Pentru a străluci, o stea trebuie să fie fierbinte și are nevoie de energie pentru a sta fierbinte. La jumătatea secolului 19, doi fizicieni Kelvin și Helmholtz au sugerat faptul că Soarele s-ar putea prăbuși sub propria greutate dacă gazele din interior s-ar încălzi foarte mult. Deși acest proces chiar se întâmplă în norii proto-stelari, nu are mare succes în întreținerea unei stele. Calculele au arătat faptul că în urmă cu 25 de milioane de ani, pentru o asemenea ipoteză, Soarele ar fi trebuit să fie de dimensiunea orbitei planetei noastre. Soluția a venit de la Einstein, care a stabilit o relație de echivalență între masă și energie, faimoasa formulă E=mc².
Atomul și reacțiile nucleare
Pentru ca nucleul unui atom să fie stabil, trebuie să exercite o forță mai mare decât repulsia electrostatică dintre protonii care-l alcătuiesc. Cu cât nucleul este mai greu, cu atât este mai slabă energia sa potențială, din pricina acestei forțe. Pierderea energiei potențiale se numește „binding energy”, și corespunde prin echivalență unei pierderi totale de masă. Asta înseamnă că un nucleu este mai ușor decât suma particulelor sale, dacă acestea ar fi izolate.
În imaginea de mai sus, este reprezentată binding energy pentru nucleoni, în funcție de numărul acestor nucleoni din nucleu. Cu cât energia este mai puternică (la fier Z= 56), cu atât elementul este mai stabil. Dacă ne uităm în stânga curbei, avem elementele ușoare care se pot combina între ele până la fier, cedând o parte din această energie. Elementele grele nu se pot combina, se pot doar sparge în elemente mai ușoare prin intermediul mecanismului numit fisiune.
Elementul principal al stelelor este hidrogenul, astfel, sursa de energie ia naștere din fuziunea lui cu heliu (cel puțin în faza incipientă a stelei). Formula este: 4 H–> He + energy. Soarele radiază o energie luminoasă de 4×1026 Watti, echivalentul a 4 milioane de tone de masă pierdută. Pentru a menține această luminozitate, trebuie să ardă 600 de milioane de tone de hidrogen / secundă.
Lanțul proton – proton
Pentru a obține această conversie, cel mai simplă cale este lanțul proton – proton. Doi nuclei de hidrogen (protoni) se unesc, iar rezultatul este un nucleu numit deuteriu, un positron și un neutrino. Acest deuteriu se unește cu un alt proton și dă naștere nucleului helium3, eliberând un foton gama asociat cu energia. În final, 2 x helium3 se unesc pentru a obține un nucleu heliu4 și 2 protoni.
Ciclul CNO
Metoda numărul 2 de obținere a transformării hidrogenului în heliu se numește ciclul CNO, CNO vine de la Carbon, Nitrogen, Oxigen. Această reacție este mult mai complexă, are 6 etape principale:
- Un nucleu de carbon se unește cu un proton. Rezultă un nucleu nitrogen13 și un proton energetic gamma.
- Nucleul de nitrogen este instabil și se sparge spontan în nucleu carbon13, un pozitron, un neutrino, la intervale de 10 minute.
- Nucleul carbon13 se unește cu un alt proton și apare nucleul nitrogen 14și un alt foton gamma.
- Prin uniunea cu un alt proton, apare și un nucleu oxigen18 alături de un foton
- La fel ca nitrogen13, oxigen 18 se sparge și eliberează un pozitron și un neutrino
- În final, nucleul nitrogen15 rezultat se unește cu un proton și rezultă un nucleu din carbon și un nucleu de heliu.
