NUCLEAR Fusion in the stars

Alle stjernene er det stjerner som frigjør en stor mengde energi at de avgir i form av stråling. Utslipp fra solen, stjernen nærmest oss, når oss i form av lys og varme. Dette faktum oppfattes naturlig og menneskeheten har vært klar over det siden begynnelsen av tiden. Det som ikke lenger er så opplagt, er imidlertid typen reaksjon som resulterer i frigjøring av denne enorme mengden energi. I denne leksjonen fra en PROFESSOR forteller vi deg hva kjernefusjon i stjernene.

Indeks

1. Hva er kjernefusjon og hvordan produseres det?
2. Hvordan genereres energi i stjerner?
3. Hvordan oppstår kjernefusjon i stjerner?

Kjernefusjonsreaksjoner, som navnet antyder, er de kjernefysiske reaksjonene der flere kjerner av lette atomer kombinere for å lage en nytt atom med tyngre kjerne produkt av kombinasjonen av protoner fra flere forskjellige atomkjerner. Massen til kjernen som følge av denne typen reaksjoner kan være litt mindre enn summen av massen til de to atomene som har deltatt i reaksjonen. Forskjellen i masse frigjøres i form av reaksjonsenergi, ifølge

Som innebærer frigjøring av en stor mengde energi. Derfor er kjernefusjon en veldig effektiv måte å generere energi på, mye mer enn noen kjemisk reaksjon som reaksjonen ved forbrenning av olje eller tre. En kjernefusjonsreaksjon genererer omtrent ti millioner ganger mer energi enn noen kjemisk reaksjon.

Imidlertid slike reaksjoner de forekommer bare under veldig spesifikke forhold der avstøtningsenergien mellom de positive ladningene til to lette kjerner overskrides av kjernekraften, som alltid er attraktiv og kort rekkevidde. Denne tilstanden oppstår bare når atomkjerner beveger seg i høy hastighet, noe som innebærer veldig høye temperaturer. Ved høye temperaturer er atomene i form av plasma. Plasma-tilstanden er den fysiske tilstanden til materie, der kjernene løsnes fra elektronene.

Således, for at en fusjonsreaksjon skal oppstå, Lawsons kriterium, som fastslår temperaturforholdene, tettheten av plasmaet og tiden disse opprettholdes forhold (kalt plasmainneslutningstid), som er nødvendige for å utløse en reaksjon av kjernefysisk fusjon.

Den enkleste definisjonen av en stjerneDet er den som sier at det er en stjerne som avgir sitt eget lys. Hvis vi går dypere, kan vi si at det er enormt gasskule i revolusjon, hvor gassen tiltrekkes til midten av sfæren av gravitasjonskrefter, og når høyt trykk og temperaturer som utløse kjernefysiske reaksjoner som frigjør store mengder energi utover i form av elektromagnetisk stråling, lys og varmt.

Gitt en stjerne er en flott atomreaktor, dens sammensetning er ikke konstant og utvikler seg over tid siden fødselen, når stjernen tennes eller "slås på"; til stjernen bruker opp alt sitt drivstoff og "dør".

Gjennom de forskjellige stadiene av livet til en stjerne, endres sammensetningen og forholdene der dens plasma blir funnet, og med dem kjernefusjonsreaksjoner som vi finner i kjernen.

I denne leksjonen vil vi se i detalj den vanligste kjernefusjonsreaksjonen i hovedsekvensstjerner, som vår Sol.

Bilde: Prezi

I stjernene Lawsons kriterium for at kjernefusjonsreaksjoner skal finne sted. I dette tilfellet er inneslutningen av plasma gitt av den enorme tyngdekraften. Ulike fusjonsreaksjoner krever forskjellige temperatur- og tetthetsforhold for at de skal finne sted optimalt.

Avhengig av stjernens masse og alder, kan fusjonsreaksjonene som finner sted i kjernen være av tre forskjellige typer: proton-proton-fusjon, helium-fusjon eller karbonsyklusen. Som et sammendrag vil vi se proton-protonreaksjonen, som er den hyppigste.

Proton-proton-fusjon: transformasjon av hydrogen til helium.

En hovedsekvensstjerne, den består av 70% hydrogen, 28% helium og 1,5% karbon, ozon, oksygen og neon og 0,5% jern og andre elementer. Derfor din hoveddrivstoffet er hydrogen, som er det enkleste atomet og hvis kjerne er dannet av en enkelt proton (subatomær partikkel med masse og positiv ladning).

Proton-proton-fusjonsreaksjonssyklusen er oppsummert i fem trinn:

1. - Fusjon av to protoner

Inne i stjernen smelter to hydrogenatomer, det vil si to protoner, for å danne en enkelt kjerne.

2. - Deuteriumdannelse

I denne kjernen dannet av to protoner, blir en av dem transformert til et nøytron (subatomær partikkel med masse, men uten ladning), som gir opphav til en kjerne av deuterium, en tung isotop av hydrogen som har en kjerne som består av en proton og en nøytron. Dette trinnet av syklusen krever energi, og i det frigjøres et positron eller antielektron (en partikkel med de samme egenskapene til elektronet men med en positiv ladning) og et elektronnøytrino eller lepton (subatomær partikkel som har en masse en million ganger mindre enn den til elektron).

3.- Dannelse av Helium-3 kjerner

Deuterium, produsert i den andre reaksjonen av syklusen, deltar i en ny kjernefusjonsreaksjon, som inneholder et proton. Fusjonen av deuteriumkjernen med en annen proton (hydrogenkerne) gir opphav til en Helium-3-kjerne (som består av to protoner og en nøytron).

4- Fusjon av to heliumkjerner

I denne fjerde reaksjonen smelter to heliumkjerner sammen for å gi opphav til en enkelt kjerne som består av to nøytroner og fire protoner.

5.- Utgivelse av to protoner

I den siste reaksjonen av syklusen danner kjernen som ble dannet i den forrige reaksjonen også en Helium-kjerne kalt en alfapartikkel, som består av to nøytroner og to protoner, gjennom energisk frigjøring av to protoner.

Den komplette syklusen av proton-proton-fusjon involverer en generering av energi på 25 MeV (mega-elektron volt).

Bilde: Planeter

Hvis du vil lese flere artikler som ligner på Kjernefusjon i stjernene: oppsummering, anbefaler vi at du skriver inn vår kategori av Astronomi.

• Borexino Collaboration * (2014). Neutrinoer fra den primære proton - proton fusjonsprosessen i solen. Stuttgart: Macmillan Publishers Limited.
• Davide Castelvecchi. (2020). Neutrinoer avslører den siste hemmeligheten om kjernefysisk fusjon i solen. Forskning og vitenskap. Barcelona: Scientific Press S.L.