Slunci není žádný vodík. Veškeré jeho světlo bylo místo otiskem vodíku označkováno charakteristickým otiskem železa. To samozřejmě naznačovalo, že Slunce je tvořeno převážně železem. Jedna vědkyně si však dovolila nesouhlasit. Jmenovala se Cecilia Payneová a sepsala pravděpodobně nejvýznamnější doktorskou práci dvacátého století v oboru astronomie. Payneová disponovala důkladnou znalostí kvantové teorie. V souladu s touto teorií je pokaždé, když elektron v atomu sestoupí z vyššího orbitu do nižšího, přebytečná energie vyloučena jako světlo o charakteristické vlnové délce. Payneová pronikla do podstaty věci pochopením toho, že bylo možné, aby prvek běžně signalizoval svou přítomnost šířením jen velmi malého množství světla. Mohlo by se to například stávat, pokud by bylo dost horko na to, aby se atomy prvku do značné míry zbavily svých elektronů. Payneová dokázala, že toto byl vskutku případ vodíku při teplotě 5 600 stupňů, což je teplota typická pro povrch Slunce. Ačkoli výpočty Payneové odhalily pouze malý zlomek toho, jak vodík elektron zachytí, vodík na Slunci skutečně vyzařoval patrné světlo. Payneová si uvědomovala, že existoval pouze jediný způsob, jak by k tomu mohlo dojít: a to pokud by malá část atomů byla jen malým zlomkem z nesmírně ohromného množství. Podle jejích kalkulací byl vodík na Slunci velmi rozšířený. Tvořil zde 90 procent všech atomů. Důvodem, proč sluneční záření vykazuje tolik různých vlnových délek světla ze železa, není to, že by se železo na Slunci běžně vyskytovalo, ale jednoduše proto, že atomy železa disponují mnoha elektrony – 26, abychom byli přesní – čili se téměř nikdy nezbaví všech svých elektronů. S tolika elektrony a tolika různými orbity, mezi kterými mohou elektrony přeskakovat, vyzařovalo železo na Slunci světlo o stovkách různých vlnových délek. Astronomové následně zjistili, že vodík tvoří 90 procent veškerých atomů nejen na Slunci, ale napříč celou délkou a hloubkou vesmíru. Začali si uvědomovat, že prvky, ze kterých je složena Země – neřkuli vy a já – jsou jen drobné kontaminanty běžné hmoty. Navzdory tomu byl objev Payneové hluboce kontroverzní. Většina astronomů
96 Ukázka elektronické knihy, UID: KOS167637
té doby dál tvrdošíjně obhajovala názor, že Slunce je tvořeno železem. Přestože Payneová objevila hlavní složky vesmíru, její nadřízený, prominentní americký astronom Henry Norris Russell, na ni vyvíjel tlak, aby své tvrzení odvolala. V práci publikované v roce 1925 skutečně nazvala svůj výsledek podvrhem. Ironií osudu bylo, že o čtyři roky později, kdy se již nedalo vyvrátit, že měla pravdu, to byl Russell, kdo za tento objev sklízel zásluhy. Ona byla pouze jednou z astronomek počátku dvacátého století.9 Pro Eddingtona byla však práce Payneové potvrzením toho, co zkrátka muselo tak být. Věřil tomu, že Slunce je poháněno tepelnou energií, uvolněnou při sloučení vodíku za tvorby helia, takže Slunce jednoduše muselo obsahovat velké množství vodíku, ať si říká kdo chce, co chce. Ale i kdyby Slunce skutečně bylo vodíkovou koulí, vyskytl se v souvislosti s myšlenkou vodíkové fúze ještě jeden závažný problém: Slunce nebylo ani zdaleka dostatečně žhavé. Již jsme zmínili, že základní jaderné stavební kameny se spojují za účelem tvorby složených jader pomocí silné jaderné síly, a bylo také vysvětleno, že tato síla se v několika ohledech liší od síly gravitační. Jedním z nich je to, že je přibližně 10 000 bilionů bilionů bilionkrát silnější než síla gravitační. Dalším významným rozdílem však je, že má neuvěřitelně malý dosah. Dva stavební kameny necítí dočista žádnou přitažlivou sílu až do chvíle, kdy jsou tak blízko u sebe, že se téměř dotýkají. Poté – frnk – a jsou chyceny do mikroskopického ekvivalentu startrekového tažného paprsku a s mohutnou ranou o sebe udeří. Vodíková jádra se proto musí přiblížit velice těsně k sobě, aby se spojila a vytvořila helium. Silná jaderná síla se pak postará o zbytek. Přiblížit dvě vodíková jádra dostatečně blízko k sobě se však snadněji řekne, než udělá. Rutherford ze svého planetárního modelu atomu usoudil, že v jádru musí být přítomna velká pozitivně nabitá částice, vyrovnávající negativní elektrický náboj obíhajících elektronů – proton. Jádro vodíku, nejlehčího prvku, obsahuje jediný proton. Podobné náboje se ale navzájem odpuzují. Dostat dva protony dostatečně
97 Ukázka elektronické knihy, UID: KOS167637
blízko k sobě, aby na ně působila silná jaderná síla, by znamenalo překonat jejich urputnou odpudivost. Vodíková jádra na Slunci jsou v horečnatém pohybu. Čím je Slunce žhavější, tím rychleji se protony pohybují a tím vehementněji do sebe narážejí. Jak horké však musí být, aby byla vodíková jádra schopna do sebe narazit tak, že dojde k překonání vzájemné odpudivosti? Eddington vypočítal, že kolem 10 miliard stupňů. Bylo tedy Slunce dostatečně žhavé? Určení teploty v nitru Slunce bez toho, že bychom tam přišli s teploměrem v ruce, se může zdát jako poměrně velký úkol. Eddington byl schopen odhadnout teplotu za jednoduchého předpokladu, že se jedná o kouli plynu, výpočtem toho, jak je materiál v centru Slunce stlačován. Byl to znovu onen zmiňovaný efekt cyklistické pumpičky. Připomeňme si, že důvod, proč je Slunce žhavé, nemá nic společného s jeho zdrojem energie. Je žhavé jednoduše proto, že obsahuje velké množství hmoty, která působí tlakem na jeho střed. Eddington spočítal, jak horké dělá tato hmota nitro Slunce. Jeho odpověď zněla několik desítek milionů stupňů (současná představa je asi 15 milionů stupňů). Problém byl, že tato teplota byla přibližně 1000krát chladnější, než je potřeba ke slučování vodíku do helia, jedinému známému energetickému zdroji, který by mohl poskytovat sluneční teplo. Pro mnohé by to byla závažná rána. Eddington byl však přesvědčen, že je na správné stopě. Těm, kteří jeho myšlenkou opovrhovali a trvali na tom, že Slunce není na fúzi dostatečně horké, vzkázal: „Běžte najít teplejší místo!“ (Vykládáno jako: „Táhněte do pekel!“) Spása přišla z nečekaného směru: z kvantové teorie. Přesněji řečeno z Heisenbergova principu neurčitosti. V Berlíně se roku 1929 britský fyzik Robert Atkinson a německý fyzik Fritz Houtermans zaměřili na problém, jak by se mohla dvě jádra na Slunci přiblížit k sobě tak blízko, že by pocítila jadernou sílu tak mocnou, aby o sebe udeřila. Představovali si tento problém následujícím způsobem: jak se jedno jádro blíží k druhému, cítí silnější a silnější odpudivost, ale jen do chvíle, než jsou konečně dostatečně blízko a odpudivost se náhle
98 Ukázka elektronické knihy, UID: KOS167637