Termotuumareaktsioon Päikesel
Samal ajal kui Maal ei suuda rahulikku termotuumareaktsiooni käivitada ka kõige moodsam tehnoloogia, on see kosmoses tähtedel tavaline nähtus. Inimese ja kogu muu elu Maal võlgneb oma olemasolu termotuumareaktsioonidele Päikese sisemuses. Ükski teine energiaallikas ei suudaks anda sellist soojushulka, et Päike saaks särada püsivalt miljardeid aastaid.
Päikese ja tähtede energiaallikas on termotuumareaktsioon.
Reaktsiooni käivitumine Päikesel
Kui Päike tekkis umbes viis miljardit aastat tagasi hajusast kosmilisest ainest – supernoova plahvatuse jäägist, siis tema sisetemperatuur tõusis gaaside gravitatsioonilise kokkusurumise tagajärjel. Kui temperatuur tema keskmes tõusis küllalt kõrgeks, algasid termotuumareaktsioonid.
I. Prooton põrkab elektroniga.
II. Põrkel tekib neutron, eraldub neutriino.
III. Prooton ühineb neutroniga deutroniks.
IV. Kaks deutronit põrkuvad.
V. Tekib heeliumi tuum.
Päike koosneb valdavalt vesinikust. Tema tsentris, kus temperatuur on 10 miljonit kraadi ja tihedus suure rõhu tõttu 150 g/cm3, ühinevad vesiniku tuumad ehk prootonid heeliumi tuumadeks. Päike ei plahvata vesinikupommina, sest seal puudub raske vesinik ehk deuteerium. Kerges vesinikus pole aga heeliumi tuuma 4He koostisesse kuuluvaid neutroneid. Viimased peavad tekkima prootoneist, kuid see protsess on raskendatud. Asi on selles, et neutron on raskem kui prooton, niisiis on muundumiseks vaja nii energilist põrget prootoni ja elektroni vahel, et nende kineetiline energia korvaks vajaliku lisamassi vastavalt tuntud valemile E = mc2. Sellised põrked on Päikese sees valitseva 10 miljoni kraadi juures üsna harvad, nii harvad, et oma elektrijaamades me küll neile lootma jääda ei või. Pealegi toimub prootoni ja elektroni ühinemine (neutriino eraldumisega) ka vajaliku energia olemasolu korral väga väikese tõenäosusega. Põhjuseks on see, et elektronile tuumajõud ei toimi ja siin on tegev teistsugune, nn nõrk vastastikmõju. Meenutame, et vastupidine protsess – neutroni lagunemine – võtab keskmiselt 15 minutit aega, põrge aga kestab ju sellega võrreldes ülilühikese aja.
Nüüd teame, miks Päike on nii püsiv, miks ta on olnud selline nii kaua ja miks teda jätkub veel miljarditeks aastateks.
Raskemate tuumade süntees
Suuremates tähtedes ja tähtede arengu lõppstaadiumides toimub ka teistsuguseid tuumareaktsioone, selliseid, kus heeliumist tekib raskemaid tuumi kuni raua tuumadeni välja. Veel raskemad tuumad tekivad vaid supernoovade plahvatusel.
