Zdjęcie w tle: Judy Schmidt

Link do części pierwszej

Około miliard lat po Wielkim Wybuchu rozpoczął się proces powstawanie pierwszych gwiazd. Materia wypełniająca wszechświat, którą stanowiły w 75% atomy wodoru, a w 25% atomy helu, zaczęła tworzyć skupiska gazu, które z czasem, pod wpływem grawitacji, coraz bardziej się sprężały, a temperatura w ich centrum rosła, aż w końcu zaczęło dochodzić do reakcji jądrowych. Doprowadziło to do powstania cięższych pierwiastków.

Aby dobrze zrozumieć przebieg tych reakcji, należy przyjrzeć się najpierw energii wiązań nukleonów w jądrach atomowych. Jeżeli liczba masowa pierwiastka jest mniejsza od 56, a więc pierwiastek składa się z mniej niż 56 nukleonów, przyłączenie każdego kolejnego nukleonu powoduje wyzwolenie energii, a reakcję taką nazywamy egzoenergetyczną. Natomiast dla pierwiastków o liczbie masowej większej od 56, czyli cięższych od żelaza, przyłączanie kolejnych nukleonów sprawia, że średnia energia wiązania nukleonu w jądrze maleje. Do zachodzenia takich reakcji, nazywanych endoenergetycznymi, konieczne jest dostarczenie energii z zewnątrz.

Wykres przedstawia średnią energię wiązania nukleonów w atomie zależnie od jego liczby masowej A. Energia ta przeważnie rośnie wraz z liczbą masową, aż do zaznaczonego na wykresie żelaza, po którym zaczyna maleć.

Zachodzące w skupiskach gazów reakcje jądrowe sprawiają, że powstająca gwiazda zaczyna świecić. Synteza pierwiastków w jej wnętrzu rozpoczyna się od cyklu protonowego. Polega ona na połączeniu się dwóch jąder wodoru w jądro deuteru, następnie przyłączeniu jeszcze jednego jądra wodoru, by powstało jądro He-3, a na koniec dwa powstałe w ten sposób atomy tworzą jądro He-4. Całą reakcję, wraz z wyzwalaną na każdym jej etapie energią, oznaczoną jako Q, można zapisać w postaci równań. Oprócz wymienionych jąder pierwiastków powstają pozyton, neutrino elektronowe oraz fotony unoszące energię wiązania.

Powyższe reakcje można przedstawić skrótowo jako przemianę 4 protonów (jądro atomu wodoru składa się tylko z jednego protonu) w hel 4 He:

Inne cykle protonowe opierają się na powstałych już izotopach helu He-3 oraz He-4, prowadząc do zamiany tych dwóch jąder na jądra He-4 na dwa różne sposoby według poniższych równań:

Kolejny proces zachodzący wewnątrz gwiazdy nazywany jest potrójnym procesem alfa, w którym zachodzą przemiany jąder He-4 (nazywanych cząstkami alfa) we wzbudzone jądro berylu Be-8*, następnie we wzbudzone jądro węgla C-12*, aż w końcu w jądro C-12 w stanie podstawowym. Reakcja jest o tyle ciekawa, że pierwsze dwie przemiany to reakcje endoenergetyczne, a więc potrzeba dostarczenia energii z zewnątrz, aby mogły zajść. W jądrze gwiazdy panuje jednak tak duża temperatura i ciśnienie, że te pozornie niekorzystne energetycznie reakcje zachodzą, ponieważ prowadzą do reakcji egzoenergetycznej, co obrazują poniższe równania:

Powyższe reakcje możemy skrótowo zapisać jako:

Jeśli w gwieździe znajdują się już jądra węgla, tzw. spalanie wodoru, które miało miejsce w cyklu protonowym, może zachodzić również w cyklu węglowo-azotowo-tlenowym. Reakcję podtrzymuje w nim jądro węgla C-12, a zachodzi ona w gwiazdach o wyższej temperaturze i większej masie od Słońca. W jej wyniku powstają kolejne izotopy azotu i tlen (a także fotony unoszące energię wiązania, pozytony i neutrina) prowadząc ostatecznie do powstania cząstki alfa He-4 oraz węgla C-12, który pełni rolę katalizatora. Przebieg reakcji przedstawiają poniższe równania:

Można powiedzieć, że gwiazda w ciągu swojego życia przechodzi różne fazy syntezy pierwiastków, których poszczególne nazwy odpowiadają przemianom jąder atomowych, z których gwiazda czerpie energię. Im większa masa, tym więcej faz jest w stanie przejść, a każda kolejna faza trwa krócej od poprzedniej i wymaga większej temperatury, ponieważ zachodzą w nich reakcje z udziałem coraz szybszych procesów. Słońce jest dość małą gwiazdą i „wypala się” po etapie wodorowym. Gdyby jego masa była 25 razy większa, przechodziłoby przez następujące fazy: wodorowa (10 milionów lat), helowa (100 tysięcy lat), węglowa (600 lat), neonowa (1 rok), tlenowa (6 miesięcy), krzemowa (1 dzień).

Pierwiastki cięższe od żelaza

Przypomnijmy, że dla pierwiastków do liczby masowej 56 przyłączanie kolejnych nukleonów jest procesem egzoenergetycznym. Kolejne reakcje przebiegają przede wszystkim poprzez przyłączenie neutronów, które nie odczuwają bariery kulombowskiej, powstałych podczas poprzednich procesów. Zachodzą rozpady beta plus, beta minus oraz wychwyty elektronów, według schematu, w którym A oznacza liczbę nukleonów w jądrze, a Z liczbę protonów.

Procesy te mogą przebiegać powoli w procesach s (slow), podczas spokojnej ewolucji gwiazd, lub gwałtownie w procesach r (rapid) podczas wybuchów tzw. nowych lub supernowych.

Fuzja kontrolowana

Człowiek również podejmuje próby w przeprowadzaniu kontrolowanych fuzji jądrowych. Jest to jednak niezwykle trudne zadanie, ponieważ wymaga odtworzenia ekstremalnych warunków panujących we wnętrzu gwiazdy. W wyniku takich zabiegów powstaje plazma, którą trzeba bezpiecznie utrzymać w wysokim ciśnieniu i temperaturze. Aktualnie w tej technologii przodują Chiny, które w 2018 roku utrzymały w polu magnetycznym plazmę o 7-krotnie wyższej temperaturze od wnętrza Słońca.

Reaktor jądrowy EAST, znajdującej się we wschodniej części Chin. Utrzymuje plazmę w silnym polu magnetycznym.

Można powiedzieć, że uczymy się od gwiazd pozyskiwania energii. Jednak fuzja jądrowa jako jej rzeczywiste, opłacalne źródło, jest czymś, na co musimy poczekać jeszcze kilkanaście lub kilkadziesiąt lat.

Autor

Małgorzata Pluskota