33-4 Vlastnosti hmoty vo vnútri Slnka

33-4 Vlastnosti hmoty vo vnútri Slnka

Bezprostredné pozorovania Slnka sa obmedzuje na pozorovanie fotosféry: pozorovateľné svetlo (a tým nemienime len viditeľnú oblasť, ale celé spektrum elektromagnetického žiarenia) nedokáže preniknúť do väčších hĺbok a nie je schopné odtiaľ ani uniknúť, aby niesla informáciu o vnútrajšku Slnka. O  neutrínach sme síce povedali, že toho schopné sú vďaka ich neochote interagovať s hmotou, ale práve táto vlastnosť nám bráni v tom, aby sme ich detegovali, a ich pomocou boli schopní zobraziť napríklad jadro Slnka – aspoň to je stav dnes.

Napriek tomu o jadre Slnka vieme viac, než o jadre Zeme, a to Zem máme pod vlastnými nohami, kým Slnko je od nás na 150 miliónov kilometrov! Tento prekvapivý fakt súvisí s tým, že v prípade oboch nebeských telies dospievame k  určitým záverom na základe konkrétnych teoretických úvah, a k tomu musíme poznať fyzikálne vlastnosti látok pri daných fyzikálnych podmienkach prevládajúcich v  ich vnútrajšku. V prípade Zeme hovoríme o roztavených horninách pri extrémnych tlakoch, ktoré v laboratóriách sme schopní vytvoriť len výnimočne (ako napríklad pri určení teploty na rozhraní vnútorného a vonkajšieho jadra – čo sme spomínali v geofyzike). Vlastnosti látok za takých podmienok dokážeme skúmať len vo veľmi malých objemoch. Teoretické úvahy sú schopné správne predpovedať procesy len vtedy, ak vychádzajú zo správnych predpokladov a tie nie vždy poznáme – teória kvapalného stavu látok, ako sme už spomínali dávnejšie, je mimoriadne náročná na modelovanie. Na základe toho by sme mohli povedať, že v  strede Slnka, kde je teplota výrazne vyššia a je výrazne vyšší aj tlak, je situácia ešte menej zvládnuteľná ako v prípade Zeme. Prekvapivo tomu tak nie je! Práve naopak: o vlastnostiach hmoty v strede Slnka, kde je desivo vysoká teplota – pri dnešných znalostiach štruktúry atómov – vieme urobiť spoľahlivejšie závery. Príčinou je, že pri podmienkach vládnucich v strede Slnka molekuly obyčajnej hmoty sa úplne rozložia na svoje časti, v podstate na jadrá atómov a elektróny.

Aby sme pochopili na čo myslíme, predstavme si pohár vody. Vodu budeme postupne zahrievať na vyššiu a vyššiu teplotu. Pri izbovej teplote máme čo do činenia so zložitou štruktúrou: molekuly vody skladajúce sa z atómov vodíka a kyslíka vytvárajú „elementárne“ molekuly H2O, ktoré sa vzájomne spájajú do dlhého reťazca „skutočnej“ molekuly kvapalnej vody pomocou vodíkových väzieb z približne 150 „elementárnych“ molekúl, ako polymér³ (pri teplote okolo 25 °C). Keby toho nebolo dosť, medzi vlastnými časťami „polyméru“ aj inými „polymérnymi“ molekulami vody pôsobí aj medzimolekulárna príťažlivá sila. Zvyšujúcou sa teplotou reťazce sa skracujú a zväčšujú sa aj vzdialenosti medzi molekulami, čo dokazuje klesajúca hustota vody pri zvyšovaní jej teploty. Vodíkové väzby v reťazcoch (ktoré sa postupne rozpadajú zvyšovaním teploty), i slabnúce kohézne sily vyžadujú energiu a dostávame odpoveď na otázku, prečo je merná tepelná kapacita vody tak prekvapivo vysoká. Nakoniec, pri vare zaniknú kohézne sily aj zvyšné vodíkové väzby, čo znova vysvetľuje, prečo je potrebné tak obrovské množstvo tepla k odpareniu jedného kilogramu vriacej vody (okolo 2,2 MJ – to je 5-krát viac energie, než je treba k zohriatiu kvapalnej vody z 0 ° na 100 °C). Keď už vznikla vodná para „elementárne“ molekuly H2O letia voľne v priestore a len zriedkakedy sa medzi sebou zrazia. Teraz už chápeme, že prečo umožňuje klasický zákon plynov popis fyzikálnych vlastnosti, a prečo je tak náročné popísať kvapalnú vodu. Situácia je teda už lepšia, ale vysvetliť vlastnosti „elementárnych“ molekúl (ako ich absorpčné spektrum) je stále veľmi zložité, skoro tak zložité ako popísať absorpčné spektrum v prípade kvapalnej vody. Ak budeme teplotu zvyšovať ďalej, kinetická energia jednotlivých molekúl sa zvýši tak, že pri zrážke sa oddelia atómy vodíka od atómu kyslíka (termická disociácia)⁴ Ďalším zvyšovaním teploty zrážky zbavujú atómy ich elektrónov. Pri teplote okolo 6000 K väčšina atómov vodíka sa už rozpadla na protóny a elektróny, atómy kyslíka stratili 2 až 3 elektróny zo svojho elektrónového obalu. Pri tak vysokej teplote, aká vládne v strede Slnka, aj atóm kyslíka (podobne ako aj ostatné ťažšie prvky) prídu o elektróny svojho elektrónového obalu, a tak sa dostaneme k zmesi, v ktorej elektróny a holé jadrá atómov vykonávajú intenzívny tepelný pohyb. Táto zmes je plazma.

Tento stav už veľmi zjednodušil situáciu, lebo nezávisle na hustote môžeme hmotu Slnka v jeho jadre považovať za ideálny plyn. Videli sme, že ideálny plyn sa dal charakterizovať tým, že jednotlivé častice boli výrazne menšie, než vzdialenosti medzi nimi. Kým hmota pozostáva z atómov (ich priemer je okolo 10−10 m) a o niečo väčších molekúl, musíme ich naukladať tesne vedľa seba, aby sme dosiahli hustotu bežných látok ako voda. Pokiaľ sa však atómy rozpadli na elektróny a jadrá, ktorých priemer je okolo 10−15 m, potom je situácia úplne iná, a vlastnosti ideálneho plynu sa zachovajú aj pri výrazne vyšších hustotách hmoty. Ak by sme plazmu chceli stlačiť až natoľko, aby sa nechoval ako ideálny plyn, museli by sme ich natlačiť až na seba, čím by sa hustota priblížila k hustote jadra atómu – aby sme použili príklad z  astronómie – k hustote neutrónovej hviezdy. Vtedy by jej hustota už bola okolo 1015 g/cm3. Hustota hmoty v strede jadra Slnka je okolo 150 g/cm3, 150-násobok hustoty vody (14-násobok hustoty olova). To je ďaleko od hustoty neutrónovej hviezdy, a bezpečne môžeme používať zákony platné pre ideálny plyn.

Ak poznáme fyzikálne podmienky na povrchu Slnka (teplota, hustota a pod.) a zákony podľa ktorých sa správa ich jednoduchý plynný vnútrajšok, potom krok za krokom vieme vypočítať, ako sa menia tieto fyzikálne podmienky (teplota, hustota, tlak a pod.) od povrchu až po stred Slnka. Takéto výpočty vykonal najprv slávny anglický astronóm Arthur Eddington. Dnešné výpočty už používajú detailnejšie modely, ktoré počítajú aj s javmi konvekcie a ďalšími, a z nich vieme, že teplota v strede Slnka je okolo 15 × 106 K.