Cesta do vnútra Slnka

Je to len bežná hviezda. Pre nás je však výnimočná, pretože je životne dôležitým zdrojom energie. Je jediná vo vesmíre, ktorej sa vedci vedia pozrieť aj pod povrch. Aký je súčasný pohľad na slnečné vnútro?

Slnko priťahuje pozornosť ľudstva oddávna. Ľudia podvedome cítili jeho dôležitosť pre život a často bolo v mnohých starých civilizáciách povýšené na božstvo. V súčasnosti vieme, že Slnko je úplne obyčajnou hviezdou, akých sú vo vesmíre miliardy.

Nepretržitý tok energie

Ak chceme postupne odhaľovať, čo sa odohráva v slnečnom vnútri, musíme najprv správne odpovedať na základnú otázku: Odkiaľ berie Slnko energiu, ktorú neustále vyžaruje do okolia? Alebo naopak: Ako dlho Slnko existuje pri jeho žiarivom výkone, ktorý v súčasnosti pozorujeme? Zmerať energiu vyžarovanú Slnkom nie je problém. Hodnota slnečnej konštanty, t. j. energie prechádzajúcej jedným štvorcovým metrom za sekundu vo vzdialenosti Zeme od Slnka je 1,366 kW/m².

Takáto energia by bola schopná rozpustiť ľadový pancier okolo celého Slnka hrubý pol kilometra za necelých 40 minút. Zdrojom energie vo hviezdach, a teda aj v našom Slnku, sú termonukleárne reakcie, v ktorých je základným procesom premena vodíka na hélium. V minulosti bola otázka zdroja slnečnej energie predmetom veľkých diskusií a sporov medzi vedcami. V 19. storočí významní fyzici tvrdili, že Slnko nemôže žiariť dlhšie ako 60 miliónov rokov. Pri určení tohto čísla vychádzali z predpokladu, že Slnko môže vyžarovať iba svoju pôvodnú, nahromadenú tepelnú energiu alebo aj energiu získanú zmršťovaním sa. Naproti tomu biológovia a geológovia (na čele s Ch. Darwinom) argumentovali, že Zem, a teda aj Slnko musia existovať minimálne niekoľko 100 miliónov rokov, čo im vychádzalo z geologických výskumov aj z Darwinovej evolučnej teórie.

Premena vodíka na hélium

Objav rádioaktivity na konci 19. storočia naznačil nové možnosti zdroja hviezdnej energie, hoci to ešte nebola tá správna odpoveď. Astrofyzici totiž už vedeli, že energia vyžarovaná z hviezd závisí od ich vnútornej teploty, zatiaľ čo rádioaktívne vyžarovanie od teploty nezávisí. Okrem toho, vnútri Slnka je veľmi málo rádioaktívnych prvkov, pretože Slnko sa skladá prevažne z vodíka a hélia. Fundamentálne objavy, ktoré viedli k súčasným poznatkom o tom, z čoho Slnko čerpá energiu, nastali v rokoch 1905, 1920 a 1928. Albert Einstein v roku 1905 odvodil svoju slávnu rovnicu E=mc², ktorá hovorí, že množstvo energie E sa rovná súčinu hmoty m a druhej mocniny rýchlosti svetla c. Zjednodušene povedané, hmota v sebe skrýva obrovské množstvo energie, na ktorú sa pri určitých podmienkach môže premieňať. A tak sa zdalo, že stačí vnútri Slnka nájsť hmotu, ktorá sa pri termonukleárnych reakciách premieňa na energiu. Tú v roku 1920 pomohol nájsť Francis William Aston, ktorý pri vážení jednotlivých prvkov zistil, že atóm hélia, ktoré vznikne zo štyroch atómov vodíka, je ľahší o 0,7 % oproti súčtu hmotnosti štyroch atómov vodíka.

Termonukleárne reakcie

V Slnku sa každú sekundu premení približne 700 miliónov ton vodíka na 696 miliónov ton hélia. Ušetrené 4 milióny ton hmoty sa bez zvyšku premenia na čistú energiu. Keby sa takto premenila celá (vodíková) hmota Slnka na hélium, Slnko by žiarilo a hrialo tak, ako to pozorujeme v súčasnosti, minimálne 100 miliárd rokov. Termonukleárne reakcie však prebiehajú iba v centrálnej časti Slnka, kde je dostatočná teplota 15 miliónov K. Znamená to, že za celý život Slnka zhorí iba jedna desatina vodíka, takže Slnko žije 10 miliárd rokov. Na ceste za rozlúštením záhady zdroja energie v Slnku sa vyskytla ďalšia prekážka. Až rozvoj kvantovej mechaniky a objasnenie tzv. tunelového javu Georgeom Gamowom v roku 1928 otvorilo cestu k finálnemu riešeniu. Fyzika termonukleárnych reakcií prebiehajúcich v Slnku je veľmi komplikovaná a rozoznávame viacero reakčných cyklov. Najdôležitejší je tzv. pp (protónovo-protónový) cyklus, ktorý má ešte podskupiny (PPI, PPII, PPIII). Na začiatku je základnou reakciou zrážka dvoch protónov a vytvorenie deutéria. Táto veta znie jednoducho, ale skrýva sa za ňou nesmierne mystérium jemne vyladených procesov. Keďže oba protóny majú rovnaký elektrický náboj, prirodzene sa silne odpudzujú. Aby sa mohli spojiť, musia prekonať tzv. Coulombovu bariéru – veľkú odpudivú silu. Na to potrebujú mať veľkú rýchlosť pri zrážke. Túto rýchlosť by získali vtedy, keby plazma v Slnku bola zohriata na 16 miliárd K, čo je tisícnásobne vyššia teplota v porovnaní so skutočnou teplotou v Slnku (15 miliónov K).

Kvantové tunelovanie

Ako je teda možné, že dva protóny preniknú k sebe a spoja sa? Je to vďaka zákonom kvantovej mechaniky, ktoré dokazujú, že protóny sa k sebe prebijú aj pri nižších teplotách (energiách) tunelovým javom. Obrazne si môžeme predstaviť tunelový jav ako situáciu, keď človek namiesto toho, aby prešiel na druhú stranu vysokého kopca pri vynaložení veľkej energie, prejde na druhú stranu tunelom. No aj pri využití zákonov kvantovej mechaniky a tunelového javu sa ukazuje, že pravdepodobnosť spojenia dvoch konkrétnych protónov v Slnku je veľmi malá. Protóny musia vykonať 1027 vzájomných nárazov (bilión kvadriliónov nárazov), aby sa im jedenkrát podarilo k sebe preniknúť. V našom príklade by to znamenalo, že človek by musel urobiť 1027 pokusov, aby si ušetril cestu cez kopec a aspoň raz ten tunel našiel. Každú sekundu urobí v Slnku protón iba 10 miliárd nárazov do iného protónu, takže tých potrebných 1027 vzájomných nárazov na jedno jediné spojenie s iným protónom sa mu podarí vykonať až za celú existenciu Slnka (10 miliárd rokov). Na naše šťastie, v centre Slnka je obrovské množstvo protónov, takže sa veľkému počtu z nich podarí prebiť k druhému a termonukleárna reakcia sa nezastaví. Keď už sú dva protóny spolu a vytvoria deutérium, priskočí k nim bleskovo tretí protón (v priemere za šesť sekúnd) a vytvoria izotop hélia 3He. Dvom konkrétnym izotopom 3He sa potom podarí spojiť raz za milión rokov a vznikne finálne hélium 4He, pričom dva protóny sa uvoľnia späť do prostredia. Premena vodíka na hélium so ziskom energie je skončená. Výsledkom termonukleárnych reakcií je obrovský tok energie z centrálnych častí Slnka vo forme vysokoenergetických fotónov gama žiarenia.

Cesta gama fotónu

V Slnku rozoznávame tri základné oblasti: jadro, v ktorom sa uvoľňuje energia, žiarivú zónu, kde sa energia prenáša žiarením formou toku fotónov, a konvektívnu zónu, kde je z fyzikálneho hľadiska výhodnejší prenos energie formou vzlínania balíkov horúcej plazmy smerom k povrchu Slnka. V žiarivej zóne sú gama fotóny mnohokrát absorbované a následne opäť vyžarované, ich energia sa tak postupne rozdrobuje, takže sa menia na menej energetické žiarenie (röntgenové, ultrafialové), až nakoniec dorazia do vzdialenosti 490-tisíc km od stredu Slnka, kde dochádza k dramatickej zmene prenosu energie. Teplota v týchto miestach poklesne na 1,5 milióna K, čo vedie k zásadnej zmene fyzikálnych podmienok v slnečnej plazme. V tejto vrstve dochádza nielen k zmene režimu prenosu energie, ale aj k zmene rotácie Slnka a k zosilňovaniu slabého poloidálneho magnetického poľa Slnka na silné toroidálne pole počas slnečných cyklov. Posledné výskumy ukazujú, že toto rozhranie 210-tisíc km pod slnečným povrchom je hrubé iba 28 000 km a nazývame ho tachoklina. Vrstva nad tachoklinou sa stáva nepreniknuteľnou pre fotóny a nastupuje proces konvekcie, ktorý je v týchto miestach na prenos energie výhodnejší. Horúca plazma sa v obrovských balíkoch posúva smerom k povrchu, tam odovzdá energiu a chladná opäť klesá pod slnečný povrch, aby sa znovu ohriala a proces sa opakuje. Tesne pod slnečným povrchom, približne v hĺbke 2 000 km, sa balíky horúcej plazmy drobia na menšie celky a vyvierajú vo forme granulácie, ktorú pozorujeme na slnečnom povrchu. Takmer všetku energiu prinesenú k povrchu Slnka ihneď odnášajú fotóny, ktoré odletia zo slnečného povrchu vo forme viditeľného žiarenia (svetla). Týmto procesom sa udržiava teplota slnečného povrchu na približne 6 000 K. Iba jedna desaťtisícina prinesenej energie stúpa ďalej do horných vrstiev slnečnej atmosféry vo forme vlnenia, magnetického poľa a pohybu častíc. Tie sa potom podieľajú na zohrievaní chromosféry a slnečnej koróny. Cesta pôvodného gama fotónu z centra Slnka je v dôsledku mnohých jeho absorpcií a následných emisií veľmi zložitá a zdĺhavá a trvá približne milión rokov, kým sa prebije k povrchu. V skutočnosti žiarenie, ktoré pozorujeme v súčasnosti, vzniklo v strede Slnka pred miliónom rokov.

Neutrína

Existujú však aj rýchlejší poslovia správ o dianí v strede Slnka než fotóny. Sú to neutrína, exotické častice, pre ktoré celé slnečné teleso nie je žiadnou prekážkou na ich ceste. Za osem minút od svojho vzniku sú pri planéte Zem. Neutrína nás informujú o tom, čo sa deje v Slnku práve teraz. Ich tok je obrovský, napríklad cez dlaň človeka preletí každú sekundu 6 biliónov neutrín – a pritom ani jedno tam za celý náš život neuviazne. Pretože neutrína všetkým prenikajú takmer bez zastavenia, je veľký problém ich zachytiť. Vedci ale vymysleli a skonštruovali obrovské neutrínové detektory, kde občas nejaké neutrína uviaznu a prezradia, čo sa deje vnútri Slnka. Štandardný model Slnka (ŠMS) popisujúci jeho stavbu a vývoj sa považuje za jeden z najlepších a najpresnejších modelov vo fyzike. Spočiatku sa pri pozorovaní toku neutrín zo Slnka zdalo, že ŠMS je nesprávny. Predpovedal omnoho väčší tok neutrín, než sa v skutočnosti pozorovalo. Hovorilo sa o tzv. probléme chýbajúcich neutrín. Veľký rozvoj neutrínovej techniky, modernizácia detektorov, ako aj pokroky vo fyzike elementárnych častíc nakoniec ukázali, že ŠMS je správny. Správne predpokladá, aké termojadrové reakcie v Slnku prebiehajú a aká je produkcia neutrín. Zistilo sa, že neutrína majú rôzne energie a detektory neregistrovali neutrína všetkých energií. Navyše časticová fyzika ukázala, že neutrína oscilujú, a tak sa obrazne povedané maskujú pred detekciou. Po zarátaní všetkých týchto efektov a na základe novších pozorovaní nastal súlad v reálne pozorovaných tokoch neutrín a predpovedaných neutrín.

RNDr. Aleš Kučera, CSc.
Astronomický ústav SAV