Cunoasterea atomului si a teoriei nucleare a permis astrofizicienilor sa deduca de unde provine energia stelelor. Cantitatile uriase de energie generate de stele se datoreaza reactiilor de fuziune nucleara ce au loc adanc in interiorul lor. Folosind ipotezele fizice si datele observationale, poate fi creat un model interior al unei stele, care descrie modul in care energia este transportata de la aceasta in spatiu. Inainte ca astrofizicienii sa deduca faptul ca soarele si celelalte stele stralucesc datorita energiei nucleare, au fost prezentate alte teorii pentru a explica productia uriasa de energie a acestora. Sursa energiei soarelui nu putea fi chimica, deoarece in cazul in care acesta ar fi fost compus din carbune, de exemplu, care produce caldura si lumina din energia chimica, atunci el ar fi rezistat doar aproximativ 300 de ani.
La mijlocul anilor 1800, doi fizicieni (Lord Kelvin si Hermann von Helmholtz) au prezentat ideea ca greutatea uriasa a straturilor exterioare ale soarelui ar trebui sa determine contractarea treptata a acestuia. Pe masura ce se intampla acest lucru, gazele din interiorul soarelui se comprima, iar cand un gaz este comprimat, temperatura sa creste. Kelvin si Helmholtz au sustinut ca aceasta contractie gravitationala ar determina incalzirea gazelor intr-atat incat sa radieze energie termica in spatiu. Acest proces, numit contractia Kelvin-Helmholtz, se intampla de fapt in faza de protostea a formarii stelelor.
Cu toate acestea, contractia Kelvin-Helmholtz nu poate fi sursa principala de energie a stelelor, deoarece, in cazul soarelui, calculele arata ca pentru a produce luminozitatea pe care o vedem astazi, acesta ar fi trebuit sa se contracteze pornind de la o dimensiune mai mare decat orbita Pamantului, acum 25 de milioane de ani. Un indiciu legat de sursa energiei stelare a fost oferit de Albert Einstein. In anul 1905, in timp ce isi dezvolta teoria speciala a relativitatii, Einstein a aratat ca masa poate fi transformata in energie, si invers. Aceste cantitati sunt legate de relatia masa-energie (E=mc2, unde E este energia eliberata in jouli de la conversia masei m in kilograme, iar c este viteza luminii). Pentru a intelege modul in care stelele stralucesc, trebuie sa examinam structura atomului si, in special, proprietatile nucleului.
Atomul nuclear – fuziunea si fisiunea nucleara
Pentru ca nucleele sa fie stabile trebuie sa existe o forta nucleara puternica intre nucleoni, care sa poata depasi repulsia Coulomb a protonilor. Sa presupunem ca asamblam un nucleu de neutroni N si protoni Z. Va exista o crestere in energia electrica potentiala din cauza fortelor electrostatice dintre protoni, care incearca sa impinga nucleul in afara, dar exista o scadere mai mare de energie potentiala datorita fortei nucleare puternice care actioneaza intre nucleoni si ii atrage unii catre altii. Drept consecinta, nucleul are o scadere neta generala in energia sa potentiala. Aceasta scadere in energia potentiala se numeste energie nucleara de legatura, iar scaderea pe nucleon este numita energia de legatura pe nucleon. Prin urmare, pierderea acestei energii este, prin relatia masa-energie, echivalenta cu pierderea de masa numita defect de masa.
Cum este eliberata energia in stele? Exista doua procese care pot elibera energia din nucleul unui atom. Acestea sunt fuziunea si fisiunea nucleara. In fisiunea nucleara, un nucleu masiv (de exemplu, uraniu) se desparte in doua pentru a forma doua nuclee mai usoare cu mase aproximativ egale. Cand se intampla acest lucru, se pierde masa si se elibereaza energie. Fisiunea nucleara este responsabila pentru eliberarea energiei in reactoarele nucleare si bombele atomice.
In fuziunea nucleara, energia este eliberata atunci cand doua nuclee de lumina fuzioneaza pentru a forma un nucleu mai greu. Fuziunea nucleara este sursa principala de energie a stelelor, iar aceasta poate avea loc daca nucleele au suficienta energie cinetica pentru a putea depasi repulsia reciproca, pentru a fi capturate de forta nucleara puternica si a ramane impreuna. In formarea stelelor, energia cinetica necesara provine din conversia energiei gravitationale in energie termica prin contractia Kelvin-Helmholtz. In cazul stelelor ca soarele nostru, fuziunea poate avea loc atunci cand temperatura norului contractant ajunge la aproximativ 8 milioane de grade Kelvin. Din cauza acestor temperaturi ridicate, necesare pentru a oferi protonilor suficienta energie cinetica, reactiile nucleare din interiorul stelelor mai sunt numite si reactii de fuziune termonucleara.
Fuziunea nucleelor de hidrogen, prin reactii de fuziune termonucleara cu o eliberare de energie de legatura, este principala sursa de generare a energiei in stele. Acesta este un proces foarte important in astrofizica stelelor si este numit “arderea hidrogenului”. Hidrogenul este transformat in heliu, iar energia de legatura care este eliberata este responsabila pentru productia enorma de energie a stelelor. Un nucleu de hidrogen consta intr-un singur proton, in timp ce nucleele de heliu au doi protoni si doi neutroni. Desi procesul de fuziune implica mai multe stadii, acesta poate fi rezumat prin formula 4H (4 atomi de hidrogen) = He (heliu) + eliberare de energie.
Transportul energiei la suprafata
Cum ajunge la suprafata energia produsa de arderea hidrogenului in interior? Energia termica este transportata de trei procese: conductie, convectie si radiatie. Caldura este condusa prin coliziunea atomilor sau moleculelor cu cele care au mai multa energie cinetica, transferand o parte din acea energie. Prin utilizarea unor modele teoretice, astrofizicienii au descoperit ca, in interiorul soarelui, conditiile nu favorizeaza conductia ca proces eficient de transportare a energiei, in special datorita faptului ca materialul stelar nu este foarte dens (exceptie facand stelele mai dense, cum ar fi piticele albe).
In cazul soarelui, transportul energiei se realizeaza in special prin convectie si difuzie radiativa. Convectia are loc in soare atunci cand gazele fierbinti se ridica la suprafata, iar gazele mai reci se scufunda in interiorul soarelui. Drept rezultat, apar curentii de circulatie prin care este transportata energia termica din interior catre straturile exterioare ale soarelui. In difuzia radiativa, fotonii sunt absorbiti si emisi din nou atunci cand interactioneaza cu atomii si electronii din interiorul soarelui. Acesti fotoni se misca spre straturile exterioare mai reci, de unde evadeaza in spatiu. Migratia fotonilor catre suprafata soarelui poate dura zeci de mii de ani, iar in acest mod fotonii transporta energie din interiorul soarelui catre exterior.
