Introduktion

Hur fysiker försökte förstå stjärnornas ljus

Fysik handlar om att skapa testbara modeller baserade på observationer. Därför kan det till en början verka omöjligt att säga något konkret om stjärnors inre uppbyggnad och dynamik. Som tur är ger inte fysiker upp så lätt. Genom smart teknologi, teoretiskt resonemang och matematisk modellering kan man komma mycket längre än man först anar. Under 1800- och tidigt 1900-tal saknade forskarna kunskap om kärnreaktioner, men de försökte ändå förklara hur solen och stjärnorna kunde lysa under så lång tid. Här följer några av de idéer som föreslogs innan kärnfysiken gav svaret.

Meteoritbombardemang

En tidig hypotes var att solen hålls varm genom att ständigt träffas av meteoroider. När dessa faller in mot solen skulle deras rörelseenergi omvandlas till värme. Det låter rimligt, men beräkningar visade snabbt att mängden materia som krävs skulle vara orimligt stor och att solens ljusstyrka då skulle variera kraftigt. Modellen övergavs.

Kemisk förbränning

Andra menade att solen kanske ”brinner” på samma sätt som ett enormt kolbål. Men även om hela solen bestod av kol och förbrukade syre, skulle den bara kunna lysa några tusen år. Det stod klart att kemiska reaktioner inte kunde förklara solens energi då den skulle få slut på bränsle på ynka 10 000år!

Den mest inflytelserika tidiga modellen

De första seriösa försöken att använda fysikens lagar för att beskriva stjärnors energi gjordes av Lord Kelvin och Hermann von Helmholtz under mitten av 1800-talet. De föreställde sig att solens yttre lager är så massiva att de inre lagren pressas samman under gravitationens inverkan, enligt Newtons gravitationslag. När en gas trycks ihop ökar dess temperatur, och därmed kan stjärnan lysa.De beräknade hur mycket energi som kunde frigöras genom en långsam sammandragning av solen och kom fram till att den skulle kunna lysa i ungefär 20 till 30 miljoner år. Men fossiler och geologiska formationer visade att jorden och livet var mycket äldre, så något måste saknas i modellen.  Nedan visas en förenklad skiss av resonemanget de använde sig av. (En fullständig härledning finns lätt att hitta om man söker på "Kelvin Helmholtz contraction derivation".)

Gaslagar och inre struktur

I början av 1900-talet försökte fysiker förstå stjärnors inre struktur oberoende av energikällan. Arthur Eddington visade att stjärnor måste stå i hydrostatisk jämvikt, där gastrycket inifrån balanserar gravitationen som trycker inåt. Han kunde räkna ut temperaturer, tryck och ljusstyrka, men fortfarande visste ingen varifrån energin kom.

Elektriska och gravitationella idéer

Några föreslog att jonisering eller elektriska separationer i solens plasma kunde frigöra energi, eller att stjärnorna fick extra värme genom gradvisa förändringar i gravitationsfältet. Ingen av dessa teorier räckte till – energin blev för liten.

Ett nytt spår: massa och energi

Det skulle dröja till Einstein och hans berömda formel innan forskarna kunde börja få rätsida på solens ålder:

Einsteins formel visade att massan inte alls alltid är bevarad som man trott tidigare, utan en liten del energ kani frigöras vid kärnreaktioner. Eddington föreslog 1919 att väte kanske omvandlas till helium i stjärnornas inre. Det var ett djärvt förslag utan experimentellt stöd, men idén visade sig vara rätt väg.

Lösningen: kärnreaktioner

På 1930-talet visade Hans Bethe och andra hur väte faktiskt kan omvandlas till helium genom proton-proton-kedjan och CNO-cykeln. Denna process frigör tillräckligt mycket energi för att solen ska kunna lysa i miljarder år. Fysiken hade till slut hittat en modell som stämde både med observationerna och med naturens lagar.

I denna modul kommer vi ta en mer detaljerad titt på dessa kärnreaktioner och hur vi med säkerhet kan veta att de sker i solens inre