| admin | Date: SUBOTA, 2013-03-16, 8:08 PM | Message # 1 |
|
Generalissimo
Group: Administrators
PORUKA: 1384
Awards: 0
Reputation: 0
Status: Offline
| Svi ćemo se složiti da su Sunčeva svetlost i energija neophodni za razvitak života na Zemlji, barem onakvog života
kakav danas poznajemo.
Sunce je prilično moćna „fabrika energije“. Za jedan sekund izrači oko 4×10^26 vati, što preračunato u
jedinice na koje smo navikli iznosi oko sto milijardi milijardi kilovat
časova, što je dovoljno da se sve porodice na svetu greju sa po jednom
pristojnom TA peći svakog dana u godini oko 23 hiljade godina! Teorijski
astrofizičari su počeli temeljno da „pretresaju“ strukturu zvezda
sredinom 19. veka, pa je sasvim prirodno da im je na pamet palo pitanje:
„Šta obezbedjuje zvezdama ove enormne količine energije?“
Prvi su odgovor na to pitanje, nezavisno, dali Vilijem Tompson (poznatiji kao
Lord Kelvin) i Herman fon Helmholc. Oni su pretpostavili da Sunce zrači
na račun gravitacionog sažimanja. Kako se Sunčev radijus smanjuje,
smanjuje se i potencijalna energija, pola tog „viška“ potencijalne
energije ide na zračenje a pola na zagrevanje Sunca. Ovo možemo
zamisliti i ovako: Sunce, koje je gasovito, malo po malo, „pada“ samo na
sebe, pa se pri tome zagreva i zrači, pošto slojevi koji padaju predaju
energiju slojevima ispod.
Nažalost, kada se tu „zamene brojke“, za životni vek Sunca se dobija premalih 16 miliona godina, što se kosi
sa svim procenama za starost Zemlje, a samim tim i ostatka Sunčevog
sistema. Posle još nekoliko pogrešnih, čak za današnje pojmove suludih
predloga, pravu pretpostavku je 1920 dao Ser Artur Edington, kog je
svakako vredno parafrazirati:
„Samo inercija tradicije drži gravitacionu hipotezu živom, i to ne živom, nego pre neupokojenom… Sunce
crpi svoju energiju iz nekog rezervoara, nama nepoznatog. Teško da bi
taj rezervoar mogla biti druga energija do subatomska, koja je prisutna,
poznato nam je, u svoj materiji. U Suncu postoji energije za bar 15
milijardi godina…“
I zaista, nepunih deset godina kasnije, dva buduća nobelovca, Indijac Subramanijam Čandrasekar i Nemački fizičar
Hans Albreht Bete su „raskrinkali“ Sunčev tajni trezor energije. Danas
verujemo da Suncu energiju obezbedjuju reakcije nuklearne fuzije koje se
dešavaju u njegovom jezgru. Ovo još više ulepšava teoriju o strukturi
zvezda, koja, kao i uglavnom sve astrofizičke discipline svoju lepotu
duguje ogromnoj raznovrsnosti fizičkih teorija i eksperimentalnih
podataka koje se medjusobno prepliću. Čandrasekar, definitivno jedan od
najvećih umova XX veka, savršeno je baratao nuklearnom i atomskom
fizikom, matematikom, termodinamikom, teorijom prenosa zračenja,
kvantnom i kvantnom statističkom fizikom... Ali, vratimo se na to kako
energija u Suncu nastaje i kako dolazi do nas.
Proces nuklearne fuzije, trenutno je najbolji mogući stabilan izvor energije koji
poznajemo. Od četiri grama vodonika u ovom procesu nastane oko 3x10^13
džula, odnosno nekih 30 miliona kilovat časova. Na Zemlji smo još daleko
od „zauzdavanja“ ovakvog procesa ali na Suncu vladaju nešto drugačiji
uslovi. U centralnom delu Sunca, koji nazivamo jezgro, vladaju
temperature od oko 10 miliona Kelvina i pritisci od oko 10^14 atmosfera.
Na tim ogromnim temperaturama protoni, sa kojih su usled silovitih
sudara elektroni potpuno oguljeni, se sudaraju ogromnim brzinama.
Te brzine su nekada toliko velike da uspevaju da nadvladaju odbijanje
izmedju protona (protoni su pozitivne čestice, i jako je teško spojiti
ih na silu) i omoguće da dodje do nuklearne reakcije. Dva protona
stvaraju jezgro deuterijuma, koje u sudaru sa još jednim protonom daje
jezgro helijuma 3 (jezgro sačinjeno od 2 protona i jednog neutrona)
Zatim dva takva jezgra daju helijum 4 (stabilno jezgro sačinjeno od 2
protona i 2 neutrona) i još dva protona „viška“. Ovo je osnovna
nuklearna (astrofizičari često kažu „termonuklearna“, pošto je preduslov
za realizaciju iste visoka temperatura) reakcija u unutrašnjosti Sunca,
takozvani p-p lanac. Postoji još nekoliko varijanti p-p lanca, a i još
jedan, vrlo važan način fuzije vodonika u helijum, tzv. CNO ciklus, ali
suština je ista, od četiri protona, dobija se jedno jezgro helijuma, i
energija.
Ali, otkud energija? Kada spojimo četiri lego kockice u jednu, nikakva
energija se ne oslobadja. Medjutim kod jezgara je situacija malo
drugačija. Jezgro je jedan vezan sistem, i kao takav on ima neku
energiju veze. Zvuči uvrnuto, ali usled toga je masa jezgra helijuma
manja od zbira masa dva protona i dva neutrona. Pri nastanku jezgra
helijuma će se višak te mase pretvoriti u energiju, po čuvenoj
Ajnštajnovoj relaciji E=mc^2.
Tu energiju sa sobom nose dva gama zraka i dva neutrina. Neutrini, koji su priča za sebe, će bukvalno
proći kroz celu zvezdu bez zadržavanja izleteti napolje da se, ko zna
gde i posle ko zna kolikog predjenog puta, sudare s nekom drugom
česticom daleko od Sunca. Vidimo da neutrini jako slabo interaguju sa
materijom. Samim tim, jako je teško posmatrati ih, pa samim tim i na
osnovu neutrina proveriti šta se tačno dešava u jezgru. Opet, ako bismo
uspeli da ih detektujemo, to bi bio hitan telegram o situaciji u jezgru,
pošto oni bez ikakvog zadržavanja, pravolinijski prolaze kroz Sunce i
izlaze iz njega. Danas na Zemlji postoji nekoliko neutrinskih teleskopa,
ali to je opet tema za neku drugu priču.
Sa gama zracima je situacija totalno drugačija. Gama zraci su, za razliku od alfa i beta
zraka u stvari fotoni, odnosno nosioci svetlosti. Kao takvi oni se kreću
brzinom svetlosti i energija im zavisi od frekvencije. Imaju jako
visoke energije, oko deset hiljada puta veće od energije svetlosti koju
mi vidimo. Medjutim, za razliku od neutrina, oni će morati da prodju
kroz mnoge pustolovine dok ne napuste Sunce. Važno je znati da se sva
energija Sunca koja nastane u jezgru, izrači sa površine. Šta više,
ukupna energija koju svaki sloj Sunca primi, jednaka je energiji koju
svaki sloj preda dalje. Prema, tome Sunce se ne zagreva, bar ne za ovako
male vremenske periode kao što su naši životi, već je jedan jako
stabilan sistem. Ali, hajde da ispratimo put jednog gama zraka, od
jezgra ka površini.
Već u samom jezgru, taj gama zrak, odnosno foton jako visoke energije, će se sudariti sa bezbrojnim elektronima, te
će veliki deo svoje energije izgubiti, ali nemojmo dati da nas to
zavara! Sva ta energija će odmah biti vraćena, jer će se elektroni
osloboditi tog viška energije emitujući druge gama zrake manje energije.
Kada konačno energija koju smo dobili u p-p lancu napusti jezgro, ona
će biti „razbijena“, na mnogo fotona manje energije. Ali to naravno nije
kraj. Po izlasku iz jezgra, čiji poluprečnik je oko jedna četvrtina
sunčevog, fotoni ulaze u tzv. radijativnu zonu gde će se dodatno
„usitniti“. Kada stigne na oko tri četvrtine Sunčevog poluprečnika,
način prenosa energije se menja. Materija, sada već dosta hladnija,
apsorbuje ove fotone i zagreva se, pa se tako zagrejana, usled smanjene
gustine, penje ka gornjim slojevima, gde se hladi i ponovo pada dole.
Ovaj proces, sličan ključanju vode, naziva se konvekcija. Tako se
energija prenosi do poslednjeg sloja sunca, fotosfere. Tu se opet
vraćamo procesima zračenja.
U ovom, najhladnijem sloju Sunca, većina atoma je u neutralnom stanju, tako da na scenu stupaju procesi
apsorpcije i emisije na atomskom nivou. Fotoni koji se sudare sa
atomomm, predaju energiju vezanom elektronu, koji usled toga prelazi na
viši energetski nivo. Isti elektron zatim želi da se vrati nazad gde je
bio, pa se vraća na osnovni nivo, pri čemu ne mora da skoči odmah nazad,
već može i da „skakuće“ po energetskim nivoima izmedju, pri svakom
skoku emitujući višak energije fotonom, čija energija je naravno manja
od energije fotona koji je inicirao ceo dogadjaj. Zamislite ovo kao da
ste šutnuli loptu na vrh stepenica, stavljajući je tako u stanje više
energije. Lopta može odmah da skoči sa poslednjeg stepenika nazad, ali
verovatnije će skakutati po stepenicama nazad. Razlika je naravno u
tome, što se višak energije lopte gubi na kinetičku energiju i trenje a
višak energije elektrona na zračenje.
Energija opet, prenoseći se poslednjih nekoliko stotina kilometara zračenjem
dolazi do površine Sunca gde se formira svima nam poznati spektar. Sa
površine energija kreće u medjuzvezdani prostor u obliku fotona, koji
imaju karakterističnu raspodelu po energijama, koja zavisi od površinske
temperature Zvezde. U slučaju Sunca, najveći deo energije, preko 90%
otpada na vidljivo i infracrveno zračenje. Skoro bez ikakvih gubitaka,
ova energija će doći do Zemljine atmosfere, koja će apsorbovati oko 25%
energije, a zatim i do površine naše planete.
Po ovoj, danas opšteprihvaćenoj teoriji, Sunce ima energije za još bar 5 milijardi
godina. Mnogi aspekti ove teorije su provereni, i jako se dobro slažu i
sa posmatranjima i sa teorijskim znanjem. Medjutim daleko od toga da
struktura i evolucija Sunca nisu zanimljive teme. Za početak, broj
neutrina koje smo detektovali ne poklapa se baš sa onim što očekujemo na
osnovu ovih modela. Zatim, u Sunčevoj atmosferi se dešava mnogo
zanimljivih fenomena (protuberance, filamenti, flerovi...) za koje nismo
sigurni šta su i kako nastaju, a tu je i uvek aktuelni problem
zagrevanja korone (korona je najviši deo atmosfere Sunca, i iz nekog,
nama nepoznatog razloga temperatura tu skače sa par hiljada na par
miliona stepeni), tako da današnjim a i budućim solarnim fizičarima
predstoji još mnogo posla...
|
| |
| |
