ความตื่นตระหนกในสังคมอเมริกันต่อพลังงานนิวเคลียร์จากฟิชชันได้นำไปสู่ความสนใจที่เพิ่มขึ้นในการหลอมไฮโดรเจน (ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์) เทคโนโลยีนี้ถูกเสนอเป็นอีกทางเลือกหนึ่งในการควบคุมคุณสมบัติของอะตอมเพื่อผลิตไฟฟ้า นี่เป็นแนวคิดที่ดีในทางทฤษฎี ไฮโดรเจนฟิวชันจะเปลี่ยนสสารให้เป็นพลังงานได้อย่างมีประสิทธิภาพมากกว่าการแยกตัวของนิวเคลียร์ และกระบวนการนี้ไม่ก่อให้เกิดกากกัมมันตภาพรังสี อย่างไรก็ตาม ยังไม่ได้สร้างเครื่องปฏิกรณ์นิวเคลียร์แสนสาหัสที่ใช้งานได้

นิวเคลียร์ฟิวชันในดวงอาทิตย์

นักฟิสิกส์เชื่อว่าดวงอาทิตย์เปลี่ยนไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมผ่านปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน คำว่า "สังเคราะห์" หมายถึง "การรวมเป็นหนึ่ง" ไฮโดรเจนฟิวชันต้องใช้อุณหภูมิที่สูงมาก แรงโน้มถ่วงอันทรงพลังที่สร้างขึ้นโดยมวลมหาศาลของดวงอาทิตย์จะรักษาแกนกลางของมันให้อยู่ในสภาวะบีบอัดอยู่ตลอดเวลา การบีบอัดนี้ทำให้แกนมีอุณหภูมิสูงพอที่จะทำให้เกิด ฟิวชั่นแสนสาหัสไฮโดรเจน

ปฏิกิริยาฟิวชันไฮโดรเจนจากแสงอาทิตย์เป็นกระบวนการที่มีหลายขั้นตอน ขั้นแรก นิวเคลียสของไฮโดรเจนสองตัว (โปรตอนสองตัว) ถูกบีบอัดอย่างแรง และปล่อยโพซิตรอนหรือที่เรียกว่าแอนติอิเล็กตรอนออกมา โพซิตรอนมีมวลเท่ากับอิเล็กตรอน แต่มีประจุเป็นบวกมากกว่าประจุลบ นอกจากโพซิตรอนแล้ว เมื่ออะตอมไฮโดรเจนถูกบีบอัด นิวตริโนจะถูกปล่อยออกมาซึ่งเป็นอนุภาคที่มีลักษณะคล้ายอิเล็กตรอน แต่ไม่มีประจุไฟฟ้าและสามารถทะลุผ่านสสารได้ในระดับมาก (กล่าวอีกนัยหนึ่งคือนิวทริโน (นิวทริโนพลังงานต่ำ) ) มีปฏิกิริยากับสสารได้น้อยมาก เส้นทางอิสระเฉลี่ยของนิวตริโนบางชนิดในน้ำนั้นอยู่ที่ประมาณหนึ่งร้อยปีแสง เป็นที่ทราบกันดีว่านิวตริโนประมาณ 10 ตัวที่ปล่อยออกมาจากดวงอาทิตย์จะเคลื่อนผ่านทุกคนบนโลกทุก ๆ วินาทีโดยไม่มีผลกระทบที่มองเห็นได้ .)

การสังเคราะห์โปรตอนสองตัวจะมาพร้อมกับการสูญเสียประจุบวกเพียงประจุเดียว เป็นผลให้โปรตอนตัวหนึ่งกลายเป็นนิวตรอน สิ่งนี้ทำให้เกิดนิวเคลียสของดิวเทอเรียม (แสดงเป็น 2H หรือ D) ซึ่งเป็นไอโซโทปหนักของไฮโดรเจน ประกอบด้วยโปรตอนหนึ่งตัวและนิวตรอนหนึ่งตัว

ดิวทีเรียมเรียกอีกอย่างว่าไฮโดรเจนหนัก นิวเคลียสดิวเทอเรียมรวมกับโปรตอนอีกตัวหนึ่งเกิดเป็นนิวเคลียสฮีเลียม-3 (He-3) ซึ่งประกอบด้วยโปรตอนสองตัวและนิวตรอนหนึ่งตัว ในกรณีนี้จะปล่อยลำแสงรังสีแกมมาออกมา ต่อไป นิวเคลียสฮีเลียม-3 สองตัวก่อตัวขึ้นจากการทำซ้ำอย่างอิสระสองครั้งของกระบวนการที่อธิบายไว้ข้างต้น รวมกันเป็นนิวเคลียสฮีเลียม-4 (He-4) ซึ่งประกอบด้วยโปรตอนสองตัวและนิวตรอนสองตัว ไอโซโทปฮีเลียมนี้ใช้เพื่อเติมบอลลูนที่เบากว่าอากาศ ในขั้นตอนสุดท้ายจะมีการปล่อยโปรตอนสองตัวออกมาซึ่งสามารถกระตุ้นได้ การพัฒนาต่อไปปฏิกิริยาการสังเคราะห์

ในกระบวนการ "โซลาร์ฟิวชั่น" มวลรวมของสสารที่สร้างขึ้นจะมากกว่ามวลรวมของส่วนผสมดั้งเดิมเล็กน้อย “ส่วนที่หายไป” จะถูกแปลงเป็นพลังงานตามสูตรอันโด่งดังของไอน์สไตน์:

โดยที่ E คือพลังงานมีหน่วยเป็นจูล m คือ “มวลที่หายไป” มีหน่วยเป็นกิโลกรัม และ c คือความเร็วแสง เท่ากับ (ในสุญญากาศ) ถึง 299,792,458 เมตร/วินาที ดวงอาทิตย์ผลิตพลังงานจำนวนมหาศาลด้วยวิธีนี้ เนื่องจากนิวเคลียสของไฮโดรเจนถูกแปลงเป็นนิวเคลียสฮีเลียมในปริมาณมหาศาลอย่างไม่หยุดหย่อน มีสสารในดวงอาทิตย์เพียงพอสำหรับกระบวนการไฮโดรเจนฟิวชันที่จะดำเนินต่อไปเป็นเวลานับล้านนับพันปี เมื่อเวลาผ่านไป ปริมาณไฮโดรเจนจะหมดลง แต่สิ่งนี้จะไม่เกิดขึ้นในช่วงชีวิตของเรา

โครงสร้างภายในของดวงดาว

เราถือว่าดาวฤกษ์เป็นวัตถุที่อยู่ภายใต้การกระทำของแรงต่างๆ แรงโน้มถ่วงมีแนวโน้มที่จะดึงสสารของดาวฤกษ์เข้าหาศูนย์กลาง ในขณะที่แรงดันก๊าซและแสงที่พุ่งจากด้านในมีแนวโน้มที่จะผลักมันออกจากศูนย์กลาง เนื่องจากดาวดวงนี้ดำรงอยู่ในฐานะวัตถุที่มั่นคง จึงตามมาว่ามีความสมดุลบางอย่างระหว่างกองกำลังที่แข่งขันกัน เมื่อต้องการทำเช่นนี้ ต้องตั้งค่าอุณหภูมิของชั้นต่างๆ ในดาวฤกษ์โดยในแต่ละชั้นพลังงานที่ไหลออกด้านนอกจะนำพลังงานทั้งหมดที่สร้างขึ้นภายใต้ดาวฤกษ์ขึ้นสู่พื้นผิว พลังงานถูกสร้างขึ้นในแกนกลางขนาดเล็ก ในช่วงแรกของชีวิตดาวฤกษ์ การอัดตัวของดาวฤกษ์เป็นแหล่งพลังงาน แต่จนกระทั่งอุณหภูมิสูงขึ้นมากจนปฏิกิริยานิวเคลียร์เริ่มต้นขึ้น

การก่อตัวของดาวฤกษ์และกาแล็กซี

สสารในจักรวาลมีการพัฒนาอย่างต่อเนื่อง ในรูปแบบและสถานะที่หลากหลาย เนื่องจากรูปแบบการดำรงอยู่ของสสารเปลี่ยนแปลงไป ด้วยเหตุนี้ วัตถุที่แตกต่างกันและหลากหลายจึงไม่สามารถเกิดขึ้นพร้อมกันได้ทั้งหมด แต่ถูกสร้างขึ้นในยุคที่แตกต่างกันและด้วยเหตุนี้จึงมีอายุเฉพาะของตัวเองนับตั้งแต่เริ่มกำเนิด

นิวตันวางรากฐานทางวิทยาศาสตร์ของจักรวาลวิทยาซึ่งแสดงให้เห็นว่าสสารในอวกาศภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงของมันเองถูกแบ่งออกเป็นชิ้น ๆ ที่ถูกบีบอัด ทฤษฎีการก่อตัวของกระจุกสสารซึ่งดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้นได้รับการพัฒนาในปี พ.ศ. 2445 โดยเจ. ยีนส์นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชาวอังกฤษ ทฤษฎีนี้ยังอธิบายกำเนิดของกาแล็กซีด้วย ในตัวกลางที่เป็นเนื้อเดียวกันเริ่มแรกซึ่งมีอุณหภูมิและความหนาแน่นคงที่ อาจเกิดการบดอัดได้ หากแรงโน้มถ่วงซึ่งกันและกันในตัวมันเกินกว่าแรงดันของแก๊ส ตัวกลางก็จะเริ่มบีบอัดและหากแรงดันของแก๊สมีชัย สสารก็จะกระจายไปในอวกาศ

เชื่อกันว่าอายุของ Metagalaxy อยู่ที่ 13-15 พันล้านปี อายุนี้ไม่ขัดแย้งกับการประมาณอายุของดาวฤกษ์ที่เก่าแก่ที่สุดและกระจุกดาวทรงกลมในดาราจักรของเรา

วิวัฒนาการของดวงดาว

การควบแน่นที่เกิดขึ้นในสภาพแวดล้อมก๊าซและฝุ่นของดาราจักรซึ่งยังคงหดตัวภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงของมันเอง เรียกว่าดาวโปรโตสตาร์ เมื่อมันหดตัว ความหนาแน่นและอุณหภูมิของดาวฤกษ์ก่อนเกิดจะเพิ่มขึ้น และเริ่มเปล่งแสงออกมามากมายในช่วงอินฟราเรดของสเปกตรัม ระยะเวลาของการหดตัวของดาวฤกษ์จะแตกต่างกัน: สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่าดวงอาทิตย์ - หลายร้อยล้านปีและสำหรับดาวขนาดใหญ่ - เพียงแสนปีเท่านั้น เมื่ออุณหภูมิในลำไส้ของดาวก่อกำเนิดเพิ่มขึ้นถึงหลายล้านเคลวิน ปฏิกิริยาแสนสาหัสจะเริ่มขึ้นในพวกมัน โดยเปลี่ยนไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม ในกรณีนี้ พลังงานจำนวนมหาศาลจะถูกปล่อยออกมา ป้องกันการบีบอัดและทำให้สสารร้อนขึ้นจนถึงจุดเรืองแสงในตัวเอง - ดาวฤกษ์ที่กลายเป็นดาวธรรมดา ดังนั้นขั้นตอนการบีบอัดจะถูกแทนที่ด้วยขั้นตอนที่นิ่งพร้อมกับไฮโดรเจน "เหนื่อยหน่าย" อย่างค่อยเป็นค่อยไป ดาวฤกษ์ใช้เวลาส่วนใหญ่ในระยะหยุดนิ่ง ในระยะวิวัฒนาการนี้เองที่ดาวต่างๆ อยู่ในลำดับ "สเปกตรัม-ความส่องสว่าง" หลัก เวลาที่ดาวฤกษ์อยู่บนแถบลำดับหลักจะเป็นสัดส่วนกับมวลของดาวฤกษ์ เนื่องจากการจ่ายเชื้อเพลิงนิวเคลียร์ขึ้นอยู่กับสิ่งนี้ และเป็นสัดส่วนผกผันกับความส่องสว่าง ซึ่งเป็นตัวกำหนดอัตราการใช้เชื้อเพลิงนิวเคลียร์

เมื่อไฮโดรเจนทั้งหมดในบริเวณภาคกลางถูกเปลี่ยนเป็นฮีเลียม แกนฮีเลียมจะก่อตัวขึ้นภายในดาวฤกษ์ ตอนนี้ไฮโดรเจนจะกลายเป็นฮีเลียมไม่ใช่ที่ใจกลางดาวฤกษ์ แต่อยู่ในชั้นที่อยู่ติดกับแกนฮีเลียมที่ร้อนจัด ตราบใดที่ไม่มีแหล่งพลังงานภายในแกนฮีเลียม มันก็จะหดตัวอย่างต่อเนื่องและในขณะเดียวกันก็ร้อนมากขึ้นไปอีก การบีบอัดนิวเคลียสนำไปสู่การปลดปล่อยพลังงานนิวเคลียร์ที่รวดเร็วยิ่งขึ้นในชั้นบาง ๆ ใกล้กับขอบเขตของนิวเคลียส ในดาวฤกษ์ที่มีมวลมาก อุณหภูมิของแกนกลางในระหว่างการอัดจะสูงกว่า 80 ล้านเคลวิน และปฏิกิริยาแสนสาหัสเริ่มต้นขึ้นในนั้น โดยเปลี่ยนฮีเลียมเป็นคาร์บอน จากนั้นจึงกลายเป็นดาวอื่นที่หนักกว่า องค์ประกอบทางเคมี- พลังงานที่หลบหนีออกจากแกนกลางและบริเวณโดยรอบทำให้เกิดแรงดันก๊าซเพิ่มขึ้น ภายใต้อิทธิพลของโฟโตสเฟียร์ที่ขยายตัว พลังงานที่เข้าสู่โฟโตสเฟียร์จากภายในดาวฤกษ์ได้แพร่กระจายไปทั่วบริเวณที่ใหญ่กว่าเมื่อก่อน ด้วยเหตุนี้อุณหภูมิของโฟโตสเฟียร์จึงลดลง ดาวเคลื่อนออกจากแถบลำดับหลัก ค่อยๆ กลายเป็นดาวยักษ์แดงหรือยักษ์ยวดยิ่งขึ้นอยู่กับมวลของมัน และกลายเป็นดาวอายุมาก เมื่อผ่านระยะซุปเปอร์ยักษ์สีเหลือง ดาวดวงหนึ่งอาจกลายเป็นดาวแปรผันทางกายภาพ และคงอยู่อย่างนั้นในระดับดาวยักษ์แดง เปลือกที่พองตัวของดาวฤกษ์มวลน้อยถูกดึงดูดโดยแกนกลางอย่างอ่อนอยู่แล้ว และค่อย ๆ เคลื่อนตัวออกจากมัน ก่อตัวเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ หลังจากการสลายเปลือกในที่สุด จะเหลือเพียงแกนกลางร้อนของดาวฤกษ์เท่านั้น นั่นคือดาวแคระขาว

ชะตากรรมของดาวฤกษ์ที่มีมวลมากนั้นแตกต่างออกไป หากมวลของดาวฤกษ์มีมวลประมาณสองเท่าของดวงอาทิตย์ ดาวฤกษ์ดังกล่าวจะสูญเสียเสถียรภาพในช่วงสุดท้ายของวิวัฒนาการ โดยเฉพาะอย่างยิ่ง พวกมันสามารถระเบิดเป็นซูเปอร์โนวาและจากนั้นก็หดตัวลงอย่างหายนะจนมีขนาดเท่าลูกบอลในรัศมีหลายกิโลเมตร กล่าวคือ กลายเป็นดาวนิวตรอน

ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าสองเท่าของมวลดวงอาทิตย์ สูญเสียสมดุลและเริ่มหดตัว อาจกลายเป็นดาวนิวตรอนหรือไม่สามารถบรรลุสภาวะคงที่ได้เลย ในกระบวนการบีบอัดไม่จำกัด มีแนวโน้มว่าจะกลายเป็นหลุมดำได้

ดาวแคระขาว

ดาวแคระขาวเป็นดาวฤกษ์ที่ผิดปกติ มีขนาดเล็กมาก มีความหนาแน่นสูงและมีอุณหภูมิพื้นผิวสูง บ้าน คุณลักษณะเด่น โครงสร้างภายในดาวแคระขาวมีขนาดใหญ่มากเมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ที่มีความหนาแน่นปกติ เนื่องจากมีความหนาแน่นมหาศาล ก๊าซที่อยู่ด้านในของดาวแคระขาวจึงมีสถานะผิดปกติ นั่นคือเสื่อมลง คุณสมบัติของก๊าซเสื่อมนั้นไม่เหมือนกับคุณสมบัติของก๊าซธรรมดาเลย ตัวอย่างเช่น ความดันของมันแทบไม่ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิเลย ความเสถียรของดาวแคระขาวรักษาไว้ได้ด้วยแรงโน้มถ่วงมหาศาลที่บีบอัดดาวแคระขาวไว้ ซึ่งตรงข้ามกับแรงดันของก๊าซเสื่อมในส่วนลึกของมัน

ดาวแคระขาวอยู่ในขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่มีมวลไม่มากนัก ไม่มีแหล่งกำเนิดนิวเคลียร์ในดาวฤกษ์อีกต่อไปแล้ว และยังคงส่องแสงเป็นเวลานานมาก โดยค่อยๆ เย็นลง ดาวแคระขาวจะเสถียรเว้นแต่มวลของมันจะเกินมวลประมาณ 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์

ดาวนิวตรอน

ดาวนิวตรอนมีขนาดเล็กมากและมีวัตถุท้องฟ้าหนาแน่นมาก เส้นผ่านศูนย์กลางโดยเฉลี่ยไม่เกินหลายสิบกิโลเมตร ดาวนิวตรอนก่อตัวขึ้นหลังจากที่แหล่งพลังงานแสนสาหัสในดาวฤกษ์ธรรมดาหมดสิ้นลง หากมวลของมันในขณะนั้นเกิน 1.4 มวลดวงอาทิตย์ เนื่องจากไม่มีแหล่งพลังงานแสนสาหัส ความสมดุลที่เสถียรของดาวจึงเป็นไปไม่ได้ และความหายนะของการบีบตัวของดาวฤกษ์เข้าหาศูนย์กลางเริ่มต้นขึ้น - การล่มสลายของแรงโน้มถ่วง หากมวลเริ่มต้นของดาวฤกษ์ไม่เกินค่าวิกฤติ การยุบตัวในส่วนกลางจะหยุดลงและเกิดดาวนิวตรอนร้อนขึ้น กระบวนการล่มสลายใช้เวลาเสี้ยววินาที อาจตามมาด้วยการรั่วไหลของเปลือกดาวที่เหลืออยู่บนดาวนิวตรอนร้อนพร้อมกับการปล่อยนิวตริโน หรือโดยการปล่อยเปลือกเนื่องจากพลังงานแสนสาหัสของสสารที่ "ไม่เผาไหม้" หรือพลังงานการหมุน การพุ่งออกมาดังกล่าวเกิดขึ้นเร็วมากและเมื่อมองจากโลกดูเหมือนซุปเปอร์โนวาระเบิด พัลซาร์ดาวนิวตรอนที่สังเกตได้มักเกี่ยวข้องกับเศษซูเปอร์โนวา หากมวลของดาวนิวตรอนเกินกว่า 3-5 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ความสมดุลของมันจะเป็นไปไม่ได้ และดาวดังกล่าวจะกลายเป็นหลุมดำ ลักษณะที่สำคัญมากของดาวนิวตรอนคือการหมุนรอบตัวเองและสนามแม่เหล็ก สนามแม่เหล็กสามารถมีแรงมากกว่าสนามแม่เหล็กของโลกได้หลายพันล้านถึงล้านล้านเท่า

แหล่งพลังงานแสงอาทิตย์

ความรู้คือพลัง

วัฏจักรคาร์บอน

ไฮโดรเจนกลายเป็นฮีเลียมภายในดาวฤกษ์ได้อย่างไร?คำตอบแรกสำหรับคำถามนี้พบโดย Hans Bethe ในสหรัฐอเมริกาและ Karl-Friedrich von Weizsäcker ใน เยอรมนี- ในปี พ.ศ. 2481 พวกเขาค้นพบปฏิกิริยาแรกที่เปลี่ยนไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมและสามารถให้พลังงานที่จำเป็นในการทำให้ดาวฤกษ์มีชีวิตอยู่ได้ เวลานี้มาถึงแล้ว: ในวันที่ 11 กรกฎาคม พ.ศ. 2481 บรรณาธิการของวารสาร "Zeitschrift für Physik" ได้รับต้นฉบับของ Weizsäcker และในวันที่ 7 กันยายนของปีเดียวกัน บรรณาธิการของวารสาร "Physical" ได้รับต้นฉบับของ Bethe ทบทวน". เอกสารทั้งสองฉบับสรุปการค้นพบวัฏจักรคาร์บอน เบธและคริตช์ฟิลด์ได้ส่งรายงานไปเมื่อวันที่ 23 มิถุนายนซึ่งมีเนื้อหาส่วนที่สำคัญที่สุดของวัฏจักรโปรตอน-โปรตอน

กระบวนการนี้ค่อนข้างซับซ้อน เพื่อให้มันเกิดขึ้น นอกจากไฮโดรเจนแล้ว อะตอมของธาตุอื่นๆ เช่น คาร์บอน ก็ยังต้องมีอยู่ในดาวฤกษ์ด้วย นิวเคลียสของอะตอมคาร์บอนมีบทบาทเป็นตัวเร่งปฏิกิริยา เรารู้เกี่ยวกับตัวเร่งปฏิกิริยาเป็นอย่างดีจากวิชาเคมี โปรตอนเกาะติดกับนิวเคลียสของคาร์บอน และเกิดอะตอมของฮีเลียมขึ้นที่นั่น จากนั้นนิวเคลียสของคาร์บอนจะดันนิวเคลียสฮีเลียมที่เกิดจากโปรตอนออกมา และตัวมันเองก็ยังคงไม่เปลี่ยนแปลงอันเป็นผลมาจากกระบวนการนี้

รูปภาพแสดงแผนภาพของปฏิกิริยานี้ ซึ่งดูเหมือนเป็นวงจรปิด พิจารณาปฏิกิริยานี้เริ่มจากด้านบนของภาพ กระบวนการเริ่มต้นด้วยนิวเคลียสของอะตอมไฮโดรเจนชนกับนิวเคลียสของคาร์บอนที่มีเลขมวล 12 เราแสดงว่านี่คือ C 12 . เนื่องจากเอฟเฟกต์การขุดอุโมงค์ โปรตอนจึงสามารถเอาชนะแรงผลักทางไฟฟ้าของนิวเคลียสคาร์บอนและรวมตัวเข้ากับมันได้

การเปลี่ยนแปลงของไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมในวัฏจักรคาร์บอนของปฏิกิริยาเบธภายในดาวฤกษ์ ลูกศรหยักสีแดงแสดงว่าอะตอมกำลังปล่อยควอนตัม รังสีแม่เหล็กไฟฟ้า.

แกนใหม่ประกอบด้วยหนักสิบสามอยู่แล้ว อนุภาคมูลฐาน- เนื่องจากประจุบวกของโปรตอน ประจุของนิวเคลียสของคาร์บอนดั้งเดิมจึงเพิ่มขึ้น ในกรณีนี้ นิวเคลียสไนโตรเจนที่มีเลขมวล 13 จะปรากฏขึ้น ถูกกำหนดให้เป็น N 13 ไอโซโทปของไนโตรเจนนี้มีกัมมันตภาพรังสีและหลังจากนั้นไม่นานก็ปล่อยอนุภาคแสงสองตัว: โพซิตรอนและนิวตริโนซึ่งเป็นอนุภาคมูลฐานที่เราจะได้ยินในภายหลัง ดังนั้นนิวเคลียสของไนโตรเจนจึงกลายเป็นนิวเคลียสของคาร์บอนโดยมีเลขมวล 13 กล่าวคือ ในค 13 นิวเคลียสนี้มีประจุเหมือนกับนิวเคลียสของคาร์บอนอีกครั้งเมื่อตอนเริ่มต้นของวัฏจักร แต่เลขมวลของมันมากกว่าหนึ่งอยู่แล้ว ตอนนี้เรามีนิวเคลียสของคาร์บอนอีกไอโซโทปแล้ว หากมีโปรตอนอีกตัวชนกับนิวเคลียสนี้ นิวเคลียสของไนโตรเจนก็จะปรากฏขึ้นอีกครั้ง อย่างไรก็ตาม ปัจจุบันมีเลขมวล 14 ซึ่งก็คือ N 14 หากอะตอมไนโตรเจนใหม่ชนกับโปรตอนตัวอื่น มันจะเปลี่ยนเป็น O 15 กล่าวคือ เข้าสู่นิวเคลียสออกซิเจนโดยมีเลขมวล 15 นิวเคลียสนี้มีกัมมันตภาพรังสีด้วยโดยปล่อยโพซิตรอนและนิวตริโนอีกครั้งและกลายเป็น N 15 - ไนโตรเจนที่มีเลขมวล 15 เราจะเห็นว่ากระบวนการเริ่มต้นด้วยคาร์บอนที่มีมวล มีจำนวน 12 และทำให้เกิดไนโตรเจนซึ่งมีเลขมวล 15 ดังนั้นการเติมโปรตอนตามลำดับทำให้เกิดนิวเคลียสที่หนักขึ้นเรื่อยๆ ปล่อยให้โปรตอนอีกตัวหนึ่งเข้าร่วมนิวเคลียส N 15 จากนั้นโปรตอนสองตัวและนิวตรอนสองตัวก็บินออกมาจากนิวเคลียสที่เกิดซึ่งก่อตัวเป็นนิวเคลียสฮีเลียม นิวเคลียสหนักจะเปลี่ยนกลับเป็นนิวเคลียสคาร์บอนเดิม วงกลมปิดแล้ว

เป็นผลให้โปรตอนสี่ตัวรวมกันเป็นนิวเคลียสฮีเลียม: ไฮโดรเจนกลายเป็นฮีเลียม กระบวนการนี้ปล่อยพลังงานเพียงพอที่จะทำให้ดาวฤกษ์ส่องแสงได้นานนับพันล้านปี

การให้ความร้อนแก่สสารดาวฤกษ์ไม่ได้เกิดขึ้นในทุกขั้นตอนของห่วงโซ่ปฏิกิริยาที่เราได้พิจารณาไปแล้ว สสารของดาวฤกษ์ได้รับความร้อนส่วนหนึ่งเนื่องมาจากควอนตัมของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า ซึ่งถ่ายโอนพลังงานของพวกมันไปยังก๊าซดาวฤกษ์ และส่วนหนึ่งเนื่องมาจากโพซิตรอน ซึ่งแทบจะทำลายล้างด้วยอิเล็กตรอนอิสระของก๊าซดาวฤกษ์เกือบจะในทันที การทำลายล้างโพซิตรอนและอิเล็กตรอนยังก่อให้เกิดปริมาณรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าอีกด้วย พลังงานของควอนต้าเหล่านี้ถูกถ่ายโอนไปยังสสารดาวฤกษ์ พลังงานส่วนเล็กๆ ที่ปล่อยออกมาจะถูกพาออกไปจากดาวฤกษ์พร้อมกับนิวตริโนที่หลบหนี เราจะพิจารณาประเด็นที่ไม่ชัดเจนบางประการที่เกี่ยวข้องกับนิวตริโนในภายหลัง

ในปี 1967 เบต้าได้รับรางวัล รางวัลโนเบลในสาขาฟิสิกส์สำหรับการค้นพบวัฏจักรคาร์บอนซึ่งเขาสร้างขึ้นในปี 1938 ร่วมกับ von Weizsäcker ในกรณีนี้ เห็นได้ชัดว่าคณะกรรมการโนเบลลืมไปว่าเกียรติของการค้นพบนี้ไม่ได้เป็นของเบธเพียงผู้เดียว

เรารู้ว่าการเปลี่ยนแปลงแบบวัฏจักรเกิดขึ้นเมื่อมีองค์ประกอบตัวเร่งปฏิกิริยา: คาร์บอนและไนโตรเจน แต่องค์ประกอบทั้งสามไม่จำเป็นต้องปรากฏอยู่ในภายในของดาวฤกษ์ หนึ่งในนั้นก็เพียงพอแล้ว ถ้าปฏิกิริยาของวัฏจักรอย่างน้อยหนึ่งปฏิกิริยาเริ่มขึ้น องค์ประกอบตัวเร่งปฏิกิริยาจะเกิดขึ้นอันเป็นผลมาจากปฏิกิริยาขั้นต่อๆ ไป ยิ่งไปกว่านั้น การเกิดปฏิกิริยาแบบวัฏจักรยังนำไปสู่การเกิดขึ้นของความสัมพันธ์เชิงปริมาณที่ชัดเจนมากระหว่างไอโซโทปที่ไม่เต็มใจ อัตราส่วนเชิงปริมาณนี้ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิที่วงจรเกิดขึ้น ขณะนี้นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์สามารถใช้วิธีทางสเปกโทรสโกปีเพื่อทำการวิเคราะห์เชิงปริมาณของสสารจักรวาลได้อย่างแม่นยำ ขึ้นอยู่กับอัตราส่วนระหว่างปริมาณของไอโซโทป C 12, C 13, N 14 และ N 15 มักจะเป็นไปได้ที่จะพิสูจน์ว่าไม่เพียง แต่การเปลี่ยนแปลงของสสารผ่านวัฏจักรคาร์บอนจะเกิดขึ้นภายในดาวฤกษ์เท่านั้น แต่ยังที่อุณหภูมิเท่าไรด้วย ปฏิกิริยาเหล่านี้เกิดขึ้น อย่างไรก็ตาม ไฮโดรเจนสามารถเปลี่ยนเป็นฮีเลียมได้ไม่เพียงแค่ผ่านวัฏจักรคาร์บอนเท่านั้น นอกจากปฏิกิริยาของวัฏจักรคาร์บอนแล้ว การเปลี่ยนแปลงอื่นๆ ที่ง่ายกว่าก็เกิดขึ้นเช่นกัน พวกเขาบริจาคเงินหลัก (โดย อย่างน้อยบนดวงอาทิตย์) ในการปลดปล่อยพลังงาน ต่อไปเราจะพิจารณาปฏิกิริยาเหล่านี้ต่อไป

สิ่งที่แน่นอนก็คือในช่วงแรกหลังบิ๊กแบง เอกภพเล็กๆ ที่ร้อนจัดขยายตัวและเย็นตัวลงจนกระทั่งโปรตอนและนิวตรอนสามารถรวมตัวเข้าด้วยกันเพื่อสร้างนิวเคลียสของอะตอมได้ ได้เมล็ดอะไรและสัดส่วนเท่าไร? นี่เป็นปัญหาที่น่าสนใจมากสำหรับนักจักรวาลวิทยา (นักวิทยาศาสตร์ที่ศึกษาต้นกำเนิดของจักรวาล) ซึ่งเป็นปัญหาที่จะนำเรากลับไปสู่การพิจารณาโนวาและซูเปอร์โนวาในที่สุด ลองมาดูรายละเอียดกัน

นิวเคลียสของอะตอมมีหลายพันธุ์ เพื่อให้เข้าใจถึงพันธุ์เหล่านี้ จึงจำแนกตามจำนวนโปรตอนที่มีอยู่ในนิวเคลียสเหล่านี้ ตัวเลขนี้มีตั้งแต่ 1 ถึง 100 ขึ้นไป

โปรตอนแต่ละตัวมีประจุไฟฟ้า +1 อนุภาคอื่นๆ ที่มีอยู่ในนิวเคลียสคือนิวตรอนซึ่งไม่มีประจุไฟฟ้า ดังนั้นประจุไฟฟ้าทั้งหมดของนิวเคลียสของอะตอมจึงเท่ากับจำนวนโปรตอนที่มีอยู่ นิวเคลียสที่มีโปรตอนหนึ่งตัวจะมีประจุ +1 นิวเคลียสที่มีโปรตอนสองตัวจะมีประจุ +2 นิวเคลียสที่มีโปรตอนสิบห้าตัวจะมีประจุ +15 เป็นต้น จำนวนโปรตอนในนิวเคลียสที่กำหนด (หรือจำนวน การแสดงประจุไฟฟ้าของนิวเคลียส) เรียกว่า เลขอะตอม

จักรวาลกำลังเย็นลงมากขึ้นเรื่อยๆ และแต่ละนิวเคลียสก็สามารถจับอิเล็กตรอนได้จำนวนหนึ่งแล้ว อิเล็กตรอนแต่ละตัวมีประจุไฟฟ้า -1 และเนื่องจากประจุตรงข้ามดึงดูดกัน อิเล็กตรอนที่มีประจุลบจึงมีแนวโน้มที่จะอยู่ใกล้นิวเคลียสที่มีประจุบวก ภายใต้สภาวะปกติ จำนวนอิเล็กตรอนที่นิวเคลียสแต่ละตัวสามารถกักเก็บได้จะเท่ากับจำนวนโปรตอนในนิวเคลียสนั้น เมื่อจำนวนโปรตอนในนิวเคลียสเท่ากับจำนวนอิเล็กตรอนที่อยู่รอบๆ นิวเคลียส ประจุไฟฟ้าสุทธิของนิวเคลียสและอิเล็กตรอนจะเป็นศูนย์ และการรวมกันของพวกมันจะทำให้เกิดอะตอมที่เป็นกลาง จำนวนโปรตอนหรืออิเล็กตรอนสอดคล้องกับเลขอะตอม

สารที่ประกอบด้วยอะตอมซึ่งมีเลขอะตอมเท่ากันเรียกว่าธาตุ ตัวอย่างเช่น ไฮโดรเจนเป็นองค์ประกอบที่ประกอบด้วยอะตอมซึ่งมีนิวเคลียสประกอบด้วยโปรตอนหนึ่งตัวและอิเล็กตรอนหนึ่งตัวในบริเวณใกล้เคียง อะตอมดังกล่าวเรียกว่า "อะตอมไฮโดรเจน" และนิวเคลียสของอะตอมดังกล่าวเรียกว่า "นิวเคลียสไฮโดรเจน" ดังนั้น เลขอะตอมของไฮโดรเจนคือ 1 ฮีเลียมประกอบด้วยอะตอมฮีเลียมที่มีนิวเคลียสซึ่งมีโปรตอนสองตัว ดังนั้นเลขอะตอมของฮีเลียมคือ 2 ในทำนองเดียวกัน ลิเธียมมีเลขอะตอม 3 เบริลเลียม - 4 โบรอน - 5 คาร์บอน - 6, ไนโตรเจน - 7 , ออกซิเจน - 8 เป็นต้น

จากการวิเคราะห์ทางเคมีของบรรยากาศโลก มหาสมุทร และดิน พบว่ามีธาตุเสถียรอยู่ 81 ธาตุ กล่าวคือ 81 ธาตุจะไม่เกิดการเปลี่ยนแปลงใดๆ ภายใต้สภาวะทางธรรมชาติอย่างไม่มีกำหนด

น้อยที่สุด อะตอมที่ซับซ้อนบนโลก (ที่มีอยู่จริง) คืออะตอมไฮโดรเจน การเพิ่มขึ้นของเลขอะตอมจะนำเราไปสู่อะตอมเสถียรที่ซับซ้อนที่สุดในโลก นี่คืออะตอมบิสมัทซึ่งมีเลขอะตอม 83 กล่าวคือ แต่ละนิวเคลียสบิสมัทมีโปรตอน 83 ตัว

เนื่องจากมีองค์ประกอบที่เสถียรทั้งหมด 81 องค์ประกอบจึงต้องละเว้นตัวเลขสองจำนวนในรายการเลขอะตอมและเป็นเช่นนี้: อะตอมที่มีโปรตอน 43 ตัวและโปรตอน 61 ตัวจะไม่เสถียรองค์ประกอบที่มีเลขอะตอม 43 และ 61 ที่ได้รับการวิเคราะห์ทางเคมีจะไม่เสถียร พบได้ในวัสดุธรรมชาติ

อย่างไรก็ตาม นี่ไม่ได้หมายความว่าองค์ประกอบที่มีเลขอะตอม 43 และ 61 หรือมีตัวเลขมากกว่า 83 จะไม่สามารถมีอยู่ได้ชั่วคราว อะตอมเหล่านี้ไม่เสถียร ดังนั้นไม่ช้าก็เร็ว ในระยะหนึ่งหรือหลายระยะ พวกมันจะสลายตัวเป็นอะตอมที่จะยังคงเสถียร สิ่งนี้ไม่จำเป็นต้องเกิดขึ้นทันที แต่อาจใช้เวลานาน ทอเรียม (เลขอะตอม 90) และยูเรเนียม (เลขอะตอม 92) ต้องใช้เวลาหลายพันล้านปีในการสลายตัวของอะตอมจึงจะได้อะตอมที่เสถียรของตะกั่ว (เลขอะตอม 82)

โดยพื้นฐานแล้ว ตลอดระยะเวลาหลายพันล้านปีของการดำรงอยู่ของโลก มีเพียงส่วนหนึ่งของทอเรียมและยูเรเนียมที่มีอยู่ในโครงสร้างแต่เดิมเท่านั้นที่สามารถสลายตัวได้ ทอเรียมดั้งเดิมประมาณ 80% และยูเรเนียม 50% หลุดพ้นจากการสลายตัว และอาจยังคงพบอยู่ในหินบนพื้นผิวโลกในปัจจุบัน

แม้ว่าธาตุเสถียรทั้ง 81 ชนิด (รวมทั้งทอเรียมและยูเรเนียม) จะอยู่ในเปลือกโลก (ชั้นบน) แต่ในปริมาณที่ต่างกัน ที่พบมากที่สุดคือออกซิเจน (เลขอะตอม 8) ซิลิคอน (14) อลูมิเนียม (13) และเหล็ก (26) ออกซิเจนประกอบด้วยเปลือกโลก 46.6% ซิลิคอน 27.7% อลูมิเนียม 8.13% เหล็ก -5% สี่สิ่งนี้ก่อตัวเป็นเกือบเจ็ดในแปดของเปลือกโลก หนึ่งในแปด - องค์ประกอบอื่น ๆ ทั้งหมด

แน่นอนว่าองค์ประกอบเหล่านี้ไม่ค่อยมีอยู่ในรูปแบบที่บริสุทธิ์ พวกเขาพยายามเชื่อมโยงถึงกันด้วยการผสมผสาน การรวมกัน (หรือการรวมกันขององค์ประกอบ) ของอะตอมเหล่านี้เรียกว่าสารประกอบ อะตอมของซิลิคอนและออกซิเจนเชื่อมต่อกันในลักษณะที่แปลกมาก อะตอมของเหล็ก อลูมิเนียม และองค์ประกอบอื่นๆ จะถูกเพิ่มที่นี่และที่นั่นในสารประกอบนี้ (ซิลิคอน / ออกซิเจน) สารประกอบดังกล่าว - ซิลิเกต - เป็นหินทั่วไปที่ประกอบเป็นเปลือกโลกเป็นส่วนใหญ่

เนื่องจากอะตอมของออกซิเจนมีน้ำหนักเบากว่าองค์ประกอบอื่นๆ ที่พบมากที่สุดในเปลือกโลก มวลรวมของออกซิเจนจึงมีอะตอมมากกว่าองค์ประกอบอื่นๆ ที่มีมวลเท่ากัน ทุกๆ 1,000 อะตอมของเปลือกโลกจะมีออกซิเจน 625 อะตอม ซิลิคอน 212 อะตอม อลูมิเนียม 65 อะตอม และเหล็ก 19 อะตอม กล่าวคือ 92% ของอะตอมของเปลือกโลกเป็นธาตุทั้งสี่นี้ไม่ทางใดก็ทางหนึ่ง

เปลือกโลกไม่ใช่ตัวอย่างทดสอบของจักรวาลหรือแม้แต่โลกโดยรวม เชื่อกันว่า "แกนกลาง" ของโลก (บริเวณตอนกลางที่มีมวลหนึ่งในสามของมวลดาวเคราะห์) ประกอบด้วยเหล็กเกือบทั้งหมด หากเราคำนึงถึงสิ่งนี้เหล็กก็คิดเป็น 38% ของมวลโลกทั้งโลก, ออกซิเจน - 28%, ซิลิคอน - 15% องค์ประกอบที่มีมากที่สุดเป็นอันดับสี่อาจเป็นแมกนีเซียม แทนที่จะเป็นอลูมิเนียม ซึ่งมีมวลมากถึง 7% ของมวลโลก องค์ประกอบทั้งสี่นี้รวมกันเป็นเจ็ดในแปดของมวลของโลกทั้งหมด จากนั้นทุกๆ 1,000 อะตอมบนโลกโดยรวม จะมีอะตอมออกซิเจน 480 อะตอม อะตอมเหล็ก 215 อะตอม ซิลิคอน 150 อะตอม และแมกนีเซียม 80 อะตอม กล่าวคือ ทั้งสี่อะตอมรวมกันคิดเป็น 92.5% ของอะตอมของโลกทั้งหมด แต่โลกไม่ใช่ดาวเคราะห์ทั่วไป ระบบสุริยะ- เป็นไปได้ว่าดาวศุกร์ ดาวพุธ ดาวอังคาร และดวงจันทร์ซึ่งมีโครงสร้างคล้ายกันมากกับโลก ประกอบด้วยวัสดุที่เป็นหิน และมีแกนกลางที่อุดมด้วยธาตุเหล็ก เช่นเดียวกับดาวศุกร์และดาวพุธ ดาวเทียมและดาวเคราะห์น้อยบางดวงก็เช่นเดียวกัน แต่โลกหินเหล่านี้ (ไม่ว่าจะมีแกนเหล็กหรือไม่ก็ตาม) ไม่ได้คิดเป็นครึ่งหนึ่งของมวลรวมของวัตถุทั้งหมดที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ มวลที่เหลืออีก 99.5% ของระบบสุริยะ (ไม่รวมมวลดวงอาทิตย์) เป็นของดาวเคราะห์ยักษ์ 4 ดวง ได้แก่ ดาวพฤหัส ดาวเสาร์ ดาวยูเรนัส และดาวเนปจูน ดาวพฤหัสบดีเพียงดวงเดียว (ใหญ่ที่สุด) คิดเป็นสัดส่วนมากกว่า 70% ของมวลทั้งหมด

สันนิษฐานว่าดาวพฤหัสบดีมีแกนหิน-โลหะที่ค่อนข้างเล็ก โครงสร้างของดาวเคราะห์ยักษ์ดวงนี้ ซึ่งพิจารณาจากข้อมูลสเปกโทรสโกปีและตัวอย่างดาวเคราะห์ ประกอบด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียม เห็นได้ชัดว่าข้อความข้างต้นเป็นจริงสำหรับดาวเคราะห์ยักษ์ดวงอื่นๆ

แต่ลองกลับไปที่ดวงอาทิตย์ซึ่งมีมวลมากกว่ามวลของวัตถุดาวเคราะห์ทั้งหมดรวมกัน 500 เท่าตั้งแต่ดาวพฤหัสบดีไปจนถึงฝุ่นผงขนาดเล็ก เราจะค้นพบ (ต้องขอบคุณสเปกโทรสโกปีเป็นหลัก) ว่าปริมาตรของมันเต็มไปด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียมเท่าเดิม ในความเป็นจริง ประมาณ 75% ของมวลของมันมาจากไฮโดรเจน 22% จากฮีเลียม และ 3% จากองค์ประกอบอื่นๆ ทั้งหมดรวมกัน องค์ประกอบเชิงปริมาณของอะตอมของดวงอาทิตย์จะเป็นเช่นนั้นทุกๆ 1,000 อะตอมของดวงอาทิตย์จะมีอะตอมไฮโดรเจน 920 อะตอมและฮีเลียม 80 อะตอม น้อยกว่าหนึ่งอะตอมในพันแสดงถึงองค์ประกอบอื่นๆ ทั้งหมด

ไม่ต้องสงสัยเลยว่าดวงอาทิตย์มีส่วนแบ่งมากกว่ามวลของระบบสุริยะทั้งหมด และเราจะไม่เข้าใจผิดมากนักในการตัดสินใจว่าองค์ประกอบองค์ประกอบของมันเป็นตัวแทนของระบบทั้งหมดโดยรวม ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มีลักษณะคล้ายดวงอาทิตย์ในองค์ประกอบของดาวฤกษ์ นอกจากนี้ เป็นที่ทราบกันดีว่าก๊าซที่ทำให้บริสุทธิ์ซึ่งบรรจุอยู่ในอวกาศระหว่างดวงดาวและอวกาศระหว่างดาราจักรส่วนใหญ่เป็นไฮโดรเจนและฮีเลียมเช่นกัน

ดังนั้น เราสามารถสรุปได้ว่าจากอะตอม 1,000 อะตอมในจักรวาลทั้งหมด มี 920 อะตอมเป็นไฮโดรเจน 80 อะตอมเป็นฮีเลียม และน้อยกว่า 1 อะตอมเป็นทุกสิ่งทุกอย่าง

ไฮโดรเจนและฮีเลียม

ทำไมจึงเป็นเช่นนี้? จักรวาลไฮโดรเจน-ฮีเลียมเชื่อมต่อกับบิ๊กแบงหรือไม่? เห็นได้ชัดว่าใช่ อย่างน้อยที่สุดที่เกี่ยวข้องกับระบบการให้เหตุผลของ Gamow ระบบก็ได้รับการปรับปรุง แต่โดยพื้นฐานแล้วยังคงไม่เปลี่ยนแปลง

นี่คือวิธีการทำงาน ไม่นานหลังจากเกิดบิ๊กแบง ภายในเสี้ยววินาที จักรวาลที่กำลังขยายตัวก็เย็นลงจนถึงจุดที่ส่วนประกอบของอะตอมที่เรารู้จักก่อตัวขึ้น ได้แก่ โปรตอน นิวตรอน และอิเล็กตรอน ในสภาวะอุณหภูมิอันมหาศาลที่ยังคงครอบงำอยู่ในขณะนั้น ไม่มีอะไรซับซ้อนไปกว่านี้อีกแล้ว อนุภาคไม่สามารถเชื่อมต่อถึงกันได้ ที่อุณหภูมินี้ แม้ว่าจะชนกัน อนุภาคก็จะกระเด้งออกไปในทิศทางที่ต่างกันทันที

สิ่งนี้ยังคงเป็นจริงในการชนกันของโปรตอน-โปรตอนหรือนิวตรอน-นิวตรอน แม้ที่อุณหภูมิต่ำกว่ามาก เช่น อุณหภูมิของเอกภพในปัจจุบัน อย่างไรก็ตาม ในขณะที่อุณหภูมิในช่วงแรกของวิวัฒนาการของจักรวาลลดลงอย่างต่อเนื่อง ช่วงเวลาหนึ่งก็มาถึงเมื่อระหว่างการชนกันของโปรตอน-นิวตรอน อนุภาคสองอนุภาคสามารถอยู่รวมกันได้ พวกมันถูกยึดไว้ด้วยกันโดยสิ่งที่เรียกว่าพลังที่แข็งแกร่ง - ซึ่งเป็นพลังที่แข็งแกร่งที่สุดในบรรดาพลังทั้งสี่ที่รู้จัก

โปรตอน 1 คือนิวเคลียสของไฮโดรเจน ตามที่กล่าวไว้ก่อนหน้าในบทนี้ แต่การรวมกันของโปรตอน-นิวตรอนก็เป็นนิวเคลียสของไฮโดรเจนเช่นกัน เนื่องจากมีโปรตอนเพียงตัวเดียว และนั่นคือทั้งหมดที่จำเป็นในการพิจารณาว่านิวเคลียสเป็นไฮโดรเจน นิวเคลียสของไฮโดรเจนทั้งสองชนิดนี้ (โปรตอนและโปรตอน-นิวตรอน) เรียกว่าไอโซโทปของไฮโดรเจน และถูกกำหนดขึ้นอยู่กับจำนวนอนุภาคทั้งหมดที่มีอยู่ โปรตอนซึ่งมีอนุภาคเพียงอนุภาคเดียวคือนิวเคลียสของไฮโดรเจน-1 การรวมกันของโปรตอน-นิวตรอนซึ่งมีอนุภาคเพียงสองตัวคือนิวเคลียสไฮโดรเจน-2

ที่อุณหภูมิสูงของเอกภพในยุคแรกๆ เมื่อมีนิวเคลียสต่างๆ ก่อตัวขึ้น นิวเคลียสของไฮโดรเจน-2 ก็ไม่เสถียรมากนัก มันมีแนวโน้มที่จะสลายตัวเป็นโปรตอนและนิวตรอนแต่ละตัวหรือรวมกับอนุภาคเพิ่มเติมเพื่อสร้างนิวเคลียสที่ซับซ้อนมากขึ้น (แต่อาจจะมีเสถียรภาพมากกว่า) นิวเคลียสของไฮโดรเจน-2 สามารถชนกับโปรตอนและเกาะติดกับมัน ทำให้เกิดเป็นนิวเคลียสที่ประกอบด้วยโปรตอน 2 ตัวและนิวตรอน 1 ตัว ในการรวมกันนี้มีโปรตอนสองตัว และเราได้นิวเคลียสฮีเลียม และเนื่องจากมีอนุภาคสามอนุภาคในนิวเคลียส จึงเป็นฮีเลียม-3

หากไฮโดรเจน-2 ชนและล็อคกับนิวตรอน มันจะก่อตัวเป็นนิวเคลียสที่ประกอบด้วยโปรตอนหนึ่งตัวและนิวตรอนสองตัว (สามอนุภาครวมกันอีกครั้ง) ผลลัพธ์ที่ได้คือไฮโดรเจน-3

ไฮโดรเจน-3 ไม่เสถียรที่อุณหภูมิใดๆ แม้แต่ที่อุณหภูมิต่ำของจักรวาลสมัยใหม่ ดังนั้นมันจึงผ่านการเปลี่ยนแปลงชั่วนิรันดร์ แม้ว่าจะปราศจากอิทธิพลของอนุภาคอื่นหรือการชนกับพวกมันก็ตาม หนึ่งในสองนิวตรอนในนิวเคลียสของไฮโดรเจน-3 ไม่ช้าก็เร็วจะกลายเป็นโปรตอน และไฮโดรเจน-3 จะกลายเป็นฮีเลียม-3 ภายใต้สภาวะปัจจุบัน การเปลี่ยนแปลงนี้ไม่ได้เกิดขึ้นอย่างรวดเร็วนัก โดยครึ่งหนึ่งของนิวเคลียสของไฮโดรเจน-3 จะกลายเป็นฮีเลียม-3 ภายในเวลาไม่ถึงสิบสองปีเล็กน้อย ที่อุณหภูมิมหาศาลของเอกภพยุคแรกเริ่ม การเปลี่ยนแปลงนี้รวดเร็วกว่าอย่างไม่ต้องสงสัย

ตอนนี้เรามีนิวเคลียสสามประเภทที่เสถียร สภาพที่ทันสมัย: ไฮโดรเจน-1, ไฮโดรเจน-2 และฮีเลียม-3

อนุภาคฮีเลียม-3 เชื่อมต่อกันอย่างอ่อนกว่าอนุภาคไฮโดรเจน-2 และโดยเฉพาะอย่างยิ่งเมื่อ อุณหภูมิสูงขึ้นฮีเลียม-3 ในยุคแรกเริ่มของเอกภพมีแนวโน้มที่จะสลายตัวหรือเปลี่ยนแปลงอย่างรุนแรงโดยการเติมอนุภาคเข้าไปอีก

หากฮีเลียม-3 ชนโปรตอนและต้องเกาะติดกับมัน เราก็จะมีนิวเคลียสที่ประกอบด้วยโปรตอน 3 ตัวและนิวตรอน 1 ตัว นี่จะเป็นลิเธียม-4 ซึ่งไม่เสถียรที่อุณหภูมิใดๆ เพราะแม้ในอุณหภูมิที่เย็นของพื้นผิวโลก โปรตอนตัวหนึ่งของมันจะเปลี่ยนเป็นนิวตรอนอย่างรวดเร็ว ผลลัพธ์คือการรวมกันของโปรตอนสองตัว - นิวตรอนสองตัวหรือฮีเลียม-4

ฮีเลียม-4 เป็นนิวเคลียสที่เสถียรมาก เสถียรที่สุดที่อุณหภูมิปกติ ยกเว้นโปรตอนเดี่ยวที่ก่อตัวเป็นไฮโดรเจน-1 เมื่อก่อตัวแล้วแทบจะไม่มีแนวโน้มที่จะสลายตัวเลย แม้แต่ในอุณหภูมิที่สูงมากก็ตาม

หากฮีเลียม-3 ชนกันและรวมตัวกับนิวตรอน จะเกิดฮีเลียม-4 ขึ้นทันที หากนิวเคลียสของไฮโดรเจน-2 สองอันชนกันและรวมกัน ฮีเลียม-4 ก็จะเกิดขึ้นอีกครั้ง หากฮีเลียม-3 ชนกับไฮโดรเจน-2 หรือฮีเลียม-3 อื่น ฮีเลียม-4 จะถูกสร้างขึ้นและอนุภาคส่วนเกินจะถูกกำจัดออกเป็นโปรตอนและนิวตรอนแต่ละตัว ดังนั้นฮีเลียม-4 จึงก่อตัวขึ้นโดยมีไฮโดรเจน-2 และฮีเลียม-3 เกิดขึ้น

ในความเป็นจริง เมื่อเอกภพเย็นลงถึงอุณหภูมิที่โปรตอนและนิวตรอนสามารถรวมตัวกันเพื่อสร้างนิวเคลียสที่ซับซ้อนมากขึ้น นิวเคลียสแรกที่ก่อตัวในปริมาณมากคือฮีเลียม-4

ในขณะที่จักรวาลขยายตัวและเย็นลงอย่างต่อเนื่อง ไฮโดรเจน-2 และฮีเลียม-3 ก็ไม่เต็มใจที่จะเปลี่ยนแปลง และบางส่วนก็ถูกแช่แข็งจนกลายเป็นการดำรงอยู่ที่ไม่เปลี่ยนแปลง ในปัจจุบัน มีไฮโดรเจนเพียงอะตอมเดียวจากทุกๆ 7,000 อะตอมที่เป็นไฮโดรเจน-2 ฮีเลียม-3 นั้นหายากยิ่งกว่านั้นอีก โดยมีเพียงฮีเลียมอะตอมเดียวต่อล้านอะตอม ซึ่งหมายความว่า หากไม่คำนึงถึงไฮโดรเจน-2 และฮีเลียม-3 เราสามารถพูดได้ว่าไม่นานหลังจากที่เอกภพเย็นลงเพียงพอ มันก็ประกอบด้วยนิวเคลียสของไฮโดรเจน-1 และฮีเลียม-4 ดังนั้นมวลของจักรวาลจึงประกอบด้วยไฮโดรเจน-1 75% และฮีเลียม-4 25%

เมื่อเวลาผ่านไป ในสถานที่ซึ่งมีอุณหภูมิต่ำเพียงพอ นิวเคลียสจะดึงดูดอิเล็กตรอนที่มีประจุลบ ซึ่งถูกยึดไว้กับนิวเคลียสที่มีประจุบวกด้วยแรงของแรงแม่เหล็กไฟฟ้า ซึ่งเป็นแรงแรงอันดับสองจากแรงทั้งสี่ โปรตอนเดี่ยวของนิวเคลียสไฮโดรเจน-1 มีความสัมพันธ์กับอิเล็กตรอนหนึ่งตัว และโปรตอนสองตัวของนิวเคลียสฮีเลียม-4 มีความสัมพันธ์กับอิเล็กตรอนสองตัว นี่คือวิธีที่อะตอมของไฮโดรเจนและฮีเลียมเกิดขึ้น หากพูดในเชิงปริมาณ ทุกๆ 1,000 อะตอมในจักรวาลจะมีไฮโดรเจน 1 อะตอม 920 อะตอม และฮีเลียม-4 80 อะตอม

นี่คือคำอธิบายเกี่ยวกับจักรวาลไฮโดรเจน-ฮีเลียม แต่เดี๋ยวก่อน! แล้วอะตอมที่หนักกว่าฮีเลียมและมีน้ำหนักอะตอมสูงกว่าล่ะ? (ให้เรารวบรวมอะตอมทั้งหมดที่มีอนุภาคมากกว่าสี่อนุภาคในนิวเคลียสของพวกมันภายใต้เครื่องหมาย "อะตอมหนัก") มีอะตอมหนักน้อยมากในจักรวาล แต่ก็ยังมีอยู่ พวกเขาปรากฏตัวอย่างไร? ตรรกะบอกว่าแม้ว่าฮีเลียม-4 จะเสถียรมาก แต่ก็ยังมีแนวโน้มเล็กน้อยที่จะรวมตัวกับโปรตอน นิวตรอน ไฮโดรเจน-2 ฮีเลียม-3 หรือฮีเลียม-4 อื่นๆ ทำให้เกิดอะตอมหนักต่างๆ ในปริมาณเล็กน้อย นี่คือแหล่งกำเนิดประมาณ 3% ของมวลจักรวาลในปัจจุบันซึ่งประกอบด้วยอะตอมเหล่านี้

น่าเสียดายที่คำตอบดังกล่าวไม่สามารถทนต่อการตรวจสอบข้อเท็จจริงได้ หากฮีเลียม-4 ชนกับไฮโดรเจน-1 (โปรตอนหนึ่งตัว) และพวกมันรวมกัน นิวเคลียสที่มีโปรตอนสามตัวและนิวตรอนสองตัวจะปรากฏขึ้น นั่นก็คือลิเธียม-5 ถ้าฮีเลียม-4 ชนกันและรวมกับนิวตรอน ผลลัพธ์ที่ได้จะเป็นนิวเคลียสที่มีโปรตอน 2 ตัวและนิวตรอน 3 ตัว หรือฮีเลียม-5

ทั้งลิเธียม-5 และฮีเลียม-5 แม้ว่าจะก่อตัวในสภาวะของจักรวาลที่เย็นลงของเราก็ตาม ก็จะมีอายุการใช้งานนานกว่าสองสามล้านล้านของหนึ่งล้านล้านวินาที เมื่อเวลาผ่านไป พวกมันจะสลายตัวเป็นฮีเลียม-4 หรือโปรตอนหรือนิวตรอน

ความเป็นไปได้ที่ฮีเลียม-4 จะชนและรวมตัวกับไฮโดรเจน-2 หรือฮีเลียม-3 นั้นน้อยมาก เมื่อพิจารณาจากความหายากของนิวเคลียสสองตัวสุดท้ายในส่วนผสมแรกเริ่ม อะตอมหนักใดๆ ก็ตามที่อาจก่อตัวขึ้นในลักษณะนี้มีจำนวนน้อยเกินไปที่จะอธิบายอะตอมจำนวนมากที่มีอยู่ในปัจจุบัน เป็นไปได้มากกว่าที่จะรวมนิวเคลียสฮีเลียม-4 หนึ่งนิวเคลียสเข้ากับนิวเคลียสฮีเลียม-4 อีกอันหนึ่ง นิวเคลียสคู่ดังกล่าวซึ่งประกอบด้วยโปรตอนสี่ตัวและนิวตรอนสี่ตัวควรกลายเป็นเบริลเลียม-8 อย่างไรก็ตาม เบริลเลียมเป็นอีกนิวเคลียสที่ไม่เสถียรอย่างยิ่ง แม้จะอยู่ในสภาวะของเอกภพปัจจุบันของเรา เบริลเลียมก็ดำรงอยู่ได้ในเวลาไม่ถึงสองสามร้อยของล้านล้านวินาที เมื่อก่อตัวขึ้น มันจะสลายตัวเป็นนิวเคลียสฮีเลียม-4 จำนวน 2 นิวเคลียสทันที

แน่นอนว่าสิ่งที่มีประโยชน์จะเกิดขึ้นได้หากนิวเคลียสฮีเลียม-4 สามตัวมาพบกันเนื่องจากการชนแบบ "สามทาง" และเกาะติดกัน แต่ความหวังว่าสิ่งนี้จะเกิดขึ้นในสภาพแวดล้อมที่ฮีเลียม-4 ถูกล้อมรอบด้วยไฮโดรเจน-1 ที่มีอยู่นั้นถือว่าน้อยเกินไปที่จะคำนึงถึงเรื่องนี้

ด้วยเหตุนี้ เมื่อเอกภพขยายตัวและเย็นลงจนถึงจุดที่การก่อตัวของนิวเคลียสที่ซับซ้อนได้หยุดลง มีเพียงไฮโดรเจน-1 และฮีเลียม-4 เท่านั้นที่มีอยู่อย่างอุดมสมบูรณ์ หากยังมีนิวตรอนอิสระอยู่ พวกมันจะสลายตัวเป็นโปรตอน (ไฮโดรเจน-1) และอิเล็กตรอน ไม่มีอะตอมหนักเกิดขึ้น

ในเอกภพดังกล่าว เมฆก๊าซไฮโดรเจน-ฮีเลียมแตกตัวเป็นมวลขนาดเท่ากาแลคซี และมวลกลุ่มหลังควบแน่นเป็นดาวฤกษ์และดาวเคราะห์ยักษ์ ผลก็คือ ดาวฤกษ์และดาวเคราะห์ยักษ์ทั้งสองดวงประกอบด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียมเกือบทั้งหมด และมีประเด็นใดที่ต้องกังวลเกี่ยวกับอะตอมหนักบางอะตอมหากพวกมันมีมวลเพียง 3% และน้อยกว่า 1% ของจำนวนอะตอมที่มีอยู่?

มันสมเหตุสมผลแล้ว! 3% นี้จำเป็นต้องอธิบาย เราไม่ควรละเลยอะตอมหนักจำนวนเล็กน้อยในดวงดาวและดาวเคราะห์ยักษ์ เนื่องจากดาวเคราะห์เช่นโลกประกอบด้วยอะตอมหนักเกือบทั้งหมด นอกจากนี้ใน ร่างกายมนุษย์และโดยทั่วไปในสิ่งมีชีวิตไฮโดรเจนมีมวลเพียง 10% และไม่มีฮีเลียมเลย มวลที่เหลือทั้งหมด 90% เป็นอะตอมหนัก

กล่าวอีกนัยหนึ่ง หากจักรวาลยังคงไม่เปลี่ยนแปลงไม่นานหลังจากบิ๊กแบงและกระบวนการก่อตัวนิวเคลียร์เสร็จสิ้น ดาวเคราะห์เช่นโลกและสิ่งมีชีวิตบนนั้นในรูปแบบที่แน่นอนคงเป็นไปไม่ได้เลย

ก่อนที่คุณจะและฉันปรากฏตัวในโลกนี้ อะตอมหนักจะต้องก่อตัวขึ้นก่อน แต่อย่างไร?

รั่วไหลจากดวงดาว

โดยพื้นฐานแล้ว นี่ไม่ใช่เรื่องลึกลับสำหรับเราอีกต่อไป เนื่องจากเราได้พูดคุยกันก่อนหน้านี้ว่าการก่อตัวของนิวเคลียสเกิดขึ้นในส่วนลึกของดวงดาวได้อย่างไร ตัวอย่างเช่น ในดวงอาทิตย์ของเราในบริเวณใจกลาง ไฮโดรเจนจะถูกเปลี่ยนเป็นฮีเลียมอย่างต่อเนื่อง (ไฮโดรเจนฟิวชันซึ่งทำหน้าที่เป็นแหล่งพลังงานให้กับดวงอาทิตย์ ไฮโดรเจนฟิวชันเกิดขึ้นในดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักอื่นๆ ทั้งหมด)

หากนี่เป็นการเปลี่ยนแปลงเพียงครั้งเดียวที่เป็นไปได้ และการเปลี่ยนแปลงถูกกำหนดให้คงอยู่อย่างไม่มีกำหนดในอัตราปัจจุบัน ไฮโดรเจนทั้งหมดก็จะถูกสังเคราะห์ขึ้น และจักรวาลก็จะประกอบด้วยฮีเลียมบริสุทธิ์ภายในเวลาประมาณ 500 พันล้านปี (30 - 40 เท่าของอายุจักรวาลของเรา) ) . แต่การปรากฏตัวของอะตอมขนาดใหญ่ยังไม่ชัดเจน

อย่างที่เราทราบกันดีอยู่แล้วว่าอะตอมขนาดมหึมานั้นถือกำเนิดขึ้นในแกนกลางดาวฤกษ์ แต่พวกเขาเกิดเมื่อถึงเวลาเท่านั้นที่ดาวฤกษ์ดังกล่าวจะออกจากลำดับหลัก เมื่อถึงจุดไคลแมคเทอริก แกนกลางจะมีความหนาแน่นและร้อนมากจนนิวเคลียสของฮีเลียม-4 ชนกันด้วยความเร็วและความถี่สูงสุด ในบางครั้ง นิวเคลียสของฮีเลียม-4 สามตัวจะชนกันและรวมกันเป็นนิวเคลียสที่เสถียรซึ่งประกอบด้วยโปรตอนหกตัวและนิวตรอนหกตัว นี่คือคาร์บอน-12

การชนกันสามครั้งจะเกิดขึ้นในแกนกลางของดาวฤกษ์ได้อย่างไร ไม่ใช่ในช่วงเวลาหลังบิกแบงทันที

ในแกนกลางของดาวฤกษ์ที่กำลังจะออกจากลำดับหลัก อุณหภูมิจะสูงถึงประมาณ 100,000,000 °C ภายใต้ความกดดันมหาศาล อุณหภูมิและความกดดันดังกล่าวมีอยู่ในจักรวาลที่อายุน้อยมากเช่นกัน แต่แกนกลางของดาวฤกษ์มีข้อได้เปรียบที่สำคัญอย่างหนึ่ง นั่นคือ การชนกันสามครั้งของฮีเลียม-4 จะเกิดขึ้นได้ง่ายกว่ามาก หากไม่มีนิวเคลียสอื่นในแกนกลางของดาว ยกเว้นนิวเคลียสของไฮโดรเจน-1 ที่ขนส่งนิวเคลียสฮีเลียม-4

ซึ่งหมายความว่านิวเคลียสหนักก่อตัวขึ้นในส่วนลึกของดวงดาวตลอดประวัติศาสตร์ของจักรวาล แม้ว่านิวเคลียสดังกล่าวจะไม่ได้ก่อตัวทันทีหลังจากบิกแบงก็ตาม ยิ่งไปกว่านั้น ทั้งในปัจจุบันและอนาคต นิวเคลียสหนักจะก่อตัวขึ้นในแกนกลางของดาวฤกษ์ และไม่เพียงแต่นิวเคลียสของคาร์บอนเท่านั้น แต่ยังรวมถึงนิวเคลียสขนาดใหญ่อื่นๆ ทั้งหมด รวมถึงเหล็กด้วย ซึ่งดังที่กล่าวไปแล้วว่าเป็นจุดสิ้นสุดของกระบวนการฟิวชันปกติในดาวฤกษ์

แต่ยังมีคำถามสองข้อ: 1) นิวเคลียสหนักที่เกิดขึ้นในใจกลางดวงดาวแพร่กระจายไปทั่วจักรวาลในลักษณะที่พบทั้งบนโลกและในตัวเราได้อย่างไร? 2) องค์ประกอบที่มีนิวเคลียสขนาดใหญ่กว่านิวเคลียสของเหล็กจะก่อตัวได้อย่างไร? อย่างไรก็ตาม นิวเคลียสของเหล็กที่มีความเสถียรมากที่สุดคือเหล็ก-58 ซึ่งประกอบไปด้วยโปรตอน 26 ตัว และนิวตรอน 32 ตัว และยังมีนิวเคลียสที่หนักกว่าบนโลกอีกด้วย จนถึงยูเรเนียม-238 ซึ่งมีโปรตอน 92 ตัว และนิวตรอน 146 ตัว

มาดูคำถามแรกกันก่อน มีกระบวนการที่ส่งเสริมการแพร่กระจายของสารดาวฤกษ์ไปทั่วจักรวาลหรือไม่?

มี. และเราสามารถสัมผัสได้ถึงบางส่วนได้อย่างชัดเจนโดยการศึกษาดวงอาทิตย์ของเราเอง

เมื่อมองด้วยตาเปล่า (ด้วยความระมัดระวังที่จำเป็น) ดวงอาทิตย์อาจดูเหมือนเป็นลูกบอลสว่างสงบและไม่มีรูปร่าง แต่เรารู้ว่าดวงอาทิตย์อยู่ในสภาวะที่เกิดพายุตลอดกาล อุณหภูมิมหาศาลในส่วนลึกทำให้เกิดการเคลื่อนที่ของการหมุนเวียนในชั้นบน (เช่น หม้อน้ำที่กำลังจะเดือด) สสารแสงอาทิตย์เพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่องที่นี่และที่นั่น ทำลายพื้นผิว ดังนั้นพื้นผิวของดวงอาทิตย์จึงถูกปกคลุมไปด้วย "แกรนูล" ซึ่งเป็นเสาหลักสำหรับการพาความร้อน (เม็ดดังกล่าวดูเล็กมากในภาพถ่ายพื้นผิวสุริยะ แต่ในความเป็นจริงแล้ว มันมีพื้นที่ของประเทศอเมริกาหรือยุโรปที่เหมาะสม)

วัสดุที่มีการพาความร้อนจะขยายตัวและเย็นตัวลงเมื่อมันลอยขึ้น และเมื่ออยู่บนพื้นผิวแล้ว ก็มีแนวโน้มที่จะลงไปอีกครั้งเพื่อหลีกทางให้กับการไหลใหม่ที่ร้อนยิ่งขึ้น

วัฏจักรนิรันดร์นี้ไม่ได้หยุดอยู่ชั่วขณะหนึ่ง แต่ช่วยถ่ายเทความร้อนจากแกนกลางไปยังพื้นผิวดวงอาทิตย์ จากพื้นผิว พลังงานจะถูกปล่อยออกสู่อวกาศในรูปของการแผ่รังสี ส่วนใหญ่เป็นแสงที่เราเห็นและสิ่งมีชีวิตบนโลกขึ้นอยู่กับ

กระบวนการพาความร้อนบางครั้งอาจนำไปสู่เหตุการณ์พิเศษบนพื้นผิวดาวฤกษ์ เมื่อไม่เพียงแต่การแผ่รังสีออกสู่อวกาศเท่านั้น แต่กองสสารสุริยะจริงทั้งหมดก็ถูกโยนออกไปด้วย

ในปี ค.ศ. 1842 มีการสังเกตสุริยุปราคาเต็มดวงทางตอนใต้ของฝรั่งเศสและทางตอนเหนือของอิตาลี ในเวลานั้น ไม่ค่อยมีการศึกษาสุริยุปราคาอย่างละเอียด เนื่องจากมักเกิดขึ้นในพื้นที่ห่างไกลจากหอดูดาวดาราศาสตร์ขนาดใหญ่ และการเดินทางระยะไกลพร้อมกับอุปกรณ์พิเศษที่บรรทุกมาเต็มนั้นไม่ใช่เรื่องง่ายเลย แต่คราสปี 1842 ผ่านไปใกล้กับศูนย์กลางทางดาราศาสตร์ของยุโรปตะวันตก และนักดาราศาสตร์พร้อมอุปกรณ์ของพวกเขาก็มารวมตัวกันที่นั่น

เป็นครั้งแรกที่สังเกตเห็นว่ารอบๆ ขอบสุริยะมีวัตถุสีแดงเข้มที่ร้อนซึ่งมองเห็นได้ชัดเจนเมื่อจานดวงอาทิตย์ถูกดวงจันทร์ปกคลุม ดูเหมือนไอพ่นของวัสดุสุริยะถูกยิงเข้าสู่อวกาศ และลิ้นที่ลุกเป็นไฟเหล่านี้ถูกเรียกว่า "ความโดดเด่น"

นักดาราศาสตร์ยังคงลังเลอยู่พักหนึ่งว่าความโดดเด่นเหล่านี้เป็นของดวงจันทร์หรือดวงอาทิตย์ แต่ในปี ค.ศ. 1851 ก็มีสุริยุปราคาเกิดขึ้นอีกครั้ง ซึ่งคราวนี้สังเกตพบในสวีเดน และการสังเกตอย่างระมัดระวังแสดงให้เห็นว่าบริเวณดังกล่าวเป็นปรากฏการณ์สุริยะ และดวงจันทร์ได้ ไม่มีอะไรเกี่ยวข้องกับพวกเขา

ตั้งแต่นั้นมา ก็มีการศึกษาความโดดเด่นอย่างสม่ำเสมอ และขณะนี้สามารถสังเกตได้โดยใช้เครื่องมือที่เหมาะสมได้ตลอดเวลา คุณไม่จำเป็นต้องรอให้คราสเต็มดวงจึงจะทำเช่นนี้ได้ ความโดดเด่นบางอย่างเพิ่มขึ้นเป็นแนวโค้งอันทรงพลังและสูงถึงความสูงนับหมื่นกิโลเมตรเหนือพื้นผิวดวงอาทิตย์ บางส่วนระเบิดขึ้นด้วยความเร็ว 1,300 กม./วินาที แม้ว่าความโดดเด่นจะเป็นปรากฏการณ์ที่น่าตื่นตาตื่นใจที่สุดที่สังเกตได้บนพื้นผิวดวงอาทิตย์ แต่ก็ไม่ได้นำพาพลังงานมากที่สุด

ในปี พ.ศ. 2402 นักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษ ริชาร์ด คาร์ริงตัน (พ.ศ. 2369-2418) สังเกตเห็นจุดแสงรูปดาวกระพริบบนพื้นผิวสุริยะ ซึ่งเผาไหม้เป็นเวลาห้านาทีแล้วหายไป นี่เป็นบันทึกการพบเห็นสิ่งที่เราเรียกว่าเปลวสุริยะเป็นครั้งแรก แคร์ริงตันเองคิดว่าอุกกาบาตขนาดใหญ่ตกลงบนดวงอาทิตย์

การสังเกตการณ์ของแคร์ริงตันไม่ได้ดึงดูดความสนใจจนกระทั่งนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน จอร์จ เฮล ประดิษฐ์เครื่องสเปกโตรเฮลิโอสโคปในปี พ.ศ. 2469 ทำให้สามารถสังเกตดวงอาทิตย์ด้วยแสงที่มีความยาวคลื่นพิเศษได้ เปลวสุริยะนั้นเต็มไปด้วยแสงที่มีความยาวคลื่นพอสมควร และเมื่อมองดวงอาทิตย์ที่ความยาวคลื่นเหล่านี้ จะมองเห็นเปลวเพลิงได้สว่างมาก

ตอนนี้เรารู้แล้วว่าเปลวสุริยะเป็นเรื่องปกติ โดยสัมพันธ์กับจุดดับ และเมื่อดวงอาทิตย์มีจุดหลายจุด แสงแฟลร์ขนาดเล็กจะเกิดขึ้นทุกๆ สองสามชั่วโมง และเปลวเพลิงขนาดใหญ่จะเกิดขึ้นทุกๆ สองสามสัปดาห์

เปลวสุริยะคือการระเบิดพลังงานสูงบนพื้นผิวสุริยะ และพื้นที่ของพื้นผิวที่ลุกจ้าจะร้อนกว่าพื้นที่อื่นๆ ที่อยู่รอบๆ มาก แสงแฟลร์ที่ปกคลุมพื้นผิวดวงอาทิตย์แม้แต่หนึ่งในพันสามารถส่งรังสีพลังงานสูง (รังสีอัลตราไวโอเลต รังสีเอกซ์ และแม้แต่รังสีแกมมา) ออกมาได้มากกว่าที่พื้นผิวปกติทั้งหมดของดวงอาทิตย์จะส่งออกไป

แม้ว่าความโดดเด่นจะดูน่าประทับใจมากและสามารถคงอยู่ได้หลายวัน แต่ดวงอาทิตย์ก็สูญเสียสสารไปจากสิ่งเหล่านั้นน้อยมาก แฟลชเป็นเรื่องที่แตกต่างไปจากเดิมอย่างสิ้นเชิง พวกมันสังเกตเห็นได้น้อยกว่า ส่วนมากอยู่เพียงไม่กี่นาที แม้แต่อันที่ใหญ่ที่สุดก็หายไปโดยสิ้นเชิงหลังจากผ่านไปสองสามชั่วโมง แต่พวกมันมีพลังงานสูงจนสามารถยิงสสารขึ้นสู่อวกาศได้ เรื่องนี้สูญหายไปตลอดกาลกับดวงอาทิตย์

สิ่งนี้เริ่มเป็นที่เข้าใจในปี พ.ศ. 2386 เมื่อนักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน ซามูเอล ไฮน์ริช ชวาเบ (พ.ศ. 2332-2418) ซึ่งสังเกตดวงอาทิตย์ทุกวันเป็นเวลาสิบเจ็ดปี รายงานว่าจำนวนจุดบนดวงอาทิตย์บนพื้นผิวของมันเพิ่มขึ้นและลดลงตลอดระยะเวลาประมาณสิบเอ็ดปี

ในปี ค.ศ. 1852 นักฟิสิกส์ชาวอังกฤษ เอ็ดเวิร์ด ซาบิน (พ.ศ. 2331-2426) สังเกตว่าการรบกวนในสนามแม่เหล็กโลก (“พายุแม่เหล็ก”) ขึ้นและลงพร้อมกันกับวงจรจุดบอดบนดวงอาทิตย์

ในตอนแรกนี่เป็นเพียงข้อความทางสถิติ เพราะไม่มีใครรู้ว่าความเชื่อมโยงนั้นเป็นอย่างไร อย่างไรก็ตาม เมื่อเวลาผ่านไป เมื่อพวกเขาเริ่มเข้าใจธรรมชาติอันทรงพลังของเปลวสุริยะ ความเชื่อมโยงก็ถูกค้นพบ สองวันหลังจากเปลวสุริยะขนาดใหญ่ปะทุใกล้กับศูนย์กลางของจานสุริยะ (โดยหันเข้าหาโลกโดยตรง) เข็มเข็มทิศบนโลกก็หลงทาง และแสงเหนือก็มีลักษณะที่ไม่ธรรมดาโดยสิ้นเชิง

การรอคอยสองวันนี้เต็มไปด้วยความหมายอันยิ่งใหญ่ หากผลกระทบเหล่านี้เกิดจากรังสีดวงอาทิตย์ ช่วงเวลาระหว่างการระบาดและผลที่ตามมาจะเป็นแปดนาที: รังสีดวงอาทิตย์บินมายังโลกด้วยความเร็วแสง แต่ความล่าช้าสองวันหมายความว่าอะไรก็ตามที่ "ตัวก่อกวน" ก่อให้เกิดผลกระทบเหล่านี้ จะต้องเคลื่อนที่จากดวงอาทิตย์มายังโลกด้วยความเร็วประมาณ 300 กม./ชม. แน่นอนว่ามันเร็วเช่นกัน แต่ไม่มีทางเทียบได้กับความเร็วแสง นี่คือความเร็วที่เราคาดหวังได้จากอนุภาคมูลฐาน อนุภาคเหล่านี้ซึ่งพุ่งออกมาอันเป็นผลมาจากเหตุการณ์สุริยะในทิศทางของโลก นำพาประจุไฟฟ้าและผ่านโลกไป น่าจะมีอิทธิพลต่อเข็มเข็มทิศและแสงเหนือในลักษณะนี้ เมื่อเข้าใจและยอมรับแนวคิดเรื่องอนุภาคมูลฐานที่ปล่อยออกมาจากดวงอาทิตย์แล้ว คุณลักษณะอื่นของดวงอาทิตย์ก็เริ่มชัดเจนขึ้น

เมื่อดวงอาทิตย์อยู่ในสภาวะสุริยุปราคาเต็มดวง เมื่อมองด้วยตาธรรมดา คุณจะมองเห็นแสงสีมุกรอบๆ ตรงกลาง ตรงบริเวณดวงอาทิตย์ มีดิสก์สีดำของดวงจันทร์ที่มีเมฆมาก การเรืองแสง (หรือความส่องสว่าง) นี้คือโคโรนาสุริยะ ซึ่งได้ชื่อมาจากคำภาษาละตินว่า Corona - Crown (มงกุฎล้อมรอบดวงอาทิตย์ราวกับมีมงกุฎที่ส่องแสงหรือรัศมี)

สุริยุปราคาดังกล่าวข้างต้นในปี พ.ศ. 2385 นำไปสู่การเริ่มต้นการศึกษาทางวิทยาศาสตร์เกี่ยวกับความโดดเด่น จากนั้นเป็นครั้งแรกที่มีการตรวจสอบมงกุฎอย่างละเอียด ปรากฎว่ามันเป็นของดวงอาทิตย์เช่นกัน ไม่ใช่ดวงจันทร์ ตั้งแต่ปี ค.ศ. 1860 ภาพถ่ายและสเปกโทรสโกปีในเวลาต่อมาได้ถูกนำมาใช้เพื่อศึกษาโคโรนา

ในปี พ.ศ. 2413 ระหว่างสุริยุปราคาในสเปน นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน ชาร์ลส์ ยัง (พ.ศ. 2377-2451) ได้ศึกษาสเปกตรัมของโคโรนาเป็นครั้งแรก ในสเปกตรัมเขาค้นพบเส้นสีเขียวสดใสที่ไม่สอดคล้องกับตำแหน่งของเส้นที่รู้จักขององค์ประกอบใด ๆ ที่รู้จัก มีการค้นพบเส้นแปลกๆ อื่นๆ และยังแนะนำว่าเส้นเหล่านี้เป็นตัวแทนขององค์ประกอบใหม่ๆ และเรียกมันว่า "โคโรนา"

“โคโรนา” นี้มีประโยชน์อะไร สิ่งเดียวคือมีเส้นสเปกตรัมบางชนิด ก่อนหน้านั้นยังไม่ได้อธิบายธรรมชาติของโครงสร้างของอะตอม ปรากฎว่าแต่ละอะตอมประกอบด้วยนิวเคลียสหนักอยู่ตรงกลาง ล้อมรอบด้วยอิเล็กตรอนแสงอย่างน้อยหนึ่งตัวที่บริเวณรอบนอก ทุกครั้งที่อิเล็กตรอนถูกดึงออกจากอะตอม เส้นสเปกตรัมที่เกิดจากอะตอมนั้นจะเปลี่ยนไป นักเคมีสามารถแยกแยะสเปกตรัมของอะตอมที่สูญเสียอิเล็กตรอนไปสองหรือสามตัวได้ แต่เป็นเทคโนโลยีในการกำจัด จำนวนมากอิเล็กตรอนและการศึกษาสเปกตรัมภายใต้เงื่อนไขเหล่านี้ยังไม่พร้อมสำหรับพวกเขา

ในปี 1941 Bengt Edlen สามารถแสดงให้เห็นว่า "โคโรเนียม" ไม่ใช่องค์ประกอบใหม่เลย ธาตุทั่วไปคือเหล็ก นิกเกิล และแคลเซียมจะมีเส้นที่เหมือนกันทุกประการหากคุณดึงอิเล็กตรอนจำนวนหนึ่งออกไป ซึ่งหมายความว่า "โคโรเนียม" เป็นองค์ประกอบธรรมดาที่ขาดอิเล็กตรอนจำนวนมาก

การขาดอิเล็กตรอนจำนวนมากอาจเกิดจากอุณหภูมิสูงเป็นพิเศษเท่านั้น และ Edlen ตั้งสมมติฐานว่าโคโรนาสุริยะต้องมีอุณหภูมิหนึ่งหรือสองล้านองศา ในตอนแรกสิ่งนี้มักพบกับความไม่เชื่อทั่วไป แต่ในที่สุดเมื่อชั่วโมงแห่งเทคโนโลยีจรวดมาถึง ก็พบว่าโคโรนาสุริยะปล่อยรังสีเอกซ์ และอาจเกิดขึ้นที่อุณหภูมิที่เอ็ดเลนทำนายไว้เท่านั้น

ดังนั้น โคโรนาจึงเป็นชั้นบรรยากาศด้านนอกของดวงอาทิตย์ ซึ่งถูกดูดกลืนโดยสสารที่ถูกพ่นออกมาจากเปลวสุริยะอย่างต่อเนื่อง โคโรนาเป็นสสารที่มีการแผ่รังสีสูงมาก ซึ่งบางมากจนมีอนุภาคน้อยกว่าหนึ่งพันล้านอนุภาคในหนึ่งลูกบาศก์เซนติเมตร ซึ่งมีความหนาแน่นประมาณหนึ่งในล้านล้านของชั้นบรรยากาศโลกที่ระดับน้ำทะเล

โดยพื้นฐานแล้วมันเป็นสุญญากาศที่แท้จริง พลังงานที่ปล่อยออกมาจากพื้นผิวดวงอาทิตย์ด้วยแสงแฟลร์ สนามแม่เหล็ก และการสั่นของคลื่นเสียงขนาดมหึมาจากกระแสการพาความร้อนที่ส่งเสียงคำรามอย่างไม่หยุดหย่อน จะถูกกระจายไปในอนุภาคจำนวนค่อนข้างน้อย แม้ว่าความร้อนทั้งหมดที่อยู่ในโคโรนาจะมีน้อย (เนื่องจากมีปริมาตรมาก) ปริมาณความร้อนที่อนุภาคแต่ละอนุภาคมีอยู่นั้นค่อนข้างสูง และอุณหภูมิที่วัดได้อ้างอิงถึง "ความร้อนต่ออนุภาค"

อนุภาคโคโรนาเป็นอะตอมเดี่ยวๆ ที่ถูกผลักออกจากพื้นผิวสุริยะ อิเล็กตรอนส่วนใหญ่หรือทั้งหมดจะถูกดึงออกไปด้วยอุณหภูมิสูง เนื่องจากดวงอาทิตย์ประกอบด้วยไฮโดรเจนเป็นส่วนใหญ่ อนุภาคเหล่านี้จึงส่วนใหญ่เป็นนิวเคลียสของไฮโดรเจนหรือโปรตอน ไฮโดรเจนตามปริมาณคือนิวเคลียสของฮีเลียม จำนวนนิวเคลียสที่หนักกว่าอื่นๆ ทั้งหมดนั้นน้อยมากเลย และถึงแม้ว่านิวเคลียสหนักบางชนิดจะทำให้เกิดแนวโคโรเนียมที่มีชื่อเสียง แต่ก็ปรากฏให้เห็นเพียงร่องรอยเท่านั้น

อนุภาคโคโรนาเคลื่อนตัวออกห่างจากดวงอาทิตย์ทุกทิศทาง เมื่อพวกมันแพร่กระจาย โคโรนาก็ครอบครองปริมาตรมากขึ้นเรื่อยๆ และกลายเป็นสิ่งที่หายากมากขึ้นเรื่อยๆ เป็นผลให้แสงของมันอ่อนลงมากขึ้นเรื่อยๆ จนกระทั่งมันหายไปจนหมดเมื่ออยู่ห่างจากดวงอาทิตย์พอสมควร

อย่างไรก็ตาม ความจริงที่ว่าโคโรนาอ่อนกำลังลงจนหายไปจนหมดต่อหน้าต่อตาของผู้สังเกตการณ์ไม่ได้หมายความว่ามันจะไม่คงอยู่ต่อไปในรูปของอนุภาคที่มุ่งสู่อวกาศ นักฟิสิกส์ชาวอเมริกัน ยูจีน ปาร์กเกอร์ (เกิดปี 1927) ในปี 1959 เรียกอนุภาคเร็วเหล่านี้ว่าลมสุริยะ

ลมสุริยะขยายตัวไปถึงดาวเคราะห์ใกล้เคียงและเดินทางไกลยิ่งขึ้น การทดสอบที่ดำเนินการโดยใช้จรวดแสดงให้เห็นว่าลมสุริยะสามารถตรวจจับได้นอกวงโคจรของดาวเสาร์ และเห็นได้ชัดว่าจะตรวจจับได้แม้จะเลยวงโคจรของดาวเนปจูนและดาวพลูโตด้วยซ้ำ

กล่าวอีกนัยหนึ่ง ดาวเคราะห์ทุกดวงที่โคจรรอบดวงอาทิตย์เคลื่อนตัวอยู่ในชั้นบรรยากาศที่กว้างที่สุด อย่างไรก็ตาม บรรยากาศนี้หายากมากจนไม่มีผลกระทบที่เห็นได้ชัดเจนต่อการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์

แต่ลมสุริยะก็ไม่ใช่สิ่งน่ากลัวจนไม่สามารถแสดงออกมาได้หลายวิธี อนุภาคลมสุริยะมีประจุไฟฟ้า และอนุภาคเหล่านี้ซึ่งถูกสนามแม่เหล็กของโลกจับไว้ ก่อตัวเป็น "สายพานแวน อัลเลน" ที่จุดประกายแสงออโรร่าและทำให้เข็มทิศและอุปกรณ์อิเล็กทรอนิกส์สับสน เปลวสุริยะจะทำให้ลมสุริยะรุนแรงขึ้นชั่วคราวและเพิ่มความรุนแรงของผลกระทบเหล่านี้อย่างมีนัยสำคัญในช่วงเวลาหนึ่ง

ในบริเวณใกล้เคียงโลก อนุภาคลมสุริยะกวาดด้วยความเร็ว 400–700 กม./วินาที และจำนวนอนุภาคต่อ 1 ลูกบาศก์เซนติเมตรจะแปรผันตั้งแต่ 1 ถึง 80 หากอนุภาคเหล่านี้ปะทะ พื้นผิวโลกพวกมันจะส่งผลเสียต่อสิ่งมีชีวิตทุกชนิดมากที่สุด โชคดีที่เราได้รับการปกป้องจากสนามแม่เหล็กโลกและชั้นบรรยากาศของมัน

ปริมาณสสารที่ดวงอาทิตย์สูญเสียไปโดยลมสุริยะคือ 1 พันล้านกิโลกรัมต่อวินาที ตามมาตรฐานของมนุษย์ มันเป็นสิ่งที่แย่มาก แต่สำหรับดวงอาทิตย์มันเป็นเพียงเรื่องเล็กๆ น้อยๆ เท่านั้น ดวงอาทิตย์อยู่บนแถบลำดับหลักมาประมาณ 5 พันล้านปี และจะอยู่บนนั้นต่อไปอีก 5-6 พันล้านปี หากมวลของมันสูญเสียตลอดเวลาและจะยังคงสูญเสียมวลของมันไปกับลมในอัตราปัจจุบัน ดวงอาทิตย์ที่สูญเสียไปตลอดชีวิตในฐานะดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักจะเท่ากับ 1/5 ของมวลของมัน

อย่างไรก็ตาม 1/5 ของมวลของดาวฤกษ์แข็งใดๆ ไม่ใช่ปริมาณเฉลี่ยที่บวกเข้ากับปริมาณสสารทั้งหมดที่ล่องลอยอยู่ในช่องว่างอันกว้างใหญ่ระหว่างดวงดาว นี่เป็นเพียงตัวอย่างว่าวัตถุสามารถหลบหนีจากดวงดาวและเข้าร่วมกับแหล่งก๊าซระหว่างดาวได้อย่างไร

ดวงอาทิตย์ของเราไม่ใช่เรื่องแปลกในแง่นี้ เรามีเหตุผลทุกประการที่เชื่อได้ว่าดาวทุกดวงที่ยังไม่ยุบตัวจะส่งลมดาวออกมา

แน่นอนว่าเราไม่สามารถศึกษาดวงดาวได้เหมือนกับที่เราศึกษาดวงอาทิตย์ แต่สามารถสรุปลักษณะทั่วไปบางประการได้ ตัวอย่างเช่น มีดาวแคระแดงดวงเล็กๆ เย็นๆ ที่แสดงความสว่างเพิ่มขึ้นอย่างกะทันหันตามมาด้วยแสงขาวในช่วงเวลาที่ไม่สม่ำเสมอ การทวีความรุนแรงนี้กินเวลาตั้งแต่หลายนาทีถึงหนึ่งชั่วโมง และมีลักษณะที่ทำให้เข้าใจผิดได้ง่ายว่าเป็นแสงวาบบนพื้นผิวดาวฤกษ์ขนาดเล็ก

ดาวแคระแดงเหล่านี้จึงถูกเรียกว่าดาวแฟลร์

แสงแฟลร์ที่มีขนาดน้อยกว่าแสงแฟลร์จากดวงอาทิตย์จะส่งผลต่อดาวฤกษ์ดวงเล็กๆ ที่เห็นได้ชัดเจนกว่ามาก หากแสงแฟลร์ขนาดใหญ่พอที่จะเพิ่มความสว่างของดวงอาทิตย์ได้ 1% แสงแฟลร์เดียวกันนี้ก็เพียงพอที่จะขยายแสงของดาวสลัวได้ 250 เท่า

ผลก็คือ ปรากฎว่าดาวแคระแดงส่งลมดาวฤกษ์ที่มีคุณสมบัติน่าประทับใจมากออกมา

ดาวฤกษ์บางดวงมีแนวโน้มที่จะส่งลมดาวฤกษ์ที่มีกำลังแรงผิดปกติออกไป ตัวอย่างเช่น ดาวยักษ์แดงมีโครงสร้างที่ยาวเกินไป โดยโครงสร้างที่ใหญ่ที่สุดมีเส้นผ่านศูนย์กลางใหญ่กว่าดวงอาทิตย์ถึง 500 เท่า ดังนั้นแรงโน้มถ่วงพื้นผิวของพวกมันจึงค่อนข้างต่ำ เนื่องจากมวลขนาดใหญ่ของดาวยักษ์แดงยักษ์แดงนั้นแทบไม่สมดุลด้วยระยะห่างจากศูนย์กลางถึงพื้นผิวที่มากผิดปกติ นอกจากนี้ ดาวยักษ์แดงกำลังใกล้จะถึงจุดสิ้นสุดของการดำรงอยู่และจะจบลงด้วยการล่มสลาย ดังนั้นพวกเขาจึงมีความปั่นป่วนอย่างมาก

จากสิ่งนี้สามารถสันนิษฐานได้ว่ากระแสน้ำวนที่มีกำลังแรงพัดเอาสสารดาวฤกษ์ออกไปแม้จะมีแรงดึงดูดพื้นผิวที่อ่อนแอก็ตาม

บีเทลจุสยักษ์แดงขนาดใหญ่นั้นอยู่ใกล้เรามากพอที่นักดาราศาสตร์จะสามารถรวบรวมข้อมูลบางอย่างเกี่ยวกับมันได้ ตัวอย่างเช่น เชื่อกันว่าลมดวงดาวของบีเทลจุสมีกำลังแรงกว่าลมสุริยะถึงพันล้านเท่า แม้จะคำนึงว่ามวลของบีเทลจูสเป็น 16 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ มวลนี้ที่อัตราการใช้เท่านี้ก็สามารถละลายหมดภายในเวลาประมาณหนึ่งล้านปี (หากไม่ยุบเร็วกว่านี้มาก)

เห็นได้ชัดว่าเราสามารถสรุปได้ว่าลมสุริยะของดาวฤกษ์ของเราอยู่ไม่ไกลจากความเข้มเฉลี่ยของลมดาวฤกษ์โดยทั่วไปมากนัก หากเราสมมติว่ามีดาว 3 แสนล้านดวงในกาแลคซีของเรา มวลรวมที่สูญเสียไปจากลมดาวฤกษ์จะเท่ากับ 3 X 1,020 กิโลกรัมต่อวินาที

ซึ่งหมายความว่าทุกๆ 200 ปี ปริมาณสสารจะออกจากดาวฤกษ์สู่อวกาศระหว่างดวงดาว เท่ากับมวลดวงอาทิตย์. สมมติว่ากาแล็กซีของเรามีอายุ 15 พันล้านปี และลมสุริยะ "พัด" เท่าๆ กันในช่วงเวลานี้ เราพบว่ามวลรวมของสสารที่ถ่ายโอนจากดวงดาวสู่อวกาศเท่ากับมวลดาวฤกษ์ 75 ล้านดวง เช่นเดียวกับดวงอาทิตย์ของเรา หรือประมาณ 1/3 ของมวลดาราจักร

แต่ลมดาวฤกษ์มีกำเนิดมาจากชั้นผิวดาวฤกษ์ และชั้นเหล่านี้ประกอบด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียมทั้งหมด (หรือเกือบทั้งหมด) ดังนั้นลมดาวฤกษ์ทั้งหมด (หรือเกือบทั้งหมด) จึงมีไฮโดรเจนและฮีเลียมเท่ากัน และไม่นำนิวเคลียสหนักใดๆ เข้าไปในส่วนผสมของดาราจักร

นิวเคลียสหนักก่อตัวขึ้นที่ใจกลางดาวฤกษ์ และเนื่องจากอยู่ห่างจากพื้นผิวดาวฤกษ์ จึงยังคงนิ่งเฉยระหว่างการก่อตัวของลมดาวฤกษ์

เมื่อมีนิวเคลียสหนักอยู่ในชั้นบนของโครงสร้างดาวฤกษ์ (เช่นกรณีบนดวงอาทิตย์) ลมของดาวฤกษ์จะรวมนิวเคลียสบางส่วนเหล่านี้ไว้ด้วย นิวเคลียสหนักไม่ได้ก่อตัวขึ้นครั้งแรกภายในดาวฤกษ์ แต่ปรากฏที่นั่นหลังจากที่ดาวฤกษ์ได้ก่อตัวแล้ว เกิดขึ้นจากการกระทำของแหล่งข้อมูลภายนอกที่เราต้องหา

ทางออกผ่านภัยพิบัติ

หากลมดาวฤกษ์ไม่ใช่กลไกในการเคลื่อนย้ายนิวเคลียสหนักจากศูนย์กลางของดาวฤกษ์ไปยังอวกาศ เราก็จะหันไปพิจารณาเหตุการณ์รุนแรงที่เกิดขึ้นเมื่อดาวฤกษ์ออกจากลำดับหลัก

ที่นี่เราต้องข้ามดวงดาวส่วนใหญ่ออกไปทันที

ดาวที่มีอยู่ประมาณ 75–80% มีขนาดเล็กกว่าดวงอาทิตย์มาก พวกมันอยู่บนแถบลำดับหลักเป็นเวลา 20 ถึง 200 พันล้านปี ขึ้นอยู่กับว่าพวกมันมีขนาดเล็กแค่ไหน หมายความว่าไม่มีดาวดวงเล็กๆ ใดที่มีอยู่ในปัจจุบันเลยที่ออกจากลำดับหลัก แม้แต่ดาวที่เก่าแก่ที่สุดซึ่งก่อตัวขึ้นในช่วงรุ่งอรุณของจักรวาลในช่วงพันล้านปีแรกหลังบิ๊กแบงก็ยังไม่มีเวลาที่จะใช้เชื้อเพลิงไฮโดรเจนจนหมดจนถึงจุดที่พวกมันต้องออกจากลำดับหลัก

ยิ่งกว่านั้น เมื่อดาวฤกษ์ดวงเล็กๆ หลุดออกจากแถบลำดับหลัก มันก็จะออกไปโดยไม่มีการประโคมข่าวมากนัก เท่าที่เราทราบ ยิ่งดาวฤกษ์มีขนาดเล็กเท่าไร ความสงบก็จะออกจากลำดับนี้มากขึ้นเท่านั้น ดาวฤกษ์ขนาดเล็ก (เช่นเดียวกับดาวฤกษ์ทั่วไป) ที่ขยายตัวจะกลายเป็นดาวยักษ์แดง แต่ในกรณีนี้การขยายตัวจะนำไปสู่การก่อตัวดาวยักษ์แดงขนาดเล็ก มันอาจจะมีอายุยืนยาวกว่าดวงอื่นๆ มีขนาดใหญ่กว่าและมองเห็นได้ชัดเจนกว่า และในที่สุดก็พังทลายลง กลายเป็นดาวแคระขาวอย่างเงียบๆ ไม่มากก็น้อย แน่นอนว่าไม่หนาแน่นเท่ากับซิเรียส บี

ธาตุหนักที่ก่อตัวในส่วนลึกของดาวดวงเล็ก (ส่วนใหญ่เป็นคาร์บอน ไนโตรเจน และออกซิเจน) ซึ่งยังคงอยู่ในแกนกลางระหว่างการดำรงอยู่ในแถบลำดับหลัก จะยังคงอยู่ตรงนั้นหลังจากที่ดาวฤกษ์กลายเป็นดาวแคระขาว ไม่ว่าในกรณีใดก็ตาม พวกมันจะไม่เข้าไปกักเก็บก๊าซระหว่างดวงดาวในปริมาณที่น้อยมาก ยกเว้นในกรณีที่หายากมาก ธาตุหนักที่เกิดจากดาวฤกษ์ขนาดเล็กจะยังคงอยู่ในดาวฤกษ์เหล่านั้นอย่างไม่มีกำหนด

ดาวฤกษ์ที่มีมวลเท่ากับดวงอาทิตย์ (และมีประมาณ 10-20%) ยุบตัวและกลายเป็นดาวแคระขาว โดยใช้เวลาเพียง 5 ถึง 15 พันล้านปีในแถบลำดับหลัก ดวงอาทิตย์ของเราซึ่งน่าจะอยู่บนแถบลำดับหลักมาประมาณ 1 หมื่นล้านปี ยังคงอยู่บนนั้นเพราะมันก่อตัวเมื่อ 5 พันล้านปีก่อนเท่านั้น

ดาวฤกษ์คล้ายดวงอาทิตย์ที่มีอายุมากกว่าดวงอาทิตย์ของเราน่าจะออกจากลำดับหลักไปนานแล้ว สิ่งเดียวกันนี้เกิดขึ้นกับดาวดวงอื่นที่คล้ายคลึงกันซึ่งเกิดขึ้นในวัยเด็กของจักรวาลของเรา ดาวฤกษ์ที่มีมวลเดียวกันกับดวงอาทิตย์ก่อตัวเป็นดาวยักษ์แดงที่มีขนาดใหญ่กว่าดาวฤกษ์เล็ก และดาวยักษ์แดงเหล่านี้เมื่อถึงจุดที่จะกลายเป็นดาวแคระขาวก็จะพังทลายลงอย่างรุนแรงกว่าดาวฤกษ์เหล่านี้ พลังงานของการถล่มจะพัดพาชั้นบนของดาวฤกษ์ออกไปและพาพวกมันไปในอวกาศ ก่อตัวเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ประเภทที่อธิบายไว้ข้างต้น

ประจุขยายตัวของก๊าซที่ก่อตัวขึ้นระหว่างการล่มสลายของดาวฤกษ์รูปดวงอาทิตย์อาจมีมวลอยู่ระหว่าง 10 ถึง 20% ของมวลเดิม อย่างไรก็ตาม สสารนี้ถูกพัดพาออกไปจากบริเวณรอบนอกของดาว และแม้ว่าดาวฤกษ์ดังกล่าวจวนจะพังทลาย บริเวณเหล่านี้ก็ไม่มีอะไรมากไปกว่าส่วนผสมของไฮโดรเจนและฮีเลียม

แม้ว่านิวเคลียสหนักจากภายในจะถูกยกขึ้นสู่พื้นผิวและถูกโยนออกไปในอวกาศโดยเป็นส่วนหนึ่งของการไหลของก๊าซ ซึ่งเป็นผลมาจากความปั่นป่วนของดาวฤกษ์ ณ จุดยุบตัว นิวเคลียสก็ยังคงเป็นเพียงส่วนเล็กๆ ที่แทบจะสังเกตไม่เห็นได้ นิวเคลียสหนักที่มีอยู่ในเมฆก๊าซระหว่างดวงดาว

แต่เนื่องจากเราหยุดอยู่ที่ว่าดาวแคระขาวก่อตัวอย่างไร คำถามสำคัญก็คือ จะเกิดอะไรขึ้นในกรณีพิเศษเหล่านั้นเมื่อดาวแคระขาวไม่ได้หมายถึงจุดจบ แต่ทำหน้าที่เป็นปัจจัยในการกระจายสสารในอวกาศ

ก่อนหน้านี้ในหนังสือเล่มนี้ เราได้พูดถึงดาวแคระขาวซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของระบบดาวคู่ใกล้ที่สามารถเติบโตสสารได้โดยต้องแลกมาด้วยดาวฤกษ์ข้างเคียงที่เข้าใกล้เวทีดาวยักษ์แดง ในบางครั้ง ส่วนหนึ่งของสสารนี้บนพื้นผิวของดาวแคระขาวจะถูกปฏิกิริยานิวเคลียร์กลืนกิน และพลังงานจำนวนมหาศาลที่ปล่อยออกมา ผลักผลิตภัณฑ์ฟิวชันลงสู่อวกาศอย่างแรง ทำให้เกิดการลุกเป็นไฟด้วยความสว่างใหม่

แต่วัสดุที่ดาวแคระขาวสร้างขึ้นส่วนใหญ่เป็นไฮโดรเจนและฮีเลียมจากชั้นนอกของดาวยักษ์แดงที่บวมน้ำ ปฏิกิริยาฟิวชันจะเปลี่ยนไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม และเมฆฮีเลียมจะลอยไปในอวกาศระหว่างการระเบิด

ซึ่งหมายความว่าในกรณีสุดท้ายนี้ แม้ว่านิวเคลียสหนักบางอันจะมาจากดาวข้างเคียงหรือก่อตัวขึ้นในกระบวนการสังเคราะห์ จำนวนของพวกมันก็ไม่มีนัยสำคัญมากจนไม่สามารถอธิบายนิวเคลียสหนักจำนวนมากที่กระจัดกระจายอยู่ในเมฆระหว่างดวงดาวได้

เราจะเหลืออะไร?

แหล่งที่มาของนิวเคลียสหนักที่เป็นไปได้เพียงแหล่งเดียวคือซูเปอร์โนวา

ตามที่ผมอธิบายไว้ก่อนหน้านี้ ซูเปอร์โนวาประเภท 1 เกิดขึ้นบนดินเดียวกันกับโนวาปกติ ดาวแคระขาวได้รับสสารจากเพื่อนข้างเคียงที่กำลังจะกลายเป็นดาวยักษ์แดง ความแตกต่างก็คือว่าตรงนี้ดาวแคระขาวอยู่ใกล้ขีดจำกัดมวลจันทราเศขา ดังนั้นมวลที่เพิ่มเข้าไปจะดันมันให้เกินขีดจำกัดนั้นในที่สุด ดาวแคระขาวถึงวาระที่จะล่มสลาย ในเวลาเดียวกันเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์อันทรงพลังเกิดขึ้นและเกิดการระเบิด

โครงสร้างทั้งหมดซึ่งมีมวลเท่ากับ 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ สลายตัวเป็นฝุ่นและกลายเป็นเมฆก๊าซขยายตัว

บางครั้งเราสังเกตเห็นว่ามันเป็นซุปเปอร์โนวา แต่การแผ่รังสีนี้ซึ่งมีความเข้มข้นมากในช่วงแรกจะค่อยๆ หายไป สิ่งที่เหลืออยู่คือกลุ่มเมฆก๊าซซึ่งขยายตัวเป็นเวลาหลายล้านปีจนกระทั่งมันรวมเข้ากับพื้นหลังทั่วไปของก๊าซในดวงดาว

เมื่อดาวแคระขาวระเบิด คาร์บอน ไนโตรเจน ออกซิเจน และนีออนจำนวนมหาศาล (ของนิวเคลียสหนักของธาตุที่พบมากที่สุด) จะกระจัดกระจายไปในอวกาศ ในระหว่างการระเบิด จะเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์เพิ่มเติม ส่งผลให้เกิดนิวเคลียสจำนวนเล็กน้อยที่หนักกว่านีออนด้วยซ้ำ แน่นอนว่า มีดาวแคระขาวเพียงไม่กี่ดวงเท่านั้นที่มีมวลมากพอและอยู่ใกล้ดาวฤกษ์ข้างเคียงขนาดใหญ่จนกลายเป็นซูเปอร์โนวาประเภท 1 แต่ในช่วง 14 พันล้านปีของชีวิตกาแล็กซี มีการระเบิดมากมายจนเกินกว่าจะอธิบายได้ มีนิวเคลียสหนักจำนวนมากอยู่ในก๊าซระหว่างดวงดาว

นิวเคลียสหนักที่เหลืออยู่มีอยู่ในตัวกลางระหว่างดวงดาวอันเป็นผลมาจากวิวัฒนาการของซุปเปอร์โนวาประเภท 2 มันเกี่ยวกับดังที่ได้กล่าวไปแล้วเกี่ยวกับดาวฤกษ์มวลมากที่หนักกว่าดวงอาทิตย์ 10, 20 และ 60 เท่า

ในช่วงของการดำรงอยู่ของดาวฤกษ์ในรูปของดาวยักษ์แดง นิวเคลียร์ฟิวชันจะเกิดขึ้นในแกนกลางของพวกมัน ซึ่งจะดำเนินต่อไปจนกระทั่งนิวเคลียสของเหล็กเริ่มก่อตัวเป็นจำนวนมากที่นั่น การก่อตัวของเหล็กเป็นจุดจบซึ่งเกินกว่าที่นิวเคลียร์ฟิวชันจะไม่สามารถดำรงอยู่เป็นอุปกรณ์ผลิตพลังงานได้อีกต่อไป ดังนั้นประสบการณ์ของดวงดาวจึงพังทลายลง

แม้ว่าแกนกลางของดาวฤกษ์จะมีนิวเคลียสที่หนักกว่า รวมทั้งนิวเคลียสของเหล็กด้วย ในชั้นที่ลึกลงไปตามลำดับ แต่บริเวณรอบนอกของดาวยังคงมีไฮโดรเจนบริสุทธิ์ในปริมาณที่น่าประทับใจ ไม่เคยสัมผัสกับอุณหภูมิและแรงกดดันสูงที่จะบังคับให้ดาวฤกษ์เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์

การล่มสลายของดาวยักษ์ดวงหนึ่งเกิดขึ้นอย่างรวดเร็วจนทำให้อุณหภูมิและความดันเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วและเป็นหายนะ ไฮโดรเจนทั้งหมด (และฮีเลียมด้วย) ซึ่งดำรงอยู่อย่างสงบจนถึงขณะนี้ บัดนี้เกิดปฏิกิริยาและทั้งหมดพร้อมกัน ผลที่ได้คือการระเบิดขนาดมหึมา ซึ่งเราสังเกตเห็นจากโลกว่าเป็นซูเปอร์โนวาประเภท 2

พลังงานที่ปล่อยออกมาในกรณีนี้สามารถและเข้าสู่ปฏิกิริยานิวเคลียร์ที่สามารถสร้างนิวเคลียสที่หนักกว่านิวเคลียสของเหล็กได้ การก่อตัวของนิวเคลียสดังกล่าวต้องใช้พลังงานไหลเข้ามา แต่เมื่อถึงจุดสูงสุดของความโกรธแค้นของซูเปอร์โนวา ไม่จำเป็นต้องยืมพลังงาน... นี่คือวิธีที่การก่อตัวของนิวเคลียสเกิดขึ้นจนถึงยูเรเนียมและหนักกว่า มีพลังงานเพียงพอสำหรับการก่อตัวของนิวเคลียสกัมมันตภาพรังสี (เช่น ไม่เสถียร) ซึ่งจะสลายตัวไปตามกาลเวลา

นิวเคลียสหนักเกือบทั้งหมดที่มีอยู่ในจักรวาลก่อตัวขึ้นจากการระเบิดของซูเปอร์โนวาประเภท 2

แน่นอนว่าดาวฤกษ์มวลมากเช่นนี้ซึ่งมีแนวโน้มที่จะสร้างซูเปอร์โนวาประเภท 2 นั้นไม่ใช่เรื่องธรรมดา มีเพียงดาวดวงเดียวในล้านและอาจน้อยกว่านั้นด้วยซ้ำที่มีมวลเพียงพอสำหรับสิ่งนี้ อย่างไรก็ตาม นี่ไม่ใช่กรณีที่หายากอย่างที่เห็นเมื่อเห็นแวบแรก

ดังนั้นจึงมีดาวหลายหมื่นดวงในกาแล็กซีของเราที่อาจกลายเป็นซูเปอร์โนวาประเภท 2

เนื่องจากดาวฤกษ์ขนาดยักษ์สามารถอยู่บนแถบลำดับหลักได้มากที่สุดสองสามล้านปี เราจึงมีสิทธิ์ที่จะสงสัยว่า ทำไมพวกมันจึงไม่ระเบิดและหายไปเมื่อนานมาแล้ว ความจริงก็คือดาวดวงใหม่ก่อตัวอยู่ตลอดเวลา และบางดวงก็เป็นดาวฤกษ์ที่มีมวลมาก ซูเปอร์โนวาประเภท 2 ที่เราสังเกตเห็นในปัจจุบันคือการปะทุของดาวฤกษ์ที่ก่อตัวเมื่อไม่กี่ล้านปีก่อน ซูเปอร์โนวาประเภท 2 ที่จะเกิดขึ้นในอนาคตอันไกลโพ้นจะเป็นการระเบิดของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ที่ไม่มีอยู่ในปัจจุบัน บางทีซูเปอร์โนวาและซุปเปอร์โนวาที่ยิ่งใหญ่กว่าอาจปรากฏขึ้น จนกระทั่งเมื่อไม่นานมานี้ นักดาราศาสตร์แน่ใจว่าดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ถึง 60 เท่าอาจจะไม่มีอยู่จริงเลย เชื่อกันว่าดาวฤกษ์ดังกล่าวจะพัฒนาความร้อนในแกนกลางมากจนระเบิดทันทีแม้จะมีแรงโน้มถ่วงมหาศาลก็ตาม

กล่าวอีกนัยหนึ่ง พวกมันไม่มีทางแม้แต่จะก่อตัวได้

อย่างไรก็ตาม ในช่วงคริสต์ทศวรรษ 1980 เป็นที่ทราบกันดีว่าข้อโต้แย้งเหล่านี้ไม่ได้คำนึงถึงบางแง่มุมของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของไอน์สไตน์ เมื่อคำนึงถึงแง่มุมเหล่านี้ในการคำนวณทางดาราศาสตร์แล้ว ปรากฎว่าดาวฤกษ์ที่มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 100 เท่าของดวงอาทิตย์และ 2,000 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ยังคงมีเสถียรภาพได้ นอกจากนี้ การสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์หลายครั้งยังยืนยันว่ามีดาวฤกษ์มวลมหาศาลดังกล่าวอยู่จริง

โดยธรรมชาติแล้ว ดาวฤกษ์มวลมหาศาลก็ยุบตัวและระเบิดเป็นซุปเปอร์โนวา ซึ่งผลิตพลังงานได้มากกว่าและใช้เวลานานกว่าซุปเปอร์โนวาทั่วไปมาก เห็นได้ชัดว่าเราควรพิจารณาการระเบิดยิ่งยวดเหล่านี้เป็นซุปเปอร์โนวาประเภท 3

ในช่วงเวลาใกล้เคียงกัน V.P. Utrobin นักดาราศาสตร์ชาวโซเวียตตัดสินใจศึกษาบันทึกทางดาราศาสตร์ย้อนหลังเพื่อค้นหาซูเปอร์โนวาที่นั่น ซึ่งจะเป็นซูเปอร์โนวาประเภท 3 ในธรรมชาติ เขาแนะนำว่าซูเปอร์โนวานี้ค้นพบในปี 1901 ในกลุ่มดาวฤกษ์ เพอร์ซีอุส นั่นเป็นเรื่องจริง แทนที่จะไปถึงจุดสูงสุดในเวลาไม่กี่วันหรือหลายสัปดาห์ ซูเปอร์โนวานี้ใช้เวลาหนึ่งปีเต็มกว่าจะถึงความสว่างสูงสุด หลังจากนั้นมันก็จางหายไปอย่างช้าๆ และยังคงมองเห็นได้ต่อไปอีกเก้าปีข้างหน้า

พลังงานทั้งหมดที่ปล่อยออกมานั้นมากกว่าพลังงานของซูเปอร์โนวาธรรมดาถึง 10 เท่า แม้กระทั่งในสมัยของเรา นักดาราศาสตร์ยังคิดว่ามันมหัศจรรย์มาก และพวกเขาก็งงอย่างเห็นได้ชัด

ดาวฤกษ์ที่มีมวลหนักยิ่งยวดดังกล่าวหาได้ยากมาก แต่จำนวนนิวเคลียสหนักที่พวกมันสร้างได้เป็นพันเท่าหรือมากกว่าจำนวนนิวเคลียสที่เกิดจากซุปเปอร์โนวาธรรมดา ซึ่งหมายความว่าการมีส่วนร่วมของนิวเคลียสหนักต่อเมฆก๊าซระหว่างดาวที่สร้างโดยดาวฤกษ์ที่มีน้ำหนักมากยิ่งยวดนั้นมีขนาดใหญ่มาก ในกาแล็กซีของเรา ในระหว่างที่มันดำรงอยู่ เห็นได้ชัดว่ามีการระเบิดของซุปเปอร์โนวาทุกชนิดถึง 300 ล้านครั้ง (และจำนวนที่ใกล้เคียงกันซึ่งปรับตามขนาดที่แตกต่างกันในกันและกัน) และนี่ก็เพียงพอที่จะอธิบายปริมาณสำรองของนิวเคลียสหนักใน ก๊าซระหว่างดวงดาวในชั้นนอก ดาวธรรมดา(และนอกเหนือจากระบบดาวเคราะห์ของเรา - ในดาวเคราะห์ดวงใดก็ได้)

ตอนนี้คุณจะเห็นแล้วว่าโลกเกือบทั้งหมดและเราทุกคนประกอบด้วยอะตอมเกือบทั้งหมดที่ก่อตัวในส่วนลึกของดวงดาว (นอกเหนือจากดวงอาทิตย์) และกระจัดกระจายไปทั่วจักรวาลในช่วงการระเบิดของซูเปอร์โนวาในยุคแรก ๆ เราไม่สามารถชี้ไปที่แต่ละอะตอมและบอกว่าพวกมันเกิดดาวดวงใดและถูกโยนลงไปในอวกาศเมื่อใด แต่เรารู้ว่าพวกมันเกิดบนดาวฤกษ์อันไกลโพ้นบางดวงและมาหาเราเนื่องจากการระเบิดในอดีตอันไกลโพ้น

เราและโลกของเราไม่เพียงมาจากดวงดาวเท่านั้น แต่ยังมาจากดวงดาวที่ระเบิดอีกด้วย เรามาจากซูเปอร์โนวา!

หมายเหตุ:

ส่วนด้านในของแถบรังสีที่อยู่ใกล้โลกมากที่สุดเรียกว่า “แถบแวน อัลเลน” ก่อตัวขึ้นโดยโปรตอนและอิเล็กตรอนที่เกิดจากการสลายตัวของนิวตรอนที่เล็ดลอดออกมาจากชั้นบนของชั้นบรรยากาศของโลก - บันทึก เอ็ด

>ดวงอาทิตย์ทำมาจากอะไร?

หา ดวงอาทิตย์ทำมาจากอะไร: คำอธิบายโครงสร้างและองค์ประกอบของดาวฤกษ์ รายการองค์ประกอบทางเคมี จำนวนและลักษณะของชั้นต่างๆ พร้อมรูปถ่าย แผนภาพ

จากโลก ดวงอาทิตย์ปรากฏเป็นลูกบอลไฟที่เรียบลื่น และก่อนที่ยานอวกาศกาลิเลโอจะค้นพบจุดดับดวงอาทิตย์ นักดาราศาสตร์หลายคนเชื่อว่าดวงอาทิตย์มีรูปร่างที่สมบูรณ์แบบโดยไม่มีข้อบกพร่อง ตอนนี้เรารู้แล้ว พระอาทิตย์ประกอบด้วยจากหลายชั้น เช่น โลก ซึ่งแต่ละชั้นทำหน้าที่ของมันเอง โครงสร้างคล้ายเตาหลอมขนาดใหญ่ของดวงอาทิตย์เป็นแหล่งพลังงานทั้งหมดบนโลกที่จำเป็นสำหรับสิ่งมีชีวิตบนบก

ดวงอาทิตย์ประกอบด้วยธาตุอะไรบ้าง?

หากคุณสามารถแยกดาวฤกษ์ออกจากกันและเปรียบเทียบองค์ประกอบที่เป็นส่วนประกอบได้ คุณจะพบว่าองค์ประกอบดังกล่าวประกอบด้วยไฮโดรเจน 74% และฮีเลียม 24% นอกจากนี้ ดวงอาทิตย์ยังประกอบด้วยออกซิเจน 1% และส่วนที่เหลืออีก 1% เป็นองค์ประกอบทางเคมีของตารางธาตุ เช่น โครเมียม แคลเซียม นีออน คาร์บอน แมกนีเซียม ซัลเฟอร์ ซิลิคอน นิกเกิล เหล็ก นักดาราศาสตร์เชื่อว่าธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมคือโลหะ

องค์ประกอบทั้งหมดของดวงอาทิตย์เกิดขึ้นได้อย่างไร? บิ๊กแบงผลิตไฮโดรเจนและฮีเลียม ในช่วงเริ่มต้นของการก่อตัวของเอกภพ ธาตุแรกคือไฮโดรเจนเกิดขึ้นจากอนุภาคมูลฐาน เนื่องจากอุณหภูมิและความดันสูง สภาพในจักรวาลจึงคล้ายคลึงกับสภาพในแกนกลางของดาวฤกษ์ ต่อมาไฮโดรเจนถูกหลอมรวมเป็นฮีเลียมในขณะที่เอกภพมีอุณหภูมิสูงซึ่งจำเป็นต่อการเกิดปฏิกิริยาฟิวชัน สัดส่วนของไฮโดรเจนและฮีเลียมที่มีอยู่ในเอกภพปัจจุบันพัฒนาขึ้นหลังบิ๊กแบงและยังไม่มีการเปลี่ยนแปลง

องค์ประกอบที่เหลือของดวงอาทิตย์ถูกสร้างขึ้นในดาวดวงอื่น ในแกนกลางของดาว กระบวนการสังเคราะห์ไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมเกิดขึ้นอย่างต่อเนื่อง หลังจากผลิตออกซิเจนทั้งหมดในแกนกลางแล้ว พวกมันจะเปลี่ยนไปใช้นิวเคลียร์ฟิวชันของธาตุที่หนักกว่า เช่น ลิเธียม ออกซิเจน ฮีเลียม โลหะหนักจำนวนมากที่พบในดวงอาทิตย์ก่อตัวขึ้นในดาวดวงอื่นเมื่อสิ้นอายุขัย

ธาตุที่หนักที่สุด ได้แก่ ทองคำและยูเรเนียม ก่อตัวขึ้นเมื่อดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่กว่าดวงอาทิตย์ของเราหลายเท่าจุดชนวน ในเสี้ยววินาทีของการก่อตัวของหลุมดำ ธาตุต่างๆ ชนกันด้วยความเร็วสูงและธาตุที่หนักที่สุดก็ก่อตัวขึ้น การระเบิดทำให้องค์ประกอบเหล่านี้กระจัดกระจายไปทั่วจักรวาล ซึ่งพวกมันช่วยสร้างดาวดวงใหม่

ดวงอาทิตย์ของเราได้รวบรวมองค์ประกอบที่สร้างขึ้นโดยบิ๊กแบง ธาตุจากดาวฤกษ์ที่กำลังจะตาย และอนุภาคที่เกิดจากการระเบิดของดาวดวงใหม่

ดวงอาทิตย์ประกอบด้วยชั้นใดบ้าง?

เมื่อมองแวบแรก ดวงอาทิตย์เป็นเพียงลูกบอลที่ทำจากฮีเลียมและไฮโดรเจน แต่จากการศึกษาเชิงลึกก็ชัดเจนว่าประกอบด้วยชั้นต่างๆ เมื่อเคลื่อนที่เข้าหาแกนกลาง อุณหภูมิและความดันจะเพิ่มขึ้นอันเป็นผลมาจากชั้นที่ถูกสร้างขึ้น เนื่องจากไฮโดรเจนและฮีเลียมมีลักษณะที่แตกต่างกันภายใต้สภาวะที่แตกต่างกัน

แกนแสงอาทิตย์

เรามาเริ่มการเคลื่อนที่ผ่านชั้นต่างๆ จากแกนกลางไปยังชั้นนอกขององค์ประกอบของดวงอาทิตย์กัน ใน ชั้นในแกนกลางของดวงอาทิตย์มีอุณหภูมิและความกดดันที่สูงมาก ซึ่งเอื้อต่อการเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน ดวงอาทิตย์สร้างอะตอมฮีเลียมจากไฮโดรเจน ซึ่งเป็นผลมาจากปฏิกิริยานี้ แสงและความร้อนจึงก่อตัวขึ้นซึ่งไปถึง เป็นที่ยอมรับกันโดยทั่วไปว่าอุณหภูมิบนดวงอาทิตย์อยู่ที่ประมาณ 13,600,000 องศาเคลวิน และความหนาแน่นของแกนกลางนั้นสูงกว่าความหนาแน่นของน้ำถึง 150 เท่า

นักวิทยาศาสตร์และนักดาราศาสตร์เชื่อว่าแกนกลางของดวงอาทิตย์มีความยาวประมาณ 20% ของรัศมีดวงอาทิตย์ และภายในแกนกลาง อุณหภูมิและความดันสูงทำให้อะตอมไฮโดรเจนแตกตัวออกเป็นโปรตอน นิวตรอน และอิเล็กตรอน ดวงอาทิตย์แปลงพวกมันให้เป็นอะตอมฮีเลียม แม้ว่าพวกมันจะมีสถานะลอยตัวอย่างอิสระก็ตาม

ปฏิกิริยานี้เรียกว่าคายความร้อน เมื่อเกิดปฏิกิริยานี้ก็จะปล่อยออกมา จำนวนมากความร้อนเท่ากับ 389 x 10 31 J. ต่อวินาที

โซนรังสีของดวงอาทิตย์

โซนนี้มีต้นกำเนิดที่ขอบเขตแกนกลาง (20% ของรัศมีดวงอาทิตย์) และยาวได้ถึง 70% ของรัศมีดวงอาทิตย์ ภายในโซนนี้มีสสารแสงอาทิตย์ซึ่งในองค์ประกอบของมันค่อนข้างหนาแน่นและร้อนดังนั้นการแผ่รังสีความร้อนจึงผ่านเข้าไปได้โดยไม่สูญเสียความร้อน

ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันเกิดขึ้นภายในแกนสุริยะ - การสร้างอะตอมฮีเลียมอันเป็นผลมาจากการรวมตัวของโปรตอน ปฏิกิริยานี้ก่อให้เกิดรังสีแกมมาปริมาณมาก ในกระบวนการนี้ โฟตอนของพลังงานจะถูกปล่อยออกมา จากนั้นจะถูกดูดซับในโซนรังสีและปล่อยออกมาอีกครั้งโดยอนุภาคต่างๆ

วิถีการเคลื่อนที่ของโฟตอนมักเรียกว่า "การเดินสุ่ม" แทนที่จะเคลื่อนที่เป็นเส้นตรงไปยังพื้นผิวดวงอาทิตย์ โฟตอนจะเคลื่อนที่ในรูปแบบซิกแซก เป็นผลให้แต่ละโฟตอนใช้เวลาประมาณ 200,000 ปีในการเอาชนะเขตรังสีของดวงอาทิตย์ เมื่อเคลื่อนที่จากอนุภาคหนึ่งไปยังอีกอนุภาคหนึ่ง โฟตอนจะสูญเสียพลังงาน ซึ่งเป็นสิ่งที่ดีสำหรับโลก เพราะเราสามารถรับได้เฉพาะรังสีแกมมาที่มาจากดวงอาทิตย์เท่านั้น โฟตอนเข้าสู่อวกาศต้องใช้เวลา 8 นาทีในการเดินทางไปยังโลก

ดาวฤกษ์จำนวนมากมีเขตการแผ่รังสี และขนาดของมันขึ้นอยู่กับขนาดของดาวฤกษ์โดยตรง ยิ่งดาวฤกษ์มีขนาดเล็ก โซนก็จะยิ่งเล็กลง ซึ่งส่วนใหญ่จะถูกครอบครองโดยเขตการพาความร้อน ดาวฤกษ์ที่เล็กที่สุดอาจขาดเขตการแผ่รังสี และเขตการพาความร้อนจะไปถึงระยะห่างถึงแกนกลาง สำหรับดาวฤกษ์ที่ใหญ่ที่สุด สถานการณ์จะตรงกันข้าม คือเขตการแผ่รังสีขยายไปถึงพื้นผิว

โซนการพาความร้อน

โซนการพาความร้อนอยู่นอกโซนการแผ่รังสี ซึ่งความร้อนภายในของดวงอาทิตย์ไหลผ่านคอลัมน์ก๊าซร้อน

ดาวฤกษ์เกือบทั้งหมดมีโซนดังกล่าว สำหรับดวงอาทิตย์ของเรา มันขยายจากรัศมี 70% ของดวงอาทิตย์ไปยังพื้นผิว (โฟโตสเฟียร์) ก๊าซในส่วนลึกของดาวฤกษ์ใกล้กับแกนกลางจะร้อนขึ้นและลอยขึ้นสู่พื้นผิวเหมือนฟองขี้ผึ้งในตะเกียง เมื่อไปถึงพื้นผิวดาวฤกษ์ การสูญเสียความร้อนจะเกิดขึ้น เมื่อมันเย็นลง ก๊าซจะจมกลับเข้าหาศูนย์กลางและนำพลังงานความร้อนกลับคืนมา ตัวอย่างเช่น คุณสามารถนำกระทะที่มีน้ำเดือดมาตั้งไฟได้

พื้นผิวของดวงอาทิตย์เป็นเหมือนดินร่วน ความผิดปกติเหล่านี้คือคอลัมน์ของก๊าซร้อนที่พาความร้อนไปยังพื้นผิวดวงอาทิตย์ ความกว้างถึง 1,000 กม. และเวลากระจายถึง 8-20 นาที

นักดาราศาสตร์เชื่อว่าดาวฤกษ์มวลน้อย เช่น ดาวแคระแดง มีเพียงเขตการพาความร้อนที่ขยายไปถึงแกนกลางเท่านั้น พวกเขาไม่มีเขตการแผ่รังสีซึ่งไม่สามารถพูดถึงดวงอาทิตย์ได้

โฟโตสเฟียร์

ดวงอาทิตย์เพียงชั้นเดียวที่มองเห็นจากโลกคือ ใต้ชั้นนี้ ดวงอาทิตย์จะทึบแสง และนักดาราศาสตร์ใช้วิธีการอื่นเพื่อศึกษาภายในดาวฤกษ์ของเรา อุณหภูมิพื้นผิวสูงถึง 6,000 เคลวิน และเรืองแสงสีเหลือง-ขาว ซึ่งมองเห็นได้จากโลก

บรรยากาศของดวงอาทิตย์ตั้งอยู่ด้านหลังโฟโตสเฟียร์ ส่วนของดวงอาทิตย์ที่มองเห็นได้ในช่วงสุริยุปราคาเรียกว่า

โครงสร้างของดวงอาทิตย์ในแผนภาพ

NASA ได้พัฒนาความต้องการด้านการศึกษาเป็นพิเศษ โดยแสดงแผนผังของโครงสร้างและองค์ประกอบของดวงอาทิตย์ โดยระบุอุณหภูมิสำหรับแต่ละชั้น:

• (รังสีที่มองเห็นได้, รังสีอินฟราเรด และรังสียูวี) ได้แก่ รังสีที่มองเห็น รังสีอินฟราเรด และรังสีอัลตราไวโอเลต รังสีที่มองเห็นคือแสงที่เราเห็นมาจากดวงอาทิตย์ รังสีอินฟราเรดคือความร้อนที่เรารู้สึก รังสีอัลตราไวโอเลตคือรังสีที่ทำให้เรามีผิวสีแทน ดวงอาทิตย์ผลิตรังสีเหล่านี้พร้อมกัน
• (โฟโตสเฟียร์ 6000 K) – โฟโตสเฟียร์เป็นชั้นบนของดวงอาทิตย์ซึ่งเป็นพื้นผิว อุณหภูมิ 6,000 เคลวิน เท่ากับ 5,700 องศาเซลเซียส
• การปล่อยคลื่นวิทยุ - นอกเหนือจากรังสีที่มองเห็น รังสีอินฟราเรด และรังสีอัลตราไวโอเลตแล้ว ดวงอาทิตย์ยังปล่อยรังสีวิทยุ ซึ่งนักดาราศาสตร์ได้ค้นพบโดยใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุ การปล่อยก๊าซเรือนกระจกนี้จะเพิ่มขึ้นและลดลง ขึ้นอยู่กับจำนวนจุดดับ
• Coronal Hole - เป็นสถานที่บนดวงอาทิตย์ที่โคโรนามีความหนาแน่นของพลาสมาต่ำ ส่งผลให้มีสีเข้มขึ้นและเย็นลง
• 2100000 K (2100000 เคลวิน) – เขตการแผ่รังสีของดวงอาทิตย์มีอุณหภูมิเท่านี้
• โซนการพาความร้อน/การพาความร้อนแบบปั่นป่วน (ทรานส์ โซนการพาความร้อน/การพาความร้อนแบบปั่นป่วน) – สิ่งเหล่านี้คือสถานที่บนดวงอาทิตย์ที่พลังงานความร้อนของแกนกลางถูกถ่ายโอนโดยการพาความร้อน คอลัมน์พลาสมาขึ้นถึงพื้นผิว สูญเสียความร้อน และรีบลงไปเพื่อให้ความร้อนเพิ่มขึ้นอีกครั้ง
• วงโคโรนัล (trans. Coronal loops) เป็นวงที่ประกอบด้วยพลาสมาในชั้นบรรยากาศสุริยะ เคลื่อนที่ไปตามเส้นแม่เหล็ก ดูเหมือนซุ้มโค้งขนาดใหญ่ที่ทอดยาวจากพื้นผิวเป็นระยะทางนับหมื่นกิโลเมตร
• แกนกลาง (trans. Core) คือหัวใจสุริยะที่เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันด้วยความช่วยเหลือ อุณหภูมิสูงและแรงกดดัน พลังงานแสงอาทิตย์ทั้งหมดมาจากแกนกลาง
• 14,500,000 K (ต่อ 14,500,000 เคลวิน) – อุณหภูมิของแกนสุริยะ
• Radiative Zone (เขตทรานส์รังสี) - ชั้นของดวงอาทิตย์ที่พลังงานถูกส่งโดยใช้รังสี โฟตอนเอาชนะโซนรังสีที่เกิน 200,000 และออกสู่อวกาศ
• นิวตริโน (ทรานส์ นิวตริโน) เป็นอนุภาคขนาดเล็กที่ละเลยซึ่งเล็ดลอดออกมาจากดวงอาทิตย์อันเป็นผลมาจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน นิวตริโนหลายแสนตัวผ่านร่างกายมนุษย์ทุก ๆ วินาที แต่พวกมันไม่ก่อให้เกิดอันตรายใด ๆ แก่เรา เราไม่รู้สึกถึงพวกมัน
• Chromospheric Flare (แปลว่า Chromospheric Flare) - สนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์ของเราสามารถบิดตัวแล้วแตกออกเป็นหลายรูปแบบในทันที ผลจากการแตกของสนามแม่เหล็ก ทำให้เกิดแสงแฟลร์รังสีเอกซ์อันทรงพลังปรากฏขึ้นจากพื้นผิวดวงอาทิตย์
• วงสนามแม่เหล็ก - สนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์อยู่เหนือโฟโตสเฟียร์ และมองเห็นได้เมื่อพลาสมาร้อนเคลื่อนที่ไปตามเส้นแม่เหล็กในชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์
• จุด – จุดบนดวงอาทิตย์ (จุดบนดวงอาทิตย์) – คือสถานที่บนพื้นผิวดวงอาทิตย์ซึ่งมีสนามแม่เหล็กผ่านพื้นผิวดวงอาทิตย์ และมีอุณหภูมิต่ำกว่า ซึ่งมักจะอยู่ในรูปของวงรอบ
• อนุภาคพลังงาน (ทรานส์ อนุภาคพลังงาน) - พวกมันมาจากพื้นผิวดวงอาทิตย์ ส่งผลให้เกิดลมสุริยะ ในพายุสุริยะจะมีความเร็วถึงความเร็วแสง
• รังสีเอกซ์ (แปลว่ารังสีเอกซ์) เป็นรังสีที่มองไม่เห็นด้วยตามนุษย์ซึ่งเกิดขึ้นระหว่างเปลวสุริยะ
• จุดสว่างและบริเวณแม่เหล็กอายุสั้น (ทรานส์ จุดสว่างและบริเวณแม่เหล็กอายุสั้น) - เนื่องจากความแตกต่างของอุณหภูมิ จุดสว่างและสลัวจึงปรากฏบนพื้นผิวดวงอาทิตย์