Proč Slunce svítí aneb Historie výzkumu slunečního záření (2.)

V přechozí části článku Britové Ernest Rutherford a Frederick Soddy popsali jev, kdy se atomy samovolně rozpadají na jednodušší, jako radioaktivitu. Rutherford současně navrhl, že by jaderné štěpení mohlo být dobrým zdrojem energie pro Slunce. Dnes víme, že to není možné, pro úplnost ovšem dodejme, že radioaktivní rozpad udržuje v roztaveném stavu nitra kamenných planet a v hvězdné říši se uplatňuje ve zbytcích po výbuších supernov.

Chemicky chudá stálice

Rutherfordova myšlenka narazila na rozvoj hvězdné spektroskopie. Z ní vyplývalo, že solární atmosféra – zdroj přímého slunečního záření – se skládá výhradně z lehkých prvků s naprostou převahou vodíku. Po těžkých prvcích nutných pro efektivních radioaktivní štěpení se v ní nepodařilo nalézt ani známku: pouze vodík, helium a zanedbatelné příměsi kyslíku, dusíku či uhlíku. Vzhledem k rozvíjející se teorii hvězdných niter bylo nepravděpodobné, že by se mohlo chemické složení atmosféry a vnitřních částí Slunce tak lišit, aby se v centru uplatnilo Rutherfordovo jaderné štěpení. 

Opačným procesem, než je štěpení chemických prvků na lehčí – tedy termojadernou fúzí –, se vážně zabýval Američan William Harkins. Zajímalo ho, jak by bylo možné z lehkých prvků, například z vodíku, seskládat těžší, třeba helium. V roce 1915 navrhl, že kdyby se nějakým procesem spojila čtyři jádra vodíku, mohli bychom dostat jádro helia. V reakci by opět vznikl hmotností deficit – přibližně 0,77 % klidové energie vodíkových jader –, jenž by se transformoval na energii. Jen pro úplnost: Tehdy se vědci domnívali, že jádra chemických prvků tvoří výhradně protony, a bylo známo, že jádro helia je „čtyřikrát těžší“ než jádro vodíku. Dnes víme, že se v jádře helia nacházejí protony pouze dva.

Čistě protonová jádra však představovala další problém k vysvětlení. Podle všech v té době známých zákonů popisujících chování elektrických nábojů by se mělo více protonů v jádře odpuzovat a velmi rychle by se „rozutekly“ do okolí. V roce 1920 Harkins a o něco později i Rutherford předpověděli existenci nové částice, která měla držet protony v jádrech pohromadě – neutronu.

Zmíněnou částici objevil až v roce 1932 James Chadwick, přičemž vyřešila rozdíl mezi atomovým číslem vyjadřujícím počet protonů v jádře a atomovou hmotností, jež souvisí s celkovým počtem částic v jádře, tedy nejen protonů, ale i neutronů (tzv. nukleonovým číslem). Byly už totiž známy izotopy, prvky se stejnými chemickými vlastnostmi, avšak s různou hmotností: Například mesothorium, radium a thorium X dnes označujeme jako izotopy radia s nukleonovými čísly 228, 226 a 224. Také víme, že izotopy se liší počtem neutronů.

Hvězdné cykly

Objev neutronu poskytl poslední chybějící dílek do skládačky funkčních fúzních reakcí. V roce 1939 navrhli Němci Hans Bethe a Karl von Weizsäcker mechanismus, při němž by se vodík přeměňoval na helium a uvolněná energie by se mohla použít k ohřevu látky. Dnes jej označujeme jako CNO cyklus. Nedochází k němu však u hvězd s malou hmotností, třeba u našeho Slunce, neboť jeho účinnost je vzhledem k relativně nízké teplotě v nitru stálice malá. „Zápalná“ teplota CNO cyklu odpovídá 15 milionům stupňů a jeho účinnost prudce roste s vysokou (patnáctou až osmnáctou) mocninou teploty. Nitro Slunce s 15,7 milionu stupňů tedy sotva překročilo hranici nutnou pro dlouhodobě udržitelný CNO cyklus. Odhaduje se, že zmíněným cyklem vznikají pouhá 2 % jeho zářivého výkonu. 

Pro hvězdy s malou hmotností vymyslel Bethe záhy proton-protonový cyklus, který sice sumárně probíhá stejně jako CNO, avšak nepotřebuje coby katalyzátory reakcí atomy uhlíku, dusíku a kyslíku. Proton-protonový cyklus se udržitelně zažehne již při teplotách kolem čtyř milionů stupňů a jeho závislost na teplotě je vyjádřena přibližně čtvrtou mocninou. Ve Slunci se tímto mechanismem vyrábí zbývajících 98 % zářivého výkonu. 

V proton-protonovém cyklu se srážejí protony (jádra vodíku) kvůli vysokým rychlostem podmíněným vysokou teplotou. Pravděpodobnost úspěšné srážky by však zůstávala velmi malá, neboť potenciálová bariéra dvou přibližujících se kladně nabitých protonů je relativně vysoká (0,7 MeV), zatímco střední pohybová energie protonů ve slunečním jádře činí pouhých 1 keV, tedy asi tisíckrát méně. Pravděpodobnost, že ve Slunci najdeme potřebně energetický proton, je velmi malá – odpovídá číslu 10⁻³¹³. 

V reakci se ovšem uplatňuje kvantová mechanika a tzv. tunelový jev, který výrazně zvyšuje pravděpodobnost penetrace potenciálové bariéry až na hodnotu 10−10. Nicméně heliové jádro tvořené pouze dvěma protony by bylo vysoce nestabilní. Bethe navrhl, že kdyby se jeden z protonů přeměnil na neutron, výsledné heliové jádro složené ze dvou protonů a dvou neutronů by již dlouhodobě stabilní bylo. 

Celý konstrukt proton-protonového řetězce vypadal sice velmi elegantně, ale trpěl několika nedostatky, především nutností změnit proton na neutron. Reakce rovněž nezachovávala moment hybnosti ani některá důležitá kvantová čísla, což bylo přinejmenším podezřelé. 

Neutrino na scéně

Jaderní fyzikové popisovali situaci, kdy u některých izotopů docházelo ke specifickému typu radioaktivity, tzv. beta rozpadu. Neutron v jádře se při něm přeměnil na proton a ze systému odlétl volný elektron. Náboj i hmotnost se tedy zachovávaly. Elektron však neměl vždy stejnou kinetickou energii, a docházelo tím ke zdánlivému narušování zákona zachování energie a také zákona zachování hybnosti. Ze systému jako by unikalo nekontrolované množství energie, jako by ho odnášela další částice. 

V roce 1930 tedy Rakušan Wolfgang Pauli navrhl, že kromě elektronu vzniká při beta rozpadu ještě další, neutrální a nehmotná částice. Ital Enrico Fermi pro ni použil výraz „neutrino“, tedy italskou zdrobnělinu slova „neutron“. Dnes chybějící částici z betarozpadu označujeme jako elektronové neutrino a ještě přesněji jde o antineutrino, aby se zachovávala všechna kvantová čísla – v tomto případě číslo leptonové. 

Brzy bylo zřejmé, že neutrino jen velmi neochotně interaguje s hmotou. Jeho existenci se podařilo experimentálně prokázat až v roce 1955 a kromě něj doplnili vědci v následujících letech do zvěřince i další elementární částice: „těžké elektrony“ tauony a miony a příslušná tauonová a mionová neutrina. 

Pro proton-protonový cyklus však byla zapotřebí opačná reakce, bylo nutné vytvořit z protonu neutron. Dnes zmíněnou reakci označujeme jako inverzní beta rozpad: z protonu a elektronu vzniká neutron a elektronové neutrino. S tímto posledním dílkem ve skládačce pak proton-protonový cyklus vysvětloval zdroj energie Slunce více než uspokojivě. 

Pokračování příště