O syntezie jądrowej w gwiazdach

Fuzja jądrowa jest siłą napędową gwiazd i ważnym procesem w zrozumieniu, jak działa wszechświat. Proces jest tym, co zasila nasze własne Słońce i dlatego jest podstawowym źródłem całej energii na Ziemi. Na przykład nasze jedzenie opiera się na jedzeniu roślin lub jedzeniu rzeczy, które jedzą rośliny, a rośliny wykorzystują światło słoneczne do produkcji żywności. Co więcej, praktycznie wszystko w naszych ciałach składa się z pierwiastków, które nie istniałyby bez fuzji jądrowej.

Fuzja to etap, który zachodzi podczas formowania się gwiazd. Zaczyna się to od grawitacyjnego kolapsu gigantycznego obłoku molekularnego. Chmury te mogą rozciągać się na przestrzeni kilkudziesięciu lat świetlnych sześciennych i zawierać ogromne ilości materii. Gdy grawitacja załamuje chmurę, rozpada się na mniejsze kawałki, z których każda koncentruje się wokół koncentracji materii. Gdy te stężenia zwiększają masę, odpowiednia grawitacja, a tym samym cały proces, przyspiesza, a sam zapad wytwarza energię cieplną. W końcu te kawałki kondensują się pod wpływem ciepła i ciśnienia w kule gazowe zwane protogwiazdami. Jeśli protogwiazda nie skoncentruje wystarczającej masy, nigdy nie osiągnie ciśnienia i ciepła niezbędnych do fuzji jądrowej i staje się brązowym karłem. Energia powstająca w wyniku fuzji zachodzącej w centrum osiąga stan równowagi z masą materii gwiazdy, zapobiegając dalszemu zapadaniu się nawet supermasywnych gwiazd.

Większość tego, co składa się na gwiazdę, to gazowy wodór wraz z pewną ilością helu i mieszaniną pierwiastków śladowych. Ogromne ciśnienie i ciepło w jądrze Słońca wystarcza do wywołania fuzji wodoru. Fuzja wodoru zbija ze sobą dwa atomy wodoru, co skutkuje powstaniem jednego atomu helu, wolnych neutronów i dużej ilości energii. Jest to proces, który wytwarza całą energię uwalnianą przez Słońce, w tym całe ciepło, światło widzialne i promienie UV, które ostatecznie docierają do Ziemi. Wodór nie jest jedynym pierwiastkiem, który można w ten sposób łączyć, ale cięższe pierwiastki wymagają sukcesywnie coraz większych ilości ciśnienia i ciepła.

W końcu gwiazdom zaczyna brakować wodoru, który stanowi podstawowe i najbardziej wydajne paliwo do syntezy jądrowej. Kiedy tak się dzieje, rosnąca energia, która podtrzymywała równowagę, uniemożliwiała dalszą kondensację rozprysków gwiazdy, powodując nowy etap zapadania się gwiazdy. Kiedy zapadnięcie wywiera wystarczający, większy nacisk na rdzeń, możliwa jest nowa runda fuzji, tym razem spalająca cięższy pierwiastek helu. Gwiazdom o masie mniejszej niż połowa naszego Słońca brakuje środków, by skondensować hel i stać się czerwonymi karłami.

Kiedy gwiazda zaczyna stapiać hel w jądrze, produkcja energii wzrasta w porównaniu z wodorem. Ta większa moc wypycha zewnętrzne warstwy gwiazdy dalej, zwiększając jej rozmiar. Jak na ironię, te zewnętrzne warstwy są teraz wystarczająco daleko od miejsca, w którym zachodzi fuzja, aby nieco się ochłodzić, zmieniając ich kolor z żółtego na czerwony. Te gwiazdy stają się czerwonymi olbrzymami. Fuzja helu jest stosunkowo niestabilna, a wahania temperatury mogą powodować pulsacje. Tworzy węgiel i tlen jako produkty uboczne. Pulsacje te mogą potencjalnie zdmuchnąć zewnętrzne warstwy gwiazdy w eksplozji nowej. Nowa może z kolei stworzyć mgławicę planetarną. Pozostałe jądro gwiazdy stopniowo się ochłodzi i utworzy białego karła. To jest prawdopodobny koniec naszego własnego Słońca.

Większe gwiazdy mają większą masę, co oznacza, że ​​gdy hel się wyczerpie, mogą mieć nową runda załamania i wytworzyć ciśnienie, aby rozpocząć nową rundę fuzji, tworząc jeszcze cięższe elementy. Potencjalnie może to trwać aż do osiągnięcia żelaza. Żelazo to pierwiastek, który dzieli pierwiastki, które mogą wytwarzać energię w fuzji od tych, które pochłaniają energię w fuzji: żelazo pochłania trochę energii podczas swojego tworzenia. Teraz fuzja drenuje, a nie wytwarza energię, chociaż proces jest nierównomierny (fuzja żelaza nie będzie zachodziła powszechnie w rdzeniu). Ta sama niestabilność fuzji w supermasywnych gwiazdach może spowodować, że wyrzucą one swoje zewnętrzne powłoki w sposób podobny do zwykłych gwiazd, w wyniku czego nazywa się supernową.

Ważną kwestią w mechanice gwiazd jest to, że cała materia we wszechświecie cięższa od wodoru jest wynikiem syntezy jądrowej. Naprawdę ciężkie pierwiastki, takie jak złoto, ołów czy uran, mogą powstać tylko w eksplozjach supernowych. Dlatego wszystkie substancje, które znamy na Ziemi, są związkami zbudowanymi ze szczątków jakiejś przeszłej śmierci gwiezdnej.