Zašto Sunce sija?

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...