsem devterija) ali fuzije. Takšna temperatura se ohranja predvsem zaradi prej omenjene jedrske reakcije. Ta proces je glavni energijski vir zvezd, dogaja pa se predvsem v jedru. Proces torej sprošèa velikanske množine energije, ker je poleg drugega vanj vpletena velikanska množina snovi.
Kaj je torej fuzija? S stališèa fizike gre za zlivanje jeder atomov lahkih elementov, pri èemer nastanejo novi, težji kemijski elementi, ob tem pa se sprošèa tudi precejšnja množina energije. Najlažje se zlivajo atomska jedra lahkih elementov, torej atomi dveh vodikovih izotopov - devterija in tricija. Pod kakšnimi pogoji pa lahko poteka fuzija? Prvi pogoj je vsekakor zadostna kolièina toplotne energije snovi, da vsebuje prosto gibajoèa se jedra, kar pomeni, da je snov ionizirana, zaradi tega pa tudi zelo vroèa; tako stanje snovi imenujemo plazma. To je vroè tok hitro gibajoèih se delcev s pozitivnim in negativnim nabojem (atomskih jeder in elektronov). Pri temperaturi 100000K so vsi vodikovi atomi v polnosti ionizirani; toda obstaja še ena prepreka - Coulombova pregrada. Atomska jedra imajo namreè pozitivni naboj, zato se medsebojno odbijajo, kar torej prepreèuje prosto zlivanje atomov kemijskih elementov; med njimi torej vladajo odbojne jedrske sile. Pri temperaturah med 50 in 100 milijoni kelvinov je kinetièna energija atomskih jeder vodikovih izotopov zadosti velika, da tudi ta ni veè problem. Pod takimi pogoji se zlivajo jedra devterija in tricija v jedra helija 4 (4He), na vsak proces fuzije pa se sprosti tudi en nevtron. V naravi poteka predvsem dvoje procesov, zlivanje devterij - devterij in devterij - tricij:

devterij - tricij
2H + 3H -> 4He
1n0

V zvezdah poteka predvsem proces devterij - devterij:
2H + 2H -> 33He
1n0

Energija se sprva sprosti v obliki kinetiène energije nevtrona in helijevega jedra, vendar se kmalu spremeni v toplotno energijo obdajajoèe snovi. Èe se v okolico s primerno gostoto zlivajoèega se materiala sprosti zadostno število delcev produktov (ki oddajo zadostno kolièino energije), se proces nadaljuje, seveda ob postavki, da se z zlivanjem sprosti veè energije, kot jo je potrebno, da se snov ionizira in se premosti Coulombova pregrada; proces mora torej potekati zadosti dolgo èasa, potem se vzdržuje sam. Po tem kratkem teoretiènem delu se pojavlja še eno vprašanje: kako je mogoèe, da v zvezdi poteka reakcija jedrskega zlitja že pri temperaturi 16 milijonov kelvinov, medtem ko smo navedli zahteve za premostitev Coulombove bariere, ki omenjajo temperature 50 do 100 milijonov kelvinov? Zavedati se je treba, da pri takih temperaturah zadošèa že tlak z vrednostjo okoli 10-5 bar, da se reakcija nadaljuje, medtem ko je v jedru zvezd tlak veliko veèji, kar omogoèa fuzijo pri znatno nižjih temperaturah. Poleg tega je treba omeniti še dejstvo, da s tlakom narašèa tudi gostota zvezdne snovi; zlivajoèega se materiala je na dano prostorninsko enoto razmeroma veliko, tako da je vedno na razpolago dovolj devterijevih atomov, da reakcija nemoteno teèe. Atomi vodika so torej tako zelo stisnjeni med seboj, da tudi medatomski odboj ne more veè prepreèiti fuzije. Zvezde torej svetijo in oddajajo velikansko množino toplotne energije, ker se v njihovih sredicah vrši proces jedrskega zlivanja. Vendar pa se velikanska množina energije iz jedra v okolne plasti emitira kot unièujoèe sevanje žarkov gama. Šele v radiacijskem obmoèju se iz njih oblikuje kratkovalovna, UV svetloba. Toplota, ki se tu generira v procesu emisij atomov in ostalih subatomnih delcev, v obliki visokofrekvenènega sevanja potuje dalje do konvekcijskega obmoèja, kjer se preko turbulentnega gibanja vroèih plinov transportira naprej v fotosfero. Tu nastaja predvsem vidni del svetlobe, od tod pa se toplota prenaša v vesolje. Kot zanimivost naj povem še, da se pri zvezdah, kot je Sonce, v eni sekundi zlije okoli 6×108 t devterija! Toda Sonce je še vedno velikansko, kajti sveti že vsaj 5 milijard let. Hkrati s tem pa po Einsteinovi energijski enaèbi W=mc2 ves èas izgublja maso, ker se le-ta pretvarja v energijo, saj sta oba pojma medsebojno povezana. Masa Sonca se torej spreminja v energijo. Vsako sekundo 4,2 milijona ton vodika! Èez okoli 5 milijard let naj bi Soncu pošla zaloga devterija, poèasi ga bodo sestavljali vedno veèji deleži težjih elementov, kajti fuzija ne poteka zgolj iz devterija v helij, marveè iz helija v ogljik, iz ogljika v kisik... Vse do železa. Iz tega lahko vidite, od kod so veèinoma izšli težji kemijski elementi: po velikem poku in nastanku subatomnih delcev je najprej nastal vodik s svojimi izotopi, zatem pa v zvezdah iz njega helij ter tako vsi ostali elementi...