„Ramios, malonios vasaros naktys;

Medžio užmigęs nejuda lapas;

Viskas nutilo, viskas nurimo,

Vienos tik žvaigždės mirkčioja, dega.“

Šitaip rašė Maironis eilėraštyje „Vasaros naktys“. Daugybė poetų ir kitų rašytojų nuo neatmenamų laikų kūriniuose minėjo žvaigždes, dažniausiai – kaip degančius šviesos taškelius nakties danguje. Būtent kaip taškeliai jos ir atrodo, nors ir žinome, kad jos gerokai didesnės už Žemę. Degimas – kita poetiška metafora, kuri moksliškai nėra teisinga. Nes žvaigždėse niekas nedega; jose vyksta termobranduolinės sintezės reakcijos – vienas iš galingiausių žinomų energijos išlaisvinimo procesų. Ir nors žvaigždžių branduoliuose esančios sąlygos tikrai nežemiškos, tai nesustabdo mokslininkų ir inžinierių, bandančių pažaboti žvaigždžių energiją mūsų poreikiams. Tad kaip gi veikia žvaigždės?

Žvaigždės yra maždaug rutulio formos labai karštos medžiagos telkiniai, kurių formą palaiko traukianti gravitacija ir stumiantis šiluminis slėgis. Beveik visų žvaigždžių paviršiuje temperatūra siekia bent kelis tūkstančius laipsnių; Saulės paviršiaus temperatūra yra maždaug 5700 kelvinų, arba 5400 su trupučiu Celsijaus laipsnių. Žvaigždžių gelmės – dar karštesnės.

Tokios temperatūros pakanka, kad susidūrinėdami atomai išmuštų vieni kitų elektronus ir šie imtų lakstyti laisvai. Tokie elementai, netekę elektronų, vadinami jonizuotais, o iš jų sudaryta medžiaga – plazma. Plazma pakankamai įkaitinus gali virsti bet kuris cheminis elementas.

Saulėje, kaip ir kitose žvaigždėse, pagrindinę dalį – apie tris ketvirčius masės – sudaro vandenilis, dar beveik ketvirtį – helis. Visi sunkesni cheminiai elementai, astronomų vadinami „metalais“, sudaro vos apie 2% Saulės masės. Daugiausiai tokių elementų turinčiose žvaigždėse jų yra apie 5%.

Šiuos faktus apie žvaigždžių cheminę sandarą žinojome toli gražu ne visada. XIX a. po truputį buvo išsiaiškinta, kad Žemę daugiausiai sudaro deguonis, silicis, geležis, aliuminis, kalis, kalcis ir keli kiti elementai. Tuo pat metu išrasti pirmieji spektrografai, kuriais išmatuoti žvaigždžių spektrai ir pastebėta, kad jose taip pat esama šių elementų spektro linijų.

Taigi padaryta išvada, kad žvaigždžių ir Žemės cheminė sudėtis greičiausiai yra panaši. Ši mintis paneigta tik XX a. trečiojo dešimtmečio pabaigoje, kai doktorantė Cecilia Payne tyrinėjo žvaigždžių atmosferas ir pirmą kartą paaiškino žvaigždžių spektrų tarpusavio skirtumus. Ji nustatė, kad vandenilio ir helio žvaigždėse yra kone milijoną kartų daugiau, nei anglies, silicio ar deguonies – elementų, kurių santykinės gausos tikrai panašios į gausas Žemėje. Šis rezultatas buvo toks kontroversiškas, kad Payne nepateikė jų kaip disertacijos išvados. Praėjus dar keletui metų rezultatas patvirtintas kitais metodais ir tapo visuotinai pripažintas.

Vandenilio atomą sudaro vienas protonas, aplink kurį sukasi vienas elektronas. Egzistuoja ir vandenilio izotopai deuteris bei tritis, turintys atitinkamai vieną ar du neutronus branduolyje, bet jų yra tiek mažai, kad šiame pristatyme apsiribosiu vien įprasto vandenilio savybėmis. Jonizuotas vandenilis yra tiesiog „nuogas“ protonas. Suartėję du protonai ima vienas kitą stumti, nes turi vienodą – teigiamą – elektrinį krūvį. Sunkesnių cheminių elementų branduoliuose esantys protonai irgi stumia vienas kitą, bet stūmos jėgą nugali traukianti stipriosios branduolinės sąveikos jėga. Jeigu aplinkos sąlygos du protonus suspaudžia taip arti, kad atstumas tarp jų tampa panašus į atomo branduolio dydį, tada ir juos ima veikti atominės jėgos ir sujungia du protonus į junginį, vadinamą diprotonu, arba helio-2 branduoliu. „Helis-2“ reiškia, kad tai yra helio branduolys, turintis dvi branduolio daleles, šiuo atveju du protonus. Įprastas helis yra helis-4, turintis du protonus ir du neutronus. Helis-4 yra stabilus branduolys, o helis-2 – ne: protonai nori ištrūkti iš jo ir nulėkti kiekvienas sau. Dažniausiai jiems tai pavyksta, bet kartais jie išlieka susijungę pakankamai ilgai, kad vienas iš protonų skyla ir pavirsta į neutroną, o diprotonas virsta deuterio branduoliu. Šis palyginus greitai pasigauna dar vieną protoną ir virsta heliu-3, kuris yra stabilus panašiai kaip helis-4. Vėliau du helio-3 branduoliai susiduria ir suformuoja helį-4, į šalis išmesdami du protonus.

Paėmus visą šį reakcijų ciklą matome, kad iš šešių pradžioje buvusių protonų gavome vieną helį-4 ir du išmestus protonus. Taip pat reakcijų metu, protonams virstant neutronais, buvo išmesti du pozitronai (elektrono antidalelės) ir du neutrinai (ypatingai mažą masę turinčios neutralios dalelės). Bet svarbiausia yra tai, kad per visas šias reakcijas išsiskiria apie 26,7 MeV energijos. MeV, arba megaelektronvoltas, yra dalelių fizikoje naudojamas energijos vienetas, lygus 1,6×10⁻¹³ džaulio – labai nedaug, tačiau reikia nepamiršti, kad kalbame apie vienos ar keleto dalelių išskiriamą energiją. Ši energija atitinka apie 0,7% keturių protonų, virstančių heliu, masės.

Ar daug yra tie 26,7 MeV, galime suprasti tokiu būdu. Jei paimtume litrą tyro vandens ir išskirtume iš jo vandenilį, o tada visus vandenilio atomus paverstume heliu, iš viso gautume apie 7,7 gigavatvalandes energijos, arba maždaug penktadalį elektros energijos, kurią per dieną suvartoja visa Lietuva. Kitaip tariant, panaudoję penkis litrus – pusę kibiro – vandens galėtume visai dienai aprūpinti Lietuvą elektros energija. 

Bet grįžkime prie žvaigždžių. Aukščiau mano aprašyta reakcijų seka yra tik viena iš galimų. Ji vadinama pirmąja pp grandinės šaka. pp, arba protonų-protonų, grandinė yra termobranduolinių reakcijų grupė, kuri prasideda nuo dviejų protonų susidūrimo. Kitos jos atšakos nuo pirmosios skiriasi tuo, kad helis-3 jungiasi ne su kitu heliu-3, o su heliu-4 arba su protonu. Bet galutinis produktas vis tiek išlieka toks pat: keturi protonai pavirsta vienu heliu-4. Kad šios reakcijos prasidėtų, reikalingas milžiniškas tankis ir temperatūra – pastaroji turi siekti bent 4 milijonus kelvinų. Saulės branduolyje temperatūra keletą kartų aukštesnė, apie 15 milijonų kelvinų. Kiekvieną sekundę joje įvyksta apie 10³⁸ reakcijų, kurių metu energija pavirsta 4,5 milijono tonų medžiagos. 

Saulėje energija generuojama beveik vien pp grandinės reakcijų metu. Tačiau vyksta ir kitokia reakcijų seka, vadinama CNO ciklu. Trys didžiosios raidės jo pavadinime žymi tris cheminius elementus – anglį, azotą ir deguonį – kurie veikia kaip reakcijų katalizatoriai.

Kai temperatūra žvaigždės branduolyje pasiekia 15 milijonų kelvinų ir daugiau, anglies branduoliai gali pagauti protonus ir virsti azotu. Susiformavęs azoto izotopas azotas-13 yra nestabilus ir vienas protonas jame skyla į neutroną, o branduolys pavirsta į anglį-13. Ši vieną po kito pagauna dar du protonus, tampa deguonimi-15, skyla į azotą-15, o dar vienas atlėkęs protonas suskaldo branduolį į anglį-12 ir helį-4. Taigi ciklo pabaigoje vėl turime anglies branduolį, kokį turėjome ir pradžioje, bet keturi jo pagauti protonai yra pavirtę į helį, o reakcijų metu išskirti tie patys 26,7 MeV energijos, kaip ir pp grandinėje.

Egzistuoja įvairios ciklo variacijos, kurių metu trumpam gali susiformuoti ir fluoro bei neono branduoliai. Reakcijų sparta labai stipriai priklauso nuo temperatūros: Saulėje CNO ciklas pagamina mažiau nei 2% visos energijos, bet vos 30 procentų masyvesnėje žvaigždėje, kurios centras įkaitęs iki 17 milijonų kelvinų, šis ciklas tampa pagrindiniu energijos šaltiniu.

Taigi, mažos žvaigždės, tokios kaip Saulė ir mažesnės, energijos gauna per pp grandinę, didesnės – per CNO ciklą, bet visos – jungiantis vandeniliui ir formuojantis heliui. Bet tai galioja tik pagrindinės sekos žvaigždėms. Pagrindinė seka – ilgiausias kiekvienos žvaigždės gyvenimo tarpsnis – apibrėžiama būtent kaip laikotarpis, kol žvaigždės branduolyje vyksta vandenilio sintezės reakcijos. Jų metu vandenilio kiekis mažėja, o helio – auga. Reakcijų sparta po truputį mažėja, todėl slėgis branduolyje sumažėja ir jis ima trauktis. Susitraukęs įkaista, reakcijų sparta išauga ir žvaigždė vėl yra pusiausvyroje. Šie pokyčiai vyksta nuolatos, o žvaigždė po truputį kaista. Mūsų Saulė – taip pat; po milijardo-kito metų ji įkais tiek, kad Žemė taps tikrai netinkama gyvybei. Bet galiausiai šis lėtas traukimasis ir kaitimas užleidžia vietą kitam reiškiniui, vadinamam trigubu-alfa procesu.

Trigubas-alfa procesas susijęs su alfa dalelėmis. Taip vadinami helio branduoliai – šis pavadinimas susiformavo istoriškai, kai jos buvo aptiktos radioaktyvumo eksperimentų metu, bet dar nežinant, iš ko jos sudarytos. Trigubas-alfa procesas yra trijų helio branduolių susijungimas į vieną anglies branduolį.

Šis procesas labai įdomus tuo, kad tarpinis jo produktas – berilio-8 branduolys – yra ypatingai nestabilus, o jo susiformavimas iš dviejų helio branduolių netgi reikalauja papildomos energijos. Taigi procesui vykti reikalingos ekstremalios sąlygos – daug didesnis tankis ir temperatūra, nei pp grandinei ar CNO ciklui.

Taigi, kai vandenilio žvaigždės branduolyje reikšmingai sumažėja ir helis ima „trukdyti“ jo sąveikoms, žvaigždės branduolys susitraukia ir įkaista iki 100 milijonų kelvinų – šešis kartus aukštesnės temperatūros, nei dabar yra Saulėje. Tada helio sintezė ima formuoti anglį ir sustabdo tolesnį traukimąsi. Tačiau energija, išskiriama trigubo-alfa proceso metu, yra tokia didelė, kad žvaigždės išoriniai sluoksniai išsipučia apie du šimtus kartų – ji tampa raudonąja milžine. Kai Saulė taps tokia, ji praris Merkurijų ir Venerą, o galbūt ir Žemę.

Anglies gamyba termobranduolinė sintezė nesibaigia. Kai helio žvaigždės branduolyje sumažėja, jis vėl traukiasi, įkaista dar daugiau, ir likęs helis ima jungtis su anglimi bei formuoti deguonį. Dar vėliau helis ir deguonis formuoja neoną. Ir taip toliau – helio branduoliai, jungdamiesi prie vis sunkesnių elementų branduolių, formuoja dar sunkesnius.

Apskritai Visatoje šitaip atsiranda nemaža dalis cheminių elementų. Kai kuriose žvaigždėse šis procesas užsibaigia ties anglimi ir deguonimi. Taip nutiks ir mūsų Saulei – jos masės tiesiog neužtenka, kad pasiektų pakankamą tankį tolesnei sintezei.

Kiek masyvesnėse žvaigždėse reakcijos baigiasi palikdamos deguonies ir neono, dar masyvesnėse – neono ir magnio mišinius, ir taip toliau. Žvaigždės, kurių masė viršija aštuonias Saulės masės, reakcijas tęsia tol, kol pasiekia geležį. Tada jau tolesnio kelio nebėra – visi sunkesni cheminiai elementai formuodamiesi tik suryja energiją, o nebe ją išskiria. Žvaigždės branduolio niekas nebesulaiko nuo kolapso, jis susitraukia į neutroninę žvaigždę arba juodąją skylę, o išoriniai sluoksniai, sugėrę kolapso metu išspinduliuotą energiją, išsilaksto į šalis kaip supernovos sprogimas. Sprogimo išmestoje medžiagoje irgi gali vykti sintezės reakcijos – jos suformuoja nemažą dalį elementų, sunkesnių už geležį. Bet tai jau nebėra žvaigždžių energiją kuriančios reakcijos.

Tai tiek apie žvaigždes. O kaipgi Žemėje? Ar galime sukurti sąlygas, kuriomis vyktų termobranduolinė sintezė ir būtų generuojama energija? Tikrai galime. Pirmą kartą tą sėkmingai atliko JAV karinės pajėgos 1952 metais, išbandžiusios pirmąjį termobranduolinį ginklą. Bet, žinoma, norėtųsi tą reakciją dar ir kontroliuoti, kad energija būtų naudinga, o ne destruktyvi. Tą padaryti bandoma daugiau nei pusšimtį metų.

Pirmasis sėkmingas valdomos termobranduolinės sintezės bandymas atliktas 1958 metais. Nuo tada vis šnekama, kad per artimiausius porą dešimtmečių branduolinės sintezės jėgainės taps realybe; deja, kol kas šios prognozės neišsipildė. Tokios jėgainės būtų labai naudingos – jos galėtų lengvai patenkinti visos Žemės elektros energijos poreikius, sunaudojant mažiau nei toną vandenilio per metus. Jų veikla nepaliktų jokios taršos – reakcijos produktai yra visiškai nekenksmingi neutrinai ir helis.

Šiuo metu tikimasi, kad Prancūzijoje statomas reaktorius ITER bus pastatytas iki 2025-ųjų ir pradės veikti 2035 metais. Jei viskas eisis pagal planą, jame bus pasiekta energetiškai naudinga branduolinė sintezė, t.y. reakcijų metu išskiriama energija viršys tinkamų aplinkos sąlygų palaikymo sąnaudas. Kol kas geriausią rezultatą parodė Didžiojoje Britanijoje stovintis JET, kuriame dar 1997 metais naudojant 24 megavatus galios pavyko išgauti 16 megavatų galios iš sintezės reakcijų.

Žemėje planuojami sintezės reaktoriai greičiausiai niekada nenaudos lengviausiojo vandenilio izotopo, kaip kuro – tam reikalingas sąlygas pasiekti pernelyg sunku. Perspektyviausias kuras atrodo deuterio ir tričio mišinys. Žemėje maždaug vienas iš 6400 vandenilio atomų yra deuteris, taigi jo randame ir vandenyje; tiesa, dažnai giliai – ne veltui deuterio turintis vanduo vadinamas „sunkiuoju“. Deuterio ir tričio Žemėje yra užtektinai, kad, versdami juos heliu, galėtume patenkinti žmonijos energijos poreikius tūkstančius metų. Belieka šias reakcijas prisijaukinti. Ką gali žinoti, gal šįkart po dvidešimties metų to ir sulauksime.

Pasidalinkite su draugais

Aut. teisės: Konstanta.lt

Autoriai: Kastytis Zubovas

Komentarai ()