NUCLEAR Fusion in den Sternen

Alle Sterne sind Sterne, die viel Energie freisetzen die sie in Form von Strahlung aussenden. Die Emissionen der Sonne, des uns am nächsten liegenden Sterns, erreichen uns in Form von Licht und Wärme. Diese Tatsache wird natürlich wahrgenommen und ist sich der Menschheit seit Anbeginn der Zeit bewusst. Was jedoch nicht mehr so ​​offensichtlich ist, ist die Art der Reaktion, bei der diese enorme Energiemenge freigesetzt wird. In dieser Lektion von einem PROFESSOR sagen wir Ihnen, was die Kernfusion in den Sternen.

Index

1. Was ist Kernfusion und wie wird sie hergestellt?
2. Wie wird Energie in Sternen erzeugt?
3. Wie kommt es zur Kernfusion in Sternen?

Kernfusionsreaktionen sind, wie der Name schon sagt, Kernreaktionen, bei denen mehrere Kerne von leichte Atome kombinieren, um a. zu erstellen neues Atom mit schwererem Kern Produkt der Kombination von Protonen aus mehreren verschiedenen Atomkernen. Die Masse des aus dieser Art von Reaktion resultierenden Kerns kann geringfügig kleiner sein als die Summe der Massen der beiden an der Reaktion beteiligten Atome. Der Massenunterschied wird in Form von Reaktionsenergie nach

Dabei wird viel Energie freigesetzt. Daher ist die Kernfusion eine sehr effiziente Art der Energiegewinnung, viel mehr als jede chemische Reaktion wie die Verbrennung von Öl oder Holz. Eine Kernfusionsreaktion erzeugt ca. zehn Millionen Mal mehr Energie als jede chemische Reaktion.

Diese Reaktionen sind jedoch sie treten nur unter ganz bestimmten Bedingungen auf bei der die Abstoßungsenergie zwischen den positiven Ladungen zweier leichter Kerne von der immer anziehenden und kurzreichweitigen Kernkraft überschritten wird. Dieser Zustand tritt nur auf, wenn sich Atomkerne mit hoher Geschwindigkeit bewegen, was sehr hohe Temperaturen impliziert. Bei hohen Temperaturen liegen die Atome in Form von Plasma vor. Der Plasmazustand ist der physikalische Zustand der Materie, in dem die Kerne von den Elektronen gelöst sind.

Damit eine Fusionsreaktion eintritt, ist die Lawsons Kriterium, die die Temperaturbedingungen, die Dichte des Plasmas und die Zeit, in der diese aufrechterhalten werden, festlegt Bedingungen (sogenannte Plasmaeinschlusszeit), die notwendig sind, um eine Reaktion von. auszulösen Kernfusion.

Die einfachste Definition von a StarEs ist derjenige, der sagt, dass es ein Stern ist, der sein eigenes Licht aussendet. Wenn wir tiefer gehen, können wir sagen, dass es ein riesiges ist Gaskugel in Revolution, wo das Gas durch die Gravitationskräfte zum Zentrum der Kugel angezogen wird und dabei hohe Drücke und Temperaturen erreicht, die sie lösen Kernreaktionen aus, die große Energiemengen in Form von elektromagnetischer Strahlung, Licht und. nach außen abgeben heiß.

Angenommen Ein Stern ist ein großartiger Atomreaktor, seine Zusammensetzung ist nicht konstant und entwickelt sich im Laufe der Zeit von seiner Geburt an, wenn der Stern gezündet oder "angeschaltet" wird; bis der Stern seinen ganzen Treibstoff verbraucht und "stirbt".

Während der verschiedenen Lebensphasen eines Sterns ändern sich die Zusammensetzung und die Bedingungen, in denen sich sein Plasma befindet, und mit ihnen die Kernfusionsreaktionen die wir im Kern finden.

In dieser Lektion werden wir die häufigste Kernfusionsreaktion in Hauptreihensternen wie unserem Sonne.

Bild: Prezi

In den Sternen die Lawsons Kriterium damit Kernfusionsreaktionen stattfinden können. In diesem Fall ist der Einschluss des Plasmas durch die enorme Gravitationskraft gegeben. Unterschiedliche Fusionsreaktionen erfordern unterschiedliche Temperatur- und Dichtebedingungen, damit sie optimal ablaufen.

Je nach Masse und Alter des Sterns können die im Kern stattfindenden Fusionsreaktionen unterschiedlich sein: drei verschiedene Typen: Proton-Proton-Fusion, Helium-Fusion oder der Kohlenstoffkreislauf. Zusammenfassend sehen wir die Proton-Proton-Reaktion, die am häufigsten vorkommt.

Proton-Proton-Fusion: Umwandlung von Wasserstoff in Helium.

Als Hauptreihenstern besteht er aus 70 % Wasserstoff, 28 % Helium und 1,5 % Kohlenstoff, Ozon, Sauerstoff und Neon sowie 0,5 % Eisen und anderen Elementen. Deshalb dein Hauptbrennstoff ist Wasserstoff, das einfachste Atom ist und dessen Kern aus einem einzelnen Proton (subatomares Teilchen mit Masse und positiver Ladung) besteht.

Der Reaktionszyklus der Proton-Proton-Fusion wird in fünf Schritten zusammengefasst:

1.- Fusion von zwei Protonen

Im Inneren des Sterns verschmelzen zwei Wasserstoffatome, also zwei Protonen, zu einem einzigen Kern.

2.- Deuteriumbildung

In diesem aus zwei Protonen gebildeten Kern wird eines von ihnen in ein Neutron (subatomares Teilchen mit Masse, aber ohne Ladung), wodurch ein Deuteriumkern entsteht, ein schweres Wasserstoffisotop mit einem Kern aus einem Proton und a Neutron. Dieser Schritt des Zyklus erfordert Energie und darin wird ein Positron oder Antielektron freigesetzt (ein Teilchen mit den gleichen Eigenschaften des Elektrons aber mit positiver Ladung) und einem Elektron-Neutrino oder -Lepton (subatomares Teilchen, dessen Masse eine Million Mal kleiner ist als die des Elektron).

3.- Bildung von Helium-3-Kernen

Deuterium, das in der zweiten Reaktion des Zyklus gebildet wird, nimmt an einer neuen Kernfusionsreaktion teil, bei der ein Proton eingebaut wird. Durch die Verschmelzung des Deuteriumkerns mit einem anderen Proton (Wasserstoffkern) entsteht ein Helium-3-Kern (bestehend aus zwei Protonen und einem Neutron).

4- Fusion zweier Heliumkerne

Bei dieser vierten Reaktion verschmelzen zwei Heliumkerne zu einem einzigen Kern aus zwei Neutronen und vier Protonen.

5.- Freisetzung von zwei Protonen

In der letzten Reaktion des Zyklus bildet der in der vorherigen Reaktion gebildete Kern ebenfalls einen Heliumkern Alpha-Teilchen genannt, das aus zwei Neutronen und zwei Protonen besteht, durch die energetische Freisetzung von zwei Protonen.

Der vollständige Zyklus der Proton-Proton-Fusion beinhaltet eine Energieerzeugung von 25 MeV (Mega-Elektronenvolt).

Bild: Planeten

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• Borexino-Kollaboration * (2014). Neutrinos aus dem primären Proton – Protonenfusionsprozess in der Sonne. Stuttgart: Macmillan Publishers Limited.
• Davide Castelvecchi (2020). Neutrinos enthüllen das letzte Geheimnis der Kernfusion auf der Sonne. Forschung und Wissenschaft. Barcelona: Scientific Press S.L.