So zmenou klímy a ubúdajúcimi zásobami fosílnych palív je ľudstvo z pohľadu potreby udržateľných a čistých energetických alternatív vystavené naliehavým výzvam. Pri hľadaní udržateľnej budúcnosti sa ako jedným zo sľubných uchádzačov stal vodík. Najrozšírenejší prvok vo vesmíre má potenciál pripraviť cestu pre čistejšiu a ekologickejšiu budúcnosť. Úlohou tohto seriálu je priblížiť pôvod vodíka, jeho úlohu v energetickej budúcnosti, výhody, výzvy a kroky potrebné na využitie jeho plného potenciálu.
Vodík zohráva vo vesmíre jednu z najfascinujúcejších úloh, slúži ako stavebný prvok hviezd, galaxií a veľkej časti viditeľnej hmoty ktorú pozorujeme. Vodíkový plyn sa nachádza vo forme oblakov medzi hviezdami a galaxiami v oblastiach, v ktorých sa často rodia nové hviezdy.
V kozmickom meradle je najrozšírenejším prvkom, tvorí približne 75% hmotnosti vesmíru, pričom jeho dominantné zastúpenie je dôsledkom podmienok ktoré prevládali po Veľkom tresku, [1]. V ranom vesmíre, krátko po Veľkom tresku, bol vesmír extrémne horúci a hustý. Prvotné éry vesmíru prebiehali z časového hľadiska extrémne rýchlo. Do času 10-35 s od Veľkého tresku, t.j. v ére veľkého zjednotenia vznikali kvarky a elektróny.
V ére uväznenia, čiže do doby 10-3 s sa kvarky rekombinovali do protónov, neutrónov a iných častíc. Do 3 minút existencie vesmíru, v ére nukleosyntézy klesla teplota vesmíru natoľko, že protóny a neutróny začali vytvárať jadrá najľahších prvkov: vodíka, hélia, stopových množstiev lítia a berýlia. K poklesu teploty pod 3000 K došlo v ére rekombinácie, následkom čoho sa elektróny a existujúce jadrá vodíka a hélia rekombinovali do neutrálnych atómov.
V dôsledku tejto rekombinácie došlo k oddeleniu hmoty od žiarenia, ktoré v súčasnosti vnímame v mikrovlnnej oblasti vypĺňajúce priestor pozorovateľného vesmíru, a ako pozostatok Veľkého tresku je pre vedcov dôležitým zdrojom údajov o prvotnom vesmíre. Ako sa vesmír ďalej rozpínal a ochladzoval, počiatočná zmes vodíka a hélia vytvorila základ pre vznik galaxií, hviezd a všetkých ťažších prvkov, ktorých syntéza prebieha v jadrách hviezd alebo v priebehu výbuchu supernov už niekoľko miliárd rokov.
V oblastiach vesmíru, kde je vodíkový plyn dostatočne hustý, spôsobujú gravitačné sily jeho zrútenie pod vlastnou váhou. Pri zmršťovaní sa v dôsledku zvýšujúceho sa tlaku zahrieva, až sa nakoniec dosiahnu podmienky umožňujúce fúziu jadier vodíka za vzniku hélia, [1,2]. Prostredníctvom tohto procesu spaľujú hviezdy, akými sú napríklad naše Slnko, vo svojich jadrách počas väčšiny svojho života vodík na hélium.
Za túto premenu vodíka na hélium sú zodpovedné dva mechanizmy, a to protón-protónový cyklus (p-p cyklus) a uhlíkovo-kyslíkový cyklus (CNO cyklus). P-p cyklus predstavuje sériu postupných reakcií, ktoré sa dajú sumarizovať reakciou štyroch vodíkových jadier za vzniku jedného jadra hélia, dvoch pozitrónov, a dvoch neutrín, pričom sa uvoľní gamma žiarenie s energiou viac ako 25 MeV, [3].
Teplota zohráva v prípade jadrovej fúzie veľmi dôležitú úlohu. Jadrá vodíka majú rovnaké kladné náboje, a preto čím viac sa k sebe priblížia, tým väčšou odpudivou silou budú na seba pôsobiť. Aby došlo k fúzii musia byť vodíkové jadrá dostatočne blízko, k čomu je nutná dostatočne vysoká kinetická energia dosiahnuteľná rádovo pri niekoľko 106 K.
V prípade fúzie ťažších jadier s vyšším kladným nábojom musí byť teplota v jadre hviezdy vyššia ako je terajšia teplota v jadre Slnka, a preto termonukleárne reakcie zahrňujúce jadrá ťažších prvkov prebiehajú iba vo hviezdach, ktoré sú hmotnejšie ako naše Slnko.
CNO cyklus je oproti p-p cyklu zložitejší v tom, že do procesu vstupujú v úlohe katalyzátora jadrá uhlíka a kyslíka. O tom, ktorý z dvojice cyklov uvoľňuje viacej energie, rozhoduje najmä teplota. K tomu, aby sa inicioval p-p cyklus, je nutné, aby sa teplota v jadre hviezdy pohybovala niekde okolo 4 × 106 K, zatiaľčo pre CNO cyklus je to až 15 ×106 K, [3]. V jadre Slnka je teplota 15.7 × 106 K, a to znamená, že uvoľnená energia je dôsledkom obidvoch cyklov. Tým efektívnejším je však p-p cyklus. V prípade hmotnejších hviezd, ktorých teplota v jadre je vyššia, je dominantnejším z pohľadu efektivity CNO cyklus.
Ako bolo spomenuté, pri termonukleárnej reakcii sa uvoľňuje energia vo forme žiarenia a tepla spôsobujúce expanziu hviezdy, proti ktorej pôsobia gravitačné sily snažiace sa hviezdu komprimovať. Práve táto rovnováha medzi gravitáciou a expanziou umožňuje hviezdam svietiť miliardy rokov. Keď masívna hviezda vyčerpá svoje vodíkové palivo, prechádza sériou termonukleárnych reakcií, pri ktorých vznikajú ťažšie prvky končiac železom. K obohateniu medzihviezdneho priestoru o ďaľšie prvky dochádza, ak sa hviezda dostane do fázy supernovy. V priebehu tejto fázy sú podmienky ešte extrémnejšie, čím sa umožňuje vzniku jadier ťažších ako železo.
[Marian Matejdes] z Ústavu anorganickej chémie SAV—
Referencie:
- Kutner, M.L. (2003). Astronomy: A Physical Perspective, 2nd Ed., Cambridge University Press, ISBN: 9780521529273.
- Lewis, J.S. (2004). Physics and Chemistry of the Solar System, 2nd Ed., Academic Press, ISBN: 978-3527319701.
- https://app.project-stars.com/ Project number: 2017-1-SK01-KA201-035344, Erasmus+ Programme, KA2, Strategic Partnerships in School Education.
Tento projekt získal finančné prostriedky z programu Európskej únie Horizont 2020 pre výskuma inovácií v rámci programu SASPRO 2 COFUND Marie Sklodowska-Curie č. 945478.
(Podpora sa týka priamo vedeckej činnosti, nesúvisí s publikovaním tohto príspevku)