Jak świeci Słońce? - "URANIA - Postępy Astronomii"

1.Wiek Słońca
   A.Sprzeczne szacunki wieku Słońca
   B.Kto miał rację?
2.Przebłysk rozwiązania
3.Kierunek ustalony
4.Zrozumienie procesu
5.Testy hipotezy spalania nulearnego
   A.Odkrycie, potwierdzenie i niespodzianka
   B.Nowa fizyka
6.Natura: wspaniała tajemnica
Przypisy
Dodatek A.Cykl CNO
Dodatek B.Łańcuch reakcji p – p
Bibliografia

W jaki sposób świeci Słońce?

Nobel e-Museum czerwiec 2000

John N. Bahcall

Co sprawia, że Słońce świeci? W jaki sposób Słońce produkuje niezmierne ilości energii, niezbędne do podtrzymania życia na Ziemi? Pytania te były wyzwaniem dla naukowców przez 150 lat, poczynając od połowy dziewiętnastego wieku. Fizycy – teoretycy zmagali się z geologami i biologami ewolucyjnymi w gorącej dyspucie o to, kto ma poprawną odpowiedź.

Dlaczego było tak wiele zamieszania wokół tej zagadki naukowej? Dziewiętnastowieczny astronom John Herschel opisał elokwentnie podstawową rolę swiatła słonecznego w całym ludzkim życiu, w swojej książce z 1833 roku, zatytułowanej „Rozprawa o astronomii”:

Promienie słoneczne to podstawowe źródło niemal każdego ruchu, który odbywa się na powierzchni Ziemi. Dzięki ich ciepłu powstają wszystkie wiatry,… Poprzez ich ożywiające działanie wytwarzane są z materii nieor-ganicznej rośliny, które z kolei stają się żywicielem zwierząt i człowieka oraz źródłem owych wspaniałych depozytów wydajności dynamicznej, nagromadzonych dla naszego pożytku w pokładach węgla.

Rys.1

Życie na Ziemi jest możliwe dzięki światłu słonecznemu.

W niniejszym eseju, dokonamy przeglądu naszych zapatrywań na to jak Słońce (najbliższa gwiazda) świeci, z historycznego punktu widzenia, zaczynając w następnym paragrafie od dziewiętnastowiecznej kontrowersji odnośnie wieku Słońca. W późniejszych paragrafach, zobaczymy jak pozornie niezwiązane ze sobą odkrycia w fizyce fundamentalnej, doprowadziły do teorii powstawania energii jądrowej w gwiazdach, która to teoria rozstrzygnęła dysputę o wieku Słońca i wyjaśniła pochodzenie promieniowania słonecznego. W paragrafie tuż przed podsumowaniem, omówimy kwestię jak eksperymenty, które były zaprojektowane w celu przetestowania teorii powstawania energii jądrowej w gwiazdach, ujawniły nową zagadkę, Tajemnicę Brakujących Neutrin.

1. Wiek Słońca

Jak stare jest Słońce? W jaki sposób świeci? Jak zobaczymy, pytania te to dwie strony tej samej monety.

Tempo z jakim Słońce wyświeca energię, łatwo obliczyć wykorzystując pomierzoną prędkość, z jaką energia ta osiąga powierzchnię Ziemi oraz odległość pomiędzy Ziemią a Słońcem. Całkowita energia, jaką Słońce wypromieniowało w całym swoim życiu jest w przybliżeniu iloczynem obecnego tempa wyświecania energii, które nazywane jest dzielnością promieniowania (luminosity) Słońca oraz jego wieku.

Im starsze jest Słońce, tym większa całkowita ilość wyemitowanej przezeń energii. Im większa wyemitowana energia, lub też większy wiek Słońca, tym trudniej jest znaleźć wyjaśnienie źródła energii słonecznej.

By lepiej docenić, jak trudnym jest znaleźć to wyjaśnienie, rozważmy specyficzną ilustrację kolosalnego tempa, w którym Słońce wyświeca energię. Wyobraźmy sobie, że pewnego słonecznego dnia wystawiamy na zewnątrz kostkę lodu o objętości jednego centymetra sześciennego w taki sposób, by absorbowała w całości padające promienie słoneczne. Nawet z tak wielkiej odległości, jaka jest pomiędzy Ziemią a Słońcem, światło tego ostatniego stopi lód po około 40 minutach. To samo mogłoby się wydarzyć w jakimkolwiek miejscu przestrzeni kosmicznej wokół Słońca w odległości równej oddaleniu od niego Ziemi. Dlatego też, olbrzymia sferyczna powłoka lodowa ze Słońcem w centrum i o średnicy równej 300 milionów kilometrów, stopiłaby się w tym samym czasie. Lub też, pokrywając tą samą ilością lodu powierzchnię Słońca możemy policzyć, że obszar lodowy dziesięć tysięcy razy większy niż powierzchnia Ziemi i o grubości około pół kilometra, zostałby stopiony przez energię wypływającą ze Słońca również w ciągu 40 minut.

W niniejszym punkcie zobaczymy jak dziewiętnastowieczni naukowcy starali się określić źródło energii słonecznej, jako wskazówkę wykorzystując jego wiek.

A. Sprzeczne szacunki wieku Słońca

Dziewiętnastowieczni fizycy wierzyli, że źródłem energii dla promieniowa-nia Słońca jest grawitacja. W 1854 roku Hermann von Helmholtz, niemiecki profesor fizjologii, który przedzierzgnął się w znakomitego badacza i profesora fizyki, wygłosił wykład, który spotkał się z szerokim oddźwiękiem. Przedstawił w nim hipotezę, iż olbrzymia ilość energii wyświecana przez Słońce pochodzi z grawitacyjnej kontrakcji wielkiej masy. Nieco wcześniej, bo w latach 40. XIX wieku, J.R. Mayer (inny niemiecki lekarz) oraz J.J. Waterson również zgłosili sugestię, iż źródłem promieniowania słonecznego jest konwersja energii grawitacyjnej na ciepło (zob. przypis 1).

Biolodzy i geolodzy rozważali konsekwencje promieniowania słoneczne-go, podczas gdy fizycy skoncentrowali się na pochodzeniu wyświeconej energii. W 1859 roku Karol Darwin, w pierwszym wydaniu O powstawaniu gatunków drogą doboru naturalnego, czyli o przeżywaniu doskonalszych ras w walce o byt podał zgrubne wyliczenie wieku Ziemi, poprzez oszacowanie, ile czasu zajęłaby erozji, przy jej obecnie obserwowanym nasileniu, „denudacja Weald”, wielkiej doliny, rozciągającej się pomiędzy North Downs i South Downs w południowej Anglii. Uzyskał dla „denudacji Weald” liczbę z zakresu 300 milionów lat, najwyraźniej wystarczająco długi czas, by dobór naturalny wytworzył zdumiewający zbiór gatunków, który istnieje na Ziemi.

Jak podkreślał Herschel, ciepło ze Słońca jest odpowiedzialne za życie i za większość przejawów ewolucji geologicznej na Ziemi. Stąd więc, darwinowskie oszacowanie minimalnego czasu trwania ziemskiej aktywności geologicznej, implikowało określenie minimalnej ilości energii wypromieniowanej przez Słońce.

Zdecydowany przeciwnik darwinowskiego doboru naturalnego, William Thompson, późniejszy lord Kelvin, był profesorem na University of Glasgow i jednym z wielkich fizyków dziewiętnastego stulecia. Obok wielu przyczynków do nauki stosowanej i mechaniki, Thompson sformułował drugą zasadę termodynamiki i ustanowił absolutną skalę temperatury, którą później nazwano na jego cześć skalą Kelvina. Druga zasada termodynamiki stanowi, że ciepło przepływa z ciała cieplejszego do zimniejszego, a nie przeciwnie. Dlatego też Thompson uświadomił sobie, że Słońce i Ziemia muszą stawać się chłodniejsze, o ile nie ma jakiegoś zewnętrznego źródła energii oraz że ostatecznie Ziemia stanie się zbyt zimna, by mogła dalej utrzymywać życie na swej powierzchni.

Kelvin, podobnie jak Helmholtz, był przekonany, że światłość Słońca jest wytwarzana w wyniku konwersji energii grawitacyjnej na ciepło. We wczesnej (1854) wersji tej idei, Kelvin utrzymywał, że ciepło Słońca może być wytwarzane w spoób ciągły w wyniku uderzeń meteorytów spadających na jego powierzchnię. Kelvin został zmuszony w obliczu świadectw astronomicz-nych do zmodyfikowania swej hipotezy i wówczas argumentował, iż podstawowym źródłem energii dostępnej Słońcu jest energia grawitacyjna pierwotnych meteorytów, z których ono samo się ukształtowało.

Tak też, z wielką powagą i elokwencją, lord Kelvin deklarował w 1862 roku:

że jakaś wersja teorii meteorytowej jest z całą pewnością prawdziwa, a z trudem można powątpiewać w kompletność objaśnienia źródła słonecznego ciepła, kiedy rozważy się następujące powody: (1) Nie można sobie wyobrazić żadnego innego naturalnego wyjaśnienia, z wyjątkiem reakcji chemicznych. (2) Teoria chemiczna jest zupełnie niewystarczająca, gdyż najbardziej energetyczna reakcja chemiczna spośród nam znanych, mająca miejsce pomiędzy substancjami w ilościach równych całkowitej masie Słońca, wytworzałaby ciepło jedynie przez około 3 tysiące lat. (3) Teoria meteorytowa bez trudu da ciepło przez 20 milionów lat.

Dalej Kelvin atakował bezpośrednio wyliczenie Darwina, pytając retorycznie:

Cóż zatem mamy myśleć o takich geologicznych oszaco-waniach, jak [darwinowskie] 300 000 000 lat na „denuda-cję Weald”?

Wierząc, iż Darwin mylił się co do swego szacunku wieku Ziemi, Kelvin wierzył także, że Darwin nie miał racji również co do ilości czasu dostępnego dla doboru naturalnego do działania.

Lord Kelvin oszacował czas życia Słońca, a stąd i Ziemi następująco. Policzył energię grawitacyjną obiektu o masie równej masie Słońca oraz o promieniu równym promieniowi Słońca i podzielił wynik przez tempo, z jakim Słońce wypromieniowuje energię. Takie wyliczenie dało czas życia równy raptem 30 milionów lat. Odpowiadający temu szacunek długości okresu życia Słońca, podtrzymywanego przez energię chemiczną był dużo mniejszy, ponieważ procesy chemiczne wyzwalają bardzo mało energii.

B. Kto miał rację?

Jak się dopiero co przekonaliśmy, w dziewiętnastym wieku można było usłyszeć bardzo odmienne oszacowania wieku Słońca, zależnie od tego, kogo się o nie spytało. Wybitni fizycy - teoretycy argumentowali, w oparciu o źródła energii znane podówczas, że Słońce miało co najwyżej kilkadziesiąt milionów lat. Wielu geologów i biologów konkludowało, że Słońce musi świecić przez przynajmniej kilkaset milionów lat, by dało się wyjaśnić zmiany geologiczne i ewolucję istot żywych. Oba te zjawiska zależą w spoób krytyczny od energii słonecznej. Tak więc wiek Słońca i pochodzenie jego energii, były ważnymi pytaniami nie tylko dla fizyki i astronomii, ale również dla geologii i biologii.

Darwin był tak wstrząśnięty siłą analizy Kelvina i powagą jego ekspertyzy teoretycznej, że w ostatnich wydaniach O pochodzeniu gatunków usunął wszelkie wzmianki konkretnych skali czasowych. W 1869 roku pisał do Alfreda Russela Wallace'a, współodkrywcy doboru naturalnego, żaląc się na lorda Kelvina:

Poglądy Thompsona na bieżący wiek świata, były przez jakiś czas jedynymi z moich najbardziej przykrych proble-mów.

Dziś wiemy, że to lord Kelvin się mylił, a rację mieli geolodzy i biolodzy ewolucyjni. Datowanie radioaktywne meteorytów pokazuje, że Słońce ma 4.6 miliarda lat.

Co było nie tak w analizie Kelvina? W wyjaśnieniu tej kwestii dopomóc może następująca analogia. Wyobraźmy sobie, że kiedy korzystaliśmy z komputera, obserwował nas przyjaciel i starał się wywnioskować, jak długo komputer był włączony. Wiarygodnym oszacowaniem mmógłby być czas rzędu nie więcej niż parę godzin, jako że jest to maksymalny czas pracy baterii, w trakcie którego zapewniana jest niezbędna ilość energii. Słaby punkt tej analizy to założenie, że komputer ten musi być zasilany bateryjnie. Czas rzędu paru godzin może być błędny, jeśli komputer był zasilany z gniazdka elektrycznego w ścianie. Założenie, iż to baterie dostarczają energii temu komputerowi jest analogią założenia lorda Kelvina, że to energia grawitacyjna zasila Słońce.

Ponieważ dziewiętnastowieczni fizycy - teoretycy nie wiedzieli nic o możliwości przekształcania masy jądrowej na energię, obliczali zbyt krótki maksymalny wiek Słońca. Niemniej jednak, Kelvin i jego koledzy naukowcy, dokonali trwałego wkładu do nauki, w dziedzinie astronomii, geologii i biolodzy obstając przy zasadzie, że poprawne wnioski we wszystkich dziedzinach badań muszą być w zgodzie z podstawowymi prawami fizyki.

Omówimy teraz kamienie milowe rozumienia na drodze do zrozumienia tego, jak masa jądrowa jest wykorzystywana jako paliwo dla gwiazd.

2. Przebłysk rozwiązania

Punkt zwrotny w batalii pomiędzy fizykami-teoretykami a geologami i biologami nastąpił w 1896 roku. W trakcie eksperymentu mającego na celu zbadanie promieni rentgenowskich, odkrytych rok wcześniej przez Wilhelma Roentgena, Henri Bequerel schował nieco pokrytych uranem płyt w szufladzie biurka, nieopodal płyt fotograficznych owiniętych w czarny papier. Ponieważ przez parę kolejnych dni było w Paryżu pochmurno, Becquerel nie mógł „naenergetyzować” soich płyt fotograficznych poprzez wystawienie ich na światło słoneczne, jak zamierzał uczynić. Odpakowując później płyty, ku swemu zdumieniu ujrzał na nich wyraźne obrazy kryształów uranu. Odkrył w ten sposób naturalną promieniotwórczość, spowodowaną jądrową przemianą uranu.

Istotność odkrycia Becquerela stała się oczywista w 1903 roku, kiedy to Piotr Curie i jego młody asystent Albert Laborde ogłosili, że sole radu w sposób ciągły wypromieniowują energię. Najbardziej zdumiewającym aspektem tego odkrycia było to, że rad promieniował ciepło bez ochładzania się do temperatury swego otoczenia. Promieniowanie z radu ujawniło uprzednio nieznane źródło energii. William Wilson i George Darwin niemal natychmiast zaproponowali, że radioaktywność może być źródłem energii wypromieniowywanej przez Słońce.

Młody książę fizyki eksperymentalnej, Ernest Rutherford, wówczas profesor fizyki w McGill University w Montrealu, odkrył fakt wyzwalania olbrzymiej energii w postaci promieniowania cząstek alfa z substancji radioaktywnych. W 1904 roku obwieścił:

Odkrycie pierwiastków radioaktywnych, które w swym rozpadzie wydzielają olbrzymie ilości energii, podwyższa w ten sposób możliwą granicę trwania życia na tej planecie i przyznaje czas, jaki geolodzy i biolodzy przypisują procesowi ewolucji.

Odkrycie promieniotwórczości oznaczało możliwość, że genezą promieniowania słonecznego może być energia jądrowa. Uwolniło to teoretyków od opierania się w obliczeniach na energii grawitacyjnej. Jednakże późniejsze obserwacje astronomiczne pokazały, że Słońce nie zawiera zbyt wiele materiału radioaktywnego, zbudowane jest natomiast głównie z wodoru w postaci gazowej. Co więcej tempo, w którym promieniotwórczość dostarcza energię nie zależy od temperatury gwiazdy, podczas gdy obserwacje gwiazd sugerują, iż ilość energii wyświecanej przez gwiazdę zależy mocno od temperatury wnętrza gwiazdy. Coś innego, aniżeli promieniotwórczość jest potrzebna do wyzwolenia energii jądrowej w gwieździe.

W kolejnych punktach prześledzimy kroki, które doprowadziły do tego, co jak obecnie wierzymy jest poprawnym zrozumieniem, jak świecą gwiazdy.

3. Kierunek ustalony

Kolejny fundamentalny postęp wychynął raz jeszcze z nieoczekiwanego kierunku. W 1905 roku, Albert Einstein wyprowadził swoją słynną zależność pomiędzy masą a energią, E = mc², jako konsekwencję szczególnej teorii względności. Równanie Einsteina uzmysłowiło, iż niewielkie ilości masy mogłyby teoretycznie zostać zamienione w niewiarygodne ilości energii. Zależność ta uogólniła i rozszerzyła dziewiętnastowieczne prawo zachowania energii von Helmholtza i Mayera o konwersję masy w energię.

Jaki był związek pomiędzy równaniem Einsteina a źródłem energii Słońca? Odpowiedź nie była oczywista. Astronomowie wykonali swoją część pracy określając ograniczenia, jakie obserwacje gwiazd narzucają na możliwe objaśnienia procesu wytwarzania energii gwiazd. W 1919 roku, Henry Norris Russel, wiodący astronom-teoretyk w Stanach Zjednoczonych, podsumował w zwięzłej postaci wskazówki astronomiczne co do natury źródła energii gwiazd. Russel kładł nacisk na to, że najważniejszą wskazówką była wysoka temperatura we wnętrzach gwiazd.

F.W. Aston odkrył w 1920 roku kluczowy eksperymentalny kawałek układanki. Wykonał precyzyjne pomiary mas wielu różnych atomów, a wśród nich wodoru i helu. Aston ustalił, że cztery jądra wodoru są cięższe niż jedno jądro helu. Nie był to główny cel przeprowadzanych przez niego eksperymentów, których motywacją w dużej części było poszukiwanie izotopów neonu.

Rys.2

W 1920 roku Aston wykazał, że cztery jądra wodoru są cięższe niż jądro helu.

Ważkość pomiarów Astona została natychmiast dostrzeżona przez Sir Arthura Eddingtona, błyskotliwego astrofizyka angielskiego. W swoim adresie prezydialnym z 1920 roku do Brytyjskiego Towarzystwa Rozwoju Nauki Eddington argumentował, iż wykonany przez Astona pomiar różnicy masy pomiędzy wodorem a helem oznacza, że Słońce może świecić w wyniku przemiany atomów wodoru w hel. Takie spalanie wodoru w hel mogłoby (zgodnie z zależnością Einsteina pomiędzy masą a energią) wyzwolić energię będącą około 0.7% ekwiwalentu masy. Zasadniczo pozwoliłoby to Słońcu świecić przez około 100 miliardów lat.

W przerażająco przewidujący sposób, Eddington poczynił spostrzeżenie o związku pomiędzy generacją energii gwiazdowej a przyszłością ludzkości:

Jeśli, rzeczywiście, energia subatomowa w gwiazdach jest swobodnie używana do podtrzymania swych wielkich pieców, wydaje się to trochę przybliżać nas do wypełnienia naszego snu o kontrolowaniu tej utajonej potęgi dla dobra rasy ludzkiej — lub jej zagłady.

4. Zrozumienie procesu

Kolejny wielki krok na drodze ku zrozumieniu, jak gwiazdy produkują energię ze spalania jądrowego, wynikł z zastosowania mechaniki kwantowej do wyjaśnienia radioaktywności jądrowej. Zostało to zrobione bez jakiegokolwiek odniesienia do tego, co dzieje się w gwiazdach. Zgodnie z fizyką klasyczną, dwie cząstki o tym samym znaku ładunku elektrycznego będą się wzajemnie odpychać, jak gdyby były odrzucane przez obopólny „nieświeży oddech”. Na gruncie klasycznym, prawdopodobieństwo, że dwie dodatnio naładowane cząstki znajdą się bardzo blisko siebie, wynosi zero. Jednakże, pewne rzeczy, które nie mogą się przytrafić w fizyce klasycznej, mogą w świecie realnym, opisywanym w skali mikroskopowej przez mechanikę kwantową.

W 1928 roku George Gamow, wielki rosyjsko-amerykański fizyk-teoretyk, wyprowadził kwantowo-mechaniczny wzór, który dawał niezerowe prawdopodobieństwo tego, że dwie jednoimiennie naładowane cząstki przezwyciężą swe wzajemne odpychanie elektrostatyczne i znajdą się bardzo blisko siebie. To kwantowo-mechaniczne prawdopodobieństwo jest obecnie powszechnie znane jako „współczynnik Gamowa”. Jest on szeroko wykorzystywany do wyjaśnienia mierzonych temp pewnych rozpadów radioaktywnych.

W dziesięcioleciu następującym po epokowej pracy Gamowa, Atkinson i Houtermans a później Gamow i Teller, wykorzystali współczynnik Gamowa do obliczenia tempa, w którym reakcje jądrowe zachodziłyby w wysokich temperaturach, które jak wierzymy panują we wnętrzach gwiazd. Współczynnik Gamowa był potrzebny do oszacowania jak często dwa jądra o tym samym znaku ładunku elektrycznego znajdą się wystarczająco blisko siebie, by się spoić ze sobą i tym samym wytworzyć energię zgodnie z zależnością Einsteina pomiędzy nadwyżką masy a uwolnioną energią.

W 1938 roku C.F. von Weizsäcker zbliżył się do rozwiązania problemu, jak świecą niektóre gwiazdy. Odkrył cykl jądrowy, zwany obecnie cyklem węglowo-azotowo-tlenowym (CNO) (zob. Dodatek A), w którym jądra wodoru mogą być spalone przy wykorzystaniu węgla jako katalizatora. Jednakże von Weizsäcker nie doczekał, z jakim tempem energi abyłaby wytwarzana w gwieździe w cyklu CNO, ani nie zbadał kluczowej zależności od temperatury gwiazdy.

W kwietniu 1938 roku wyglądało to tak, jakby scena naukowa została specjalnie przygotowana na wejście Hansa Bethe'go, uznanego mistrza fizyki jądrowej. Profesor Bethe właśnie skompletował klasyczny zestaw trzech prac, w których dokonał przeglądu i przeanalizował wszystko, co było wówczas wiadomo o fizyce jądrowej. Prace te były znane wśród jego współpracowników jako „biblia Bethe'go”. Gamow zorganizował małą konferencję fizyków i astrofizyków w Waszyngtonie, aby przedyskutować stan wiedzy i nierozwiązane problemy, dotyczące budowy wewnętrznej gwiazd.

Na przestrzeni następnych mniej więcej sześciu miesięcy, Bethe wypracował podstawowe procesy jądrowe, dzięki którym wodór jest stapiany w hel w gwiazdowych wnętrzach. Wodór to najobfitszy składnik Słońca i jemu podobnych gwiazd i zarazem najobfitszy pierwiastek we Wszechświecie.

Bethe opisał wyniki swych obliczeń w pracy zatytułowanej Produkcja energii w gwiazdach, którą się czyta z pełnym szacunkiem. Miarodajnie przeanalizował on różne prawdopodobieństwa dla reakcji, które spalają jądra i wybrał jako najważniejsze dwa procesy, które — jak obecnie wierzymy — są odpowiedzialne za swiecenie Słońca. Jeden z procesów, tzw. łańcuch p – p (zob. Dodatek B), buduje hel z wodoru i jest dominującym źródłem energii w gwiazdach takich jak Słońce i mniej masywnych.

Cykl CNO, drugi proces rozważany również przez von Weizsäckera, jest najistotniejszy w gwiazdach masywniejszych niż Słońce. Bethe wykorzystał jego wyniki do określenia temperatury centrum Słońca i uzyskał wielkość rzędu 20% wartości, którą uważamy obecnie za poprawną (16 milionów kelwinów — zob. przypis 2). Pokazał ponadto, że obliczenia von Weizsäckera prowadzą do zależności pomiędzy masą gwiazdy a jej jasnością, która była zadowalająco zgodna z dostępnymi obserwacjami astronomicznymi.

W pierwszym dwudziestoleciu po zakończeniu II wojny światowej, dodano wiele istotnych szczegółów do teorii Bethe'go dotyczącej spalania jądrowego w gwiazdach. Znakomici fizycy i astrofizycy, a zwłaszcza A.G.W. Cameron, W.A. Fowler, F. Hoyle, E.E. Salpeter, M. Schwarzschild i ich koledzy eksperymentatorzy, z zapałem powrócili do kwestii wytwarzania energii w gwiazdach podobnych do Słońca. Dzięki pracy Bethe'go znana była zasadnicza odpowiedź: Słońce produkuje wyświecaną przez siebie energię poprzez spalanie wodoru. Zgodnie z tą teorią, słoneczne wnętrze jest rodzajem gigantycznej, kontrolowanej bomby termojądrowej (zob. przypis 3). Teoria prowadzi do poprawnych wyliczeń obserwowanych dzielności promieniowania gwiazd podobnych Słońcu i jest podstawą naszego obecnego rozumienia, jak gwiazdy świecą i ewoluują. Idea, że to fuzja nulearna napędza gwiazdy jest jednym z kamieni węgielnych nowoczesnej astronomii. Naukowcy korzystają z niej rutynowo przy interpretowaniu obserwacji gwiazd i galaktyk.

W.A. Fowler, albo Willy — jak go powszechnie zwano, przewodniczył grupie badawczej w swym Caltech Kellogg Laboratory i inspirował fizyków na całym świecie do mierzenia lub obliczania najważniejszych szczegółów łańcucha p – p i cyklu CNO. Pracy do wykonania było mnóstwo, a eksperymenty i obliczenia do wykonania trudne. Wykonano ją wszakże, gdyż zrozumienie specyfiki wytwarzania energii słonecznej było niezmiernie interesujące. Większość wysiłków podejmowanych przez Fowlera i jego współpracowników (M. Burbidge, G.R. Burbidge, F. Hoyle i A.G.W. Cameron) została wkrótce przeniesiona na problematykę wytwarzania w gwiazdach ciężkich pierwiastków, niezbędnych dla życia.

5. Testy hipotezy spalania nulearnego

Nauka idzie naprzód dzięki sprzecznościom pomiędzy teorią a eksperymentem, spekulacją a pomiarem. Eddington, w tym samym wykładzie, w którym po raz pierwszy rozważał spalanie jąder wodoru w gwiazdach, zauważał:

Według mnie matematyk, którego teoria właśnie przeszła kolejny, jeszcze surowszy test obserwacyjny, nie powinien odczuwać satysfakcji, lecz raczej rozczarowanie — „Znów porażka! A tym razem naprawdę miałem nadzieję na znalezienie niezgodności, która rzuciłaby światło na miejsca, gdzie mój model mógłby być ulepszony.”

Czy istnieje jakiś sposób, by przetestować teorię stwierdzającą, iż Słońce świeci, ponieważ bardzo głęboko w jego wnętrzu wodór jest spalany w hel? W pierwszym momencie wydaje się niemożliwym wykonanie bezpośred-niego testu hipotezy spalania nuklearnego. Światło potrzebuje około dziesięciu milionów lat, by wyciec ze środka Słońca na jego powierzchnię, a gdy ostatecznie wyłania się z jego zewnętrznych obszarów, niesie informację głównie o warunkach panujących właśnie w tych rejonach. Niemniej jednak istnieje sposób „wejrzenia” do wnętrza słonecznego dzięki neutrinom, egzotycznym cząstkom odkrytym w trakcie usiłowań zrozumienia innej zagadki (zob. przypis 4).