A NAPENERGIA
Ha belegondolunk, hogy egy nóva néhány napra százezerszeresére növeli a luminozitását, azt is érzékelnünk kell, milyen hatalmas mennyiségű energiát bocsát ki az űrbe. Egy átlagos nóva a csúcspontján egy nap alatt sugároz ki annyi energiát, amennyit a Nap fél év alatt. Honnan származik ez az energia?
Mielőtt erre válaszolnánk, azt kell megkérdeznünk, honnan nyeri energiáját maga a Nap. A Nap 4,6 milliárd éve ragyog többé-kevésbé úgy, mint ma. Ennyi idő alatt hihetetlen mennyiségű energiát használt el, és még most is süt, sőt ezt további öt-hatmilliárd évig ugyanígy fogja folytatni. Miből ered mindez az energia?
Az 1800-as évek közepéig senkit sem izgatott különösebben ez a kérdés. Az ókoriak és a középkoriak úgy gondolták, a Nap valamilyen különleges égi anyagból van, amely egyszerűen rendelkezik azzal a képességgel, hogy világítani bír. A földi dolgok idővel mind tönkremennek, ő viszont sohasem szűnik meg fényleni. S azt sem tudták, hogy a Nap ennyire öreg. Úgy hitték, mindössze néhány ezer éve világít.
Ahogy teltek az 1800-as évek, a tudósokat egyre inkább nyugtalanítani kezdte a dolog. Már nem hittek abban, hogy az égitestek kémiai összetétele alapvetően különböznék a Földétől. Kezdték belátni, hogy a Nap életkora nem évezredekre, hanem évmilliókra rúg; másfelől kezdték mind alaposabban és alaposabban tanulmányozni az energia tulajdonságait.
1847-ben Hermann L. F. von Helmholtz (1821-1894) német fizikus az energiaváltozással járó folyamatok gondos tanulmányozása révén kidolgozta az energia-megmaradás törvényét. A törvény azt állítja, hogy e folyamatokban energia sem nem teremtődhet, sem meg nem semmisülhet, csupán a formája változhat meg. Ugyanerre a gondolatra jutottak más tudósok is az 1840-es években, mégis Helmholtz szolgáltatta a legmeggyőzőbb bizonyítékokat, így általában az ő érdemeként szokás elkönyvelni ezt a törvényt.
Mi több, Helmholtz volt az első, aki teljes figyelmét a napenergia problémájára összpontosította. A Nap sehonnan sem kaphatja az energiáját; a Nap nem teremtheti a semmiből az energiáját - akkor viszont honnan származik ez az energia?
Helmholtz különböző, jól ismert energiaforrások révén kísérelte megmagyarázni a dolgot. Nyerheti-e a Nap az energiát közönséges kémiai égésből? Kaphatja-e a folytonosan lehulló meteoranyagból? Első próbálkozásai vagy nem szolgáltattak elegendő mennyiségű energiát, vagy a Nap tömegének olyan megváltozásával kellett volna járniuk, amelyet könnyen lehetett volna mérni - viszont semmi ilyesmi sem volt tapasztalható.
1854-ben Helmholtz végül is úgy döntött, hogy az egyedüli ismert forrás, amely a Napot éltetheti, ugyanakkor nem jár végzetes bonyodalmakkal, nem más, mint az az energia, amelyik önnön összehúzódásából ered. Anyaga lassan befelé omlik, ez az esési energia sugárzássá alakul, és évmilliókra ellátja a Napot energiával.
Ez a magyarázat, mindent egybevéve, mégsem volt kielégítő. Hiszen ha a Nap néhány tízmillió éve összehúzódóban van, akkor kiinduló méretének olyan nagynak kellett lennie, hogy egészen a Föld pályájáig kellett volna terjednie. A Föld csak akkor jöhetett volna létre, amikor a Nap már lényegesen kisebb lett, így bolygónk mindössze néhányszor tízmillió éves lenne.
Az 1800-as évek vége felé a geológusok is, a biológusok is erősen gyanították, hogy a Föld (és így a Nap is) jóval idősebb, mint néhányszor tízmillió év. A Földnek legalább több százmillió évesnek, sőt talán egymilliárd évesnél is öregebbnek kell lennie. A Nap szintén legalább ilyen idős kell hogy legyen, az összehúzódás tehát közel sem lehet az, ami az ehhez elegendő energiát szolgáltatta. Akkor viszont mi?
Ahogy a századvég eljött, egy új energiaforrás vált, meglehetősen váratlanul, ismertté az emberiség számára. 1896-ban Antoine-Henri Becquerel (1852-1908) francia fizikus fölfedezte a radioaktivitást. Azt találta, hogy a fémuránium atomjai bár nagyon lassan, de folyamatosan más, kisebb atomokká bomlanak el.
1901-ben egy másik francia fizikus, Pierre Curie (1859-1906) rájött, hogy a radioaktivitás kis mennyiségű hőtermelődéssel jár. Ez nagyon kicsiny mennyiség. Mégis, mivel a radioaktív átalakulások évmilliárdokon át folyhatnak, a Földnek mint egésznek a radioaktívanyag-tartalmát tekintve a termelt összes hőmennyiség iszonyú nagy lehet. Kiderült, hogy egy új, nagyon intenzív energiaforrást fedeztek föl.
1906-ban Ernst Rutherford (1871-1937) új-zélandi születésű fizikus kimutatta, hogy az atom nem egyetlen apró gömb, mint korábban gondolták, hanem még kisebb „szubatomi részecskékből”, javarészt (ahogy ma tudjuk) protonokból, neutronokból és elektronokból áll. A protonok és a neutronok, ezeknek a piciny részecskéknek viszonylag a nehezebbjei, az atom kellős közepén lévő, hasonlóan apró magban foglalnak helyet. Ekörül keringenek a könnyű elektronok. A mag az, ami a radioaktivitás során változást szenved és energiát termel, így végül is „magenergiáról” kezdtek beszélni. Lehetséges tehát, hogy a napsütés a magenergia következménye? A XX. század első évtizedeiben a magenergia egyedül ismert forrása bizonyos elemek, így az urán és a tórium atomjainak radioaktív bomlása volt. Lehet, hogy a Nap egy hatalmas urán- és tórium-golyó?
Nem, nem lehet. Az 1900-as évek elejére a színképelemzés révén - amiről könyvünk egy korábbi helyén volt szó - már ismerték a Nap kémiai összetételét. Nézzük tehát ismét ezt a bizonyos spektroszkópot!
A Nap fénye, amikor egy üvegprizmán halad keresztül, szivárványszerű színképpé (latin szóval: spektrummá) bomlik szét, amint arra először Isaac Newton (1642-1727) angol tudós mutatott rá 1666-ban. Ez azért következik be, mert a fény különböző hosszúságú piciny hullámokból áll, és az üvegprizmán keresztülhaladva minden egyes fénysugár a hullámhosszától függő mértékben törik meg. Minél rövidebb a hullám, annál jobban megtörik. Ezért a színkép sorban az összes szórt hullámot tartalmazni fogja, az egyik végén a leghosszabbakat, a másikon a legrövidebbeket.
1814-ben Joseph Fraunhofer (1787-1826) német optikus fölfedezte, hogy a napszínképben számos sötét vonal található. Ezek (ma már tudjuk) azért jelennek meg, mert a Nap légköre a rajta áthaladó fényből bizonyos hullámhosszúakat elnyel. A Földre érő napfényből ezek a hullámhosszok hiányoznak, s a hézagok fekete vonalakként mutatkoznak meg a színképben.
Gustav Robert Kirchhoff (1824-1887) német fizikus 1859-ben kimutatta, hogy a különböző fajtájú atomok csak rájuk jellemző, meghatározott hullámhosszakon nyelik el (vagy bocsátják ki, ha forróak) a fényt. Ha megvizsgáljuk az elnyelt, illetve kibocsátott hullámhosszakat, azonosítani tudjuk, hogy a fényt milyen atom nyelte el, illetve bocsátotta ki.
1861-ben Anders Jonas Ångström (1814-1874) svéd fizikus a napszínkép bizonyos vonalait a hidrogénnel, a létező legegyszerűbb atommal azonosította. Először történt meg, hogy valamely égitest anyagának legalább egy részét egyértelműen azonosították - méghozzá egy olyan anyagként, amely a Földön is létezik. Ennyit Arisztotelész elképzeléséről, amely szerint az égitesteket a maguk nemében egyedülálló elemek alkotják...
Ettől kezdve a napszínképet mind részletesebb és részletesebb vizsgálatoknak vetették alá, és egyéb atomfajtákat is fölfedeztek a Napban - csupa olyat, amelyek mind léteznek a Földön is. A különböző atomok előfordulásának aránya is meghatározhatóvá vált. Így aztán teljes bizonyossággal állíthatjuk, hogy a Nap nem egy urán-és tóriumgolyó. Ezek az elemek csak nyomokban vannak benne jelen, és csak olyan energiamennyiség termelésére képesek, amely teljességgel elhanyagolható a Nap állandó sugárzásának mennyisége mellett.
Azt jelentené ez, hogy a Nap energiája nem származhat a magenergiából?
Korántsem. 1915-ben egy amerikai kémikus, William Draper Harkins (1873-1951) olyan elméleti megfontolásokkal állt elő, amelyek azt föltételezték, hogy a közönséges radioaktivitáson kívül számos más magátrendeződés is járhat energia-felszabadulással. Közelebbről kimutatta, hogy az egyik, szokatlanul nagy mennyiségű energiát létrehozó magátalakulás az, amikor négy hidrogénmag egyetlen héliummaggá egyesül. Föltételezte, hogy ez a - mai nevén - hidrogénfúzió szolgáltatja a Nap energiáját.
Problémát csak az okozott, hogy a Földön a radioaktivitás spontán módon megy végbe, és nyilván ugyanilyen spontán módon menne végbe a Napban is; az uránhasadás ily módon kézenfekvő energiaforrás volna, ha a Napban elegendő urán lenne. A hidrogénfúzió viszont nem megy végbe közönséges körülmények között, hanem rendkívül magas hőmérsékletet igényel: akkora hőmérsékletet, amilyet még a Nap izzó felszíne sem biztosíthat.
Az 1920-as években Eddington azt a kérdést tette föl: vajon miért nem roskad össze és zsugorodik apróvá a Nap saját óriási gravitációs vonzásának hatása alatt? Az egyetlen erő, amely kiterjedését képes a gravitáció ellenében fenntartani, a hő; és Eddington kiszámította, milyen forrónak kell lennie a Nap belsejének ahhoz, hogy tényleges méretét megőrizhesse. Kiderült, hogy ehhez több millió fokos hőmérséklet szükséges; a Nap középpontjának jelenleg elfogadott hőmérsékletértéke 15 000 000 °C.
Továbbmenve: 1929-ben Henry Norris Russell (1877-1957) amerikai csillagász minden addiginál nagyobb részletességgel megállapította a Nap összetételét. Színképelemzés révén arra a következtetésre jutott, hogy a Nap tömegének körülbelül 75 százaléka hidrogén, a fennmaradó 25 százalék pedig hélium. Ez a két legegyszerűbb atom. Az összes bonyolultabb atom együttvéve legföljebb a Nap 1 százalékát teszi ki.
Ha a Nap lényegében egy hidrogén- és héliumgolyó, akkor a hidrogénfúzió az egyetlen lehetséges magreakció, amely a sugárzásához szükséges energiát biztosíthatja. Továbbá, ha a felszíne nem is, de a belseje kellően magas hőmérsékletű ehhez.
1938-ban Hans Albrecht Bethe (1906- ) német-amerikai fizikus, számításba véve a Nap összetételét és középponti hőmérsékletét, kidolgozott egy ésszerű mechanizmust arra, hogy mi is történik a Nap közepében. Ezt azóta tovább finomították, de a lényeg röviden mégiscsak az, hogy a napenergiát négy hidrogénmagnak egyetlen héliummaggá való egyesüléséből eredeztetik, ahogy azt negyed századdal korábban Harkins javasolta.
Ami érvényes a Napra, az kétségkívül érvényes a többi csillagra is, így a napenergia problémáját megoldva nagy valószínűséggel megoldottuk általában a csillagok energiájának problémáját.
A hidrogénfúzió folyamata egyensúlyi feltételek mellett megy végbe, és állandó (vagy csak nagyon lassan változó) energia-kibocsátást eredményez, a különböző tömegű csillagoknál különböző hosszú ideig.
Minél nagyobb egy csillag tömege, annál több hidrogént tartalmaz, de annál több hő is szükséges ahhoz, hogy önmaga nagyobb gravitációs vonzásával szemben megtartsa a méretét. Ahogy a tömeg nő, „a kereslet meghaladja a kínálatot”. Ezzel azt akarjuk mondani, hogy egy nagy csillag nagy üzemanyagkészlete gyorsabban használódik el, mint egy kis csillag kis üzemanyagkészlete. Minél nagyobb tömegű egy csillag, annál rövidebb ideig működhet hidrogénfúziós berendezésként.
A nagyobb tömegű csillagok olyan gyorsan használják el üzemanyagukat, hogy mindössze néhány millió évig maradhatnak meg normál csillagoknak. A jóval kisebb csillagok viszont olyan ügyesen gazdálkodnak kisebb hidrogénkészletükkel, hogy akár 200 milliárd évig is megélhetnek belőle.
A Nap, amely e tekintetben közepes csillag, akkora hidrogénkészlettel rendelkezik, hogy tíz-tizenkét milliárd évig maradhat fenn. Most 4,6 milliárd éves, így még normál csillagként várható életének delelőjét sem érte el.
Az életciklusuk ezen stádiumában levő csillagokat „fősorozatbelieknek” szokták nevezni. A Nap egy fősorozatbeli csillag, csakúgy, mint az égen látható csillagok közel 85 százaléka.*
* Az úgynevezett Hertzsprung-Rusell-diagramról van szó, amely a megfigyelt csillagok abszolút fényességét mutatja a színük (színképtípusuk) függvényében. Ezen a fiatal, hidrogénfúziót folytató csillagok a „főágon” (vagy „fősorozatban”) helyezkednek el - hogy pontosan hol és mennyi ideig, az tömegüktől függ. A hidrogénüzemanyag kimerülésével a csillag gyors ütemben átcsúszik az „óriáságra", ahol a hélium és a nehéz magok fúziója tartja fönn. Ezen energiaforrásokat elhasználva a csillag összeroppan, és - mint erről a könyvben még bőven esik szó - a „fehér törpék” tartományába kerül (A ford.):
