Fuziune NUCLEARĂ în stele

Toate stelele sunt stele care eliberează o cantitate mare de energie pe care le emit sub formă de radiații. Emisiile de la Soare, steaua cea mai apropiată de noi, ajung la noi sub formă de lumină și căldură. Acest fapt este perceput în mod natural, iar omenirea a conștientizat acest lucru de la începutul timpului. Totuși, ceea ce nu mai este atât de evident este tipul de reacție care are ca rezultat eliberarea acestei cantități enorme de energie. În această lecție de la un PROFESOR vă spunem ce fuziunea nucleară în stele.

Index

1. Ce este fuziunea nucleară și cum se produce?
2. Cum este generată energia în stele?
3. Cum se produce fuziunea nucleară în stele?

Reacțiile de fuziune nucleară, așa cum sugerează și numele lor, sunt acele reacții nucleare în care mai mulți nuclei de atomi de lumină combinați pentru a crea un atom nou cu un nucleu mai greu produs al combinației de protoni din mai multe nuclee atomice diferite. Masa nucleului care rezultă din acest tip de reacție poate fi puțin mai mică decât suma masei celor doi atomi care au participat la reacție. Diferența de masă este eliberată sub formă de energie de reacție, conform

Ceea ce presupune eliberarea unei cantități mari de energie. Prin urmare, fuziunea nucleară este un mod foarte eficient de a genera energie, mult mai mult decât orice reacție chimică, cum ar fi reacția de ardere a petrolului sau a lemnului. O reacție de fuziune nucleară generează aproximativ de zece milioane de ori mai multă energie decât orice reacție chimică.

Cu toate acestea, aceste tipuri de reacții apar doar în condiții foarte specifice în care energia de respingere între sarcinile pozitive a două nuclee ușoare este depășită de forța nucleară, care este întotdeauna atractivă și cu rază scurtă de acțiune. Această condiție apare doar atunci când nucleele atomice se mișcă cu viteză mare, ceea ce implică temperaturi foarte ridicate. La temperaturi ridicate, atomii sunt sub formă de plasmă. Starea plasmei este acea stare fizică a materiei, în care nucleele sunt detașate de electroni.

Astfel, pentru a avea loc o reacție de fuziune, Criteriul lui Lawson, care stabilește condițiile de temperatură, densitatea plasmei și timpul în care acestea sunt menținute condiții (numite timpul de confinare plasmatică), care sunt necesare pentru a declanșa o reacție de fuziune nucleară.

Cea mai simplă definiție a steaEste cea care spune că este o stea care emite propria lumină. Mergând mai adânc, putem spune că este un imens sferă de gaz în revoluție, unde gazul este atras de centrul sferei de către forțele gravitaționale, atingând presiuni ridicate și temperaturi care declanșează reacții nucleare care eliberează cantități mari de energie spre exterior sub formă de radiații electromagnetice, lumină și Fierbinte.

Având în vedere o stea este un mare reactor nuclear, compoziția sa nu este constantă și evoluează în timp de la naștere, când steaua este aprinsă sau „pornită”; până când steaua își consumă tot combustibilul și „moare”.

De-a lungul diferitelor etape ale vieții unei stele, compoziția și condițiile în care se găsește plasma sa se schimbă, și odată cu acestea reacții de fuziune nucleară pe care îl găsim în centrul său.

În această lecție vom vedea în detaliu cea mai comună reacție de fuziune nucleară în stelele secvenței principale, cum ar fi a noastră Soare.

Imagine: Prezi

În stele Criteriul lui Lawson pentru ca reacțiile de fuziune nucleară să aibă loc. În acest caz, limitarea plasmei este dată de forța gravitațională enormă. Diferite reacții de fuziune necesită condiții diferite de temperatură și densitate pentru ca acestea să aibă loc în mod optim.

În funcție de masa și vârsta stelei, reacțiile de fuziune care au loc în miezul ei pot fi trei tipuri diferite: fuziunea proton-proton, fuziunea heliului sau ciclul carbonului. Ca rezumat, vom vedea reacția proton-proton, care este cea mai frecventă.

Fuziunea proton-proton: transformarea hidrogenului în heliu.

O stea de secvență principală, este alcătuită din 70% hidrogen, 28% heliu și 1,5% carbon, ozon, oxigen și neon și 0,5% fier și alte elemente. De aceea combustibilul principal este hidrogenul, care este cel mai simplu atom și al cărui nucleu este format dintr-un singur proton (particulă subatomică cu masă și sarcină pozitivă).

Ciclul de reacție de fuziune proton-proton este rezumat în cinci etape:

1.- Fuziunea a doi protoni

În interiorul stelei, doi atomi de hidrogen, adică doi protoni, fuzionează pentru a forma un singur nucleu.

2.- Formarea deuteriului

În acest nucleu format din doi protoni, unul dintre aceștia se transformă într-un neutron (particulă subatomică cu masă, dar fără sarcină), dând naștere unui nucleu de deuteriu, un izotop greu de hidrogen care are un nucleu format dintr-un proton și un neutron. Această etapă a ciclului necesită energie și în ea este eliberat un pozitron sau antielectron (o particulă cu aceleași caracteristici ale electronului dar cu o sarcină pozitivă) și un electron neutrino sau lepton (particulă subatomică care are o masă de un milion de ori mai mică decât cea a electron).

3.- Formarea nucleilor de heliu-3

Deuteriul, produs în a doua reacție a ciclului, participă la o nouă reacție de fuziune nucleară, încorporând un proton. Fuziunea nucleului de deuteriu cu un alt proton (nucleu de hidrogen) dă naștere unui nucleu de heliu-3 (format din doi protoni și un neutron).

4- Fuziunea a două nuclee de heliu

În această a patra reacție, doi nuclei de heliu fuzionează împreună, pentru a da naștere unui singur nucleu format din doi neutroni și patru protoni.

5.- Eliberarea a doi protoni

În ultima reacție a ciclului, nucleul format în reacția anterioară formează, de asemenea, un nucleu de heliu numită particulă alfa, care este alcătuită din doi neutroni și doi protoni, prin eliberarea energetică a doi protoni.

Ciclul complet de fuziune proton-proton implică o generație de energie de 25 MeV (mega-electron volți).

Imagine: Planete

Dacă doriți să citiți mai multe articole similare cu Fuziunea nucleară în stele: rezumat, vă recomandăm să introduceți categoria noastră de Astronomie.

• Colaborare Borexino * (2014). Neutrini din procesul primar de fuziune proton - proton în Soare. Stuttgart: Macmillan Publishers Limited.
• Davide Castelvecchi. (2020). Neutrinii dezvăluie secretul final al fuziunii nucleare în Soare. Cercetare și știință. Barcelona: Scientific Press S.L.