Zdroje záření

Historie

Prvním vysvětlením pro záření hvězd bylo hoření. Tuto myšlenku však vyvrátil John Herschel, uvědomil si, že není znám způsob hoření, jenž by na dlouho pokryl zářivý výkon hvězdy. Hermann von Helmholtz vypočítal, že naše Slunce by hořením spálilo veškerou hmotu za 3 000 let. Další teorie vysvětlovala záření hvězd pomocí gravitace, ale Helmholtz a Kelvin v předminulém století dokázali, že tato energie je nedostačující. Přichází teorie akrece – padání mezihvězdné látky na hvězdný povrch, jejím zastáncem byl Robert Mayer. Ani ta není úspěšná. Padající částečky by musely být značně hmotné, aby je neodpudil tlak záření hvězdy. Dalším možným zdrojem záření mohla být anihilace hmoty, ale hvězda složená z hmoty a antihmoty by vyzářila veškerou energii naráz při mohutném výbuchu.

Převzato z	Převzato z	Převzato z

Na správnou cestu se vědci dostali, díky Einsteinovu vztahu a objevu radiace, až ve dvacátých letech minulého století, kdy předpokládali v nitru Slunce jaderné reakce. Na konci třicátých let minulého století bylo teoreticky určeno, o jaké jaderné reakce může jít.
Současné fyzikální poznatky nás vedou k vysvětlení záření hvězd pomocí slučování jader, tj. termonukleární fúze. Slunce je obrovský termonukleární reaktor, který si sám reguluje svůj chod.

Termonukleární fúze

Termonukleární fúze je chemicko-fyzikální proces, který probíhá za vysokých teplot (od 10 000 000 K) a velkých tlaků v nitru hvězdy. Fúzí, tedy sloučením, lehčích prvků vznikají prvky těžší. Tyto reakce bývají (až na výjimky) exoenergetické a exotermické.
Ve Slunci probíhají tyto reakce:

a) Proton–protonový cyklus PPI
b) Proton–protonový cyklus PPII
c) CNO cyklus

Asi 98,5 % veškeré energie získává Slunce z proton–protonové reakce, zbylých 1,5 % z CNO cyklu.