Zdroje energie hvězd, vznik prvků

Základním problémem výzkumů stavby nitra hvězd ve dvacátých a třicátých létech 20. století bylo určení zdrojů energie hvězd. Správně bylo předpokládáno, že energie je uvolňována při termonukleárních reakcích, ale přesný průběh reakcí znám nebyl. Po zamítnutí nesprávných hypotéz předpokládajících, že hvězdy při vývoji výrazně ztrácejí hmotnost byla navržena za základní zdroj energie přeměna prvků.

Koncem dvacátých roků bylo dokázáno, že v centrálních oblastech Slunce jsou teploty dostatečně vysoké, aby zde mohly probíhat termonukleární reakce. Německý fyzik Fritz Georg Houtermans (1903 - 1966) a anglický fyzik působící v Göttingenu Robert d'Escourt Atkinson (1898 - 1982) aplikovali teorii tunelového jevu na termonukleární reakce, provedli výpočet reakcí mezi rozdílnými prvky za fyzikálních podmínek existujících v nitru hvězd. V publikaci Zur Frage der Aufbaumöglichkeit der Elemente in Sternem česky K otázce možného vzniku prvků ve hvězdách dokázali, že při teplotách řádově 20 mil. stupňů mohou probíhat termonukleární reakce, protony pronikat do jader lehkých prvků (lithia, dusíku). Propočítali mimo jiné i výšku potenciálové bariéry a pravděpodobnost průchodu protonů.

V letech 1937 - 1940 ruský fyzik žijící od roku 1934 v USA Georgij Antonovič Gamov - George Gamow (1904 - 1968) rozpracoval ucelenou teorii vývoje hvězd založenou na termonukleárních reakcích. Kvantitativní teorie termonukleárních zdrojů hvězdné energie, především CNO cyklu, byla publikována roku 1937 německými fyziky Carlem Friedrichem Freiherrem von Weizsäckerem (1912 - 2007) a Hansem Albrechtem Bethem (1906 - 2005) žijícím v USA.

Původní myšlenka uskutečnění protonových reakcí pochází z roku 1938 a jejím autorem byl americký fyzik Charles Louis Critchfield (1910 - 1994). Konkrétní průběh reakcí p-p řetězce byl objeven až počátkem padesátých let americkým astrofyzikem estonského původu Isadore Epsteinem (1919 - 1995) a americkým astrofyzikem Johnem Beverly Okem (1928 - 2004).

Roku 1952 původem rakouský fyzik později žijící v USA Edwin Ernest Salpeter (1924) vyložil reakci 3 ${\alpha}$ , která probíhá v nitrech hvězd ve stadiích vývoje po opuštění hlavní posloupnosti.

V Severním Irsku působící původem estonský astronom Ernst Julius Öpik (1893 - 1985) v roce 1938 objasnil pomocí nárůstu centrální teploty přechod hvězd z hlavní posloupnosti do oblasti červených obrů.

Martin Schwarzschild

Další výklad vývoje hvězd je spojen se jménem amerického astrofyzika německého původu Martina Schwarzschilda (1912 - 1997). V padesátých létech za spolupráce astrofyzika estonského původu Richarda Härma (1906 - 1996) propočítal modely červených obrů, hvězd s nestejnorodým chemickým složením, charakteristickým pro pozdní vývojová stadia. Společně se Sandagem vyložil odchod hvězd z hlavní posloupnosti do oblasti obrů prostřednictvím modelu vodíkového slupkového zdroje a izotermického jádra, které se smršťuje. Svoji teorii vývoje hvězd Schwarzschild shrnul roku 1958 v knize Structure and Evolution of the Stars, česky Stavba a vývoj hvězd. V průběhu šedesátých let byly výpočty upřesněny při použití tabulek opacit propočítaných americkým astrofyzikem Arthurem Nelsonem Coxem (1927) pro podmínky v nitru hvězd.

Roku 1959 uveřejnil americký astrofyzik Louis George Henyey (1910 - 1970) výpočetní metodu pro řešení rovnic stavby hvězd, nyní nazývanou na jeho počest Henyeyho metoda, která je vhodná pro počítače a aplikovatelná pro široký rozsah fyzikálních podmínek v nitru hvězd v průběhu jejich vývoje.

Japonský astrofyzik Chushiro Hayashi (1920) publikoval v roce 1961 výpočty vývoje hvězd při příchodu na hlavní posloupnost, za předpokladu uplatnění konvekce v jejich nitru.

Na Gamovovu teorii vzniku chemických prvků z konce čtyřicátých roku navázali americký astrofyzik William Alfred Fowler (1911 - 1995) a angličtí astrofyzici Fred Hoyle (1915 - 2001), Eleanor Margaret Peachey Burbidge (1919) a Geoffrey Donald Burbidge (1925), kteří vytvořili ucelenou teorii o původu chemických prvků ve vesmíru. Shrnutím je práce Synthesis of the Elements in Stars česky Syntéza prvků ve hvězdách v roce 1957. V ní vyložili vznik prvků až po železo při termonukleárních reakcích a dokázali, že vznik těžších prvků než železo probíhá při reakcích neutronů s jádry skupiny železa.

V těsné návaznosti na poznatky moderní atomové fyziky se rozvíjel výzkum supernov. V roce 1919 švédský astrofyzik Knut Lundmark (1889 - 1958) vyslovil myšlenku o možných explozích supernov v Galaxii, k čemuž dospěl studiem záznamů historických supernov. Švýcarský astronom Fritz Zwicky (1898 - 1974) a Walter Baade, oba žijící v USA, navrhli ideu o vzniku neutronových hvězd při explozích supernov.

Schéma vzniku a vývoje astrofyziky

J. Fraunhofer (1787 - 1826) čárové spektrum Slunce
W. Huggins (1824 - 1910) čárová spektra kosmických těles, určování radiálních rychlostí	Ch. Doppler (1803 - 1853) Dopplerův jev
A. Secchi (1818 - 1910) klasifikace spekter hvězd podle vnějšího vzhledu
H. C. Vogel (1841 - 1907) klasifikace spekter hvězd na teplotním základě	G. Kirchhoff (1824 - 1887) R. W. Bunsen (1811 - 1889) zákony spektrální analýzy
H. Draper (1837 - 1882) fotografická spektroskopie
E. Ch. Pickering (1846 - 1919) A. J. Cannon (1863 - 1941) spektrální klasifikace hvězd Harvardský katalog spekter
A. S. Eddington (1882 - 1944) stavba nitra hvězd vztah hmotnost - zářivý výkon
S. Chandrasekhar (1910 - 1995) stavba bílých trpaslíků
H. Bethe (1906 - 2005) C. Weizsäcker (1912 - 2007) kvantitativní teorie termonukleárních zdrojů energie hvězd	A. Einstein (1879 - 1955) speciální teorie relativity
W. A. Fowler (1911 - 1995) F. Hoyle (1915 - 2001) E. M. Burbidgeová (1919) G. R. Burbidge (1925) vznik chemických prvků