Reacții nucleare în stele - Astronomie și astrofizică
Primii pași în studiul teoretic al stelelor au fost făcuți la începutul secolului al XX-lea de germanul Karl Schwarzschild și britanicul Arthur Eddington. Schwarzschild a aplicat legile fizicii unei bile de gaz pentru a ajunge la prima descriere matematică a unei stele. Puțin mai târziu, Eddington a finalizat această lucrare luând în considerare procesele neglijate de Schwarzschild. În special, el a reușit să arate că trebuie să existe o relație între masă și luminozitatea unei stele obișnuite, care a fost verificată ulterior prin observații.
Sursa de energie a stelelor
Aceste modele cu greu ar putea intra în mai multe detalii, deoarece la momentul respectiv lipseau informații esențiale: sursa de energie a stelelor. Într-adevăr, pentru a nu se prăbuși sub propria greutate și a continua să strălucească, stelele au avut nevoie de multă energie. Dar de unde a venit ?
Prima ipoteză a fost o origine chimică. Poate că Soarele ardea ca o grămadă de lemne? Calculele au arătat că acest lucru era imposibil. Chiar și având în vedere combustibili excelenți, estimările teoretice ale duratei de viață a Soarelui au fost de doar câteva mii sau zeci de mii de ani, mult mai puțin decât era necesar.
La sfârșitul secolului al XIX-lea, o altă posibilitate a fost propusă de lordul britanic Kelvin și de germanul Herman von Helmholtz. Poate că Soarele s-a contractat treptat și și-a transformat energia gravitațională în căldură? Dar durata de viață calculată din contracția Kelvin-Helmholtz a fost doar de ordinul a câteva zeci de milioane de ani, deci încă prea scurtă.
Sursa de energie a Soarelui a rămas un mister până la începutul anilor 1930, când natura sa a fost în cele din urmă dezvăluită: reacțiile nucleare care au loc în centrul stelei noastre.
Reacții nucleare în stele
Materia obișnuită este alcătuită din entități microscopice numite atomi. În centrul fiecărui atom se află un nucleu, o colecție de particule numite protoni și neutroni. Nucleul este foarte compact, de aproximativ 100.000 de ori mai mic decât atomul în sine.