NUCLEAR Fusion in the stars

Alla stjärnor är stjärnor som släpper ut en stor mängd energi att de avger i form av strålning. Utsläpp från solen, stjärnan närmast oss, når oss i form av ljus och värme. Detta faktum uppfattas naturligt och mänskligheten har varit medveten om det sedan tidens början. Det som emellertid inte längre är så uppenbart är den typ av reaktion som leder till att denna enorma mängd energi frigörs. I den här lektionen från en PROFESSOR berättar vi för dig vad kärnfusion i stjärnorna.

Index

1. Vad är kärnfusion och hur produceras det?
2. Hur genereras energi i stjärnor?
3. Hur sker kärnfusion i stjärnor?

Kärnfusionsreaktioner, som namnet antyder, är de kärnreaktioner där flera kärnor av ljusa atomer kombinera för att skapa en ny atom med en tyngre kärna produkt av kombinationen av protoner från flera olika atomkärnor. Massan av kärnan som härrör från denna typ av reaktion kan vara något mindre än summan av massan av de två atomer som har deltagit i reaktionen. Skillnaden i massa frigörs i form av reaktionsenergi, enligt

Vilket innebär frigöring av en stor mängd energi. Därför är kärnfusion ett mycket effektivt sätt att generera energi, mycket mer än någon kemisk reaktion som förbränning av olja eller trä. En kärnfusionsreaktion genererar ungefär tio miljoner gånger mer energi än någon kemisk reaktion.

Men dessa typer av reaktioner de förekommer endast under mycket specifika förhållanden i vilken avstötningsenergin mellan de positiva laddningarna i två lätta kärnor överskrids av kärnkraften, som alltid är attraktiv och kort räckvidd. Detta tillstånd inträffar endast när atomkärnor rör sig med hög hastighet, vilket innebär mycket höga temperaturer. Vid höga temperaturer är atomerna i form av plasma. Plasmatillståndet är det fysiska tillståndet hos materia, i vilket kärnorna lossnar från elektronerna.

Således, för att en fusionsreaktion ska inträffa, Lawsons kriterium, som fastställer temperaturförhållandena, plasmadensiteten och tiden under vilken dessa upprätthålls förhållanden (kallas plasmainneslutningstiden) som är nödvändiga för att utlösa en reaktion av kärnfusion.

Den enklaste definitionen av en stjärnaDet är den som säger att det är en stjärna som sänder ut sitt eget ljus. Om vi ​​går djupare kan vi säga att det är enormt gassfär i revolution, där gasen lockas till mitten av sfären av gravitationskrafter och når höga tryck och temperaturer som utlösa kärnreaktioner som frigör stora mängder energi utåt i form av elektromagnetisk strålning, ljus och varm.

Med tanke på en stjärna är en stor kärnreaktor, dess sammansättning är inte konstant och utvecklas över tiden sedan dess födelse, när stjärnan tänds eller "tänds"; tills stjärnan förbrukar allt sitt bränsle och "dör".

Under de olika stadierna av en stjärns liv förändras sammansättningen och förhållandena under vilka dess plasma finns och med dem kärnfusionsreaktioner som vi hittar i sin kärna.

I den här lektionen kommer vi att se i detalj den vanligaste kärnfusionsreaktionen i huvudseriestjärnor, som våra Sol.

Bild: Prezi

I stjärnorna Lawsons kriterium för att kärnfusionsreaktioner ska äga rum. I detta fall ges inneslutningen av plasma av den enorma gravitationskraften. Olika fusionsreaktioner kräver olika temperatur- och densitetsförhållanden för att de ska kunna ske optimalt.

Beroende på stjärnans massa och ålder kan de fusionsreaktioner som äger rum i dess kärna vara av tre olika typer: proton-proton-fusion, helium-fusion eller kolcykeln. Som en sammanfattning kommer vi att se proton-protonreaktionen, som är den vanligaste.

Proton-proton-fusion: transformation av väte till helium.

En huvudsekvensstjärna, den består av 70% väte, 28% helium och 1,5% kol, ozon, syre och neon och 0,5% järn och andra element. Därför din huvudbränslet är väte, som är den enklaste atomen och vars kärna bildas av en enda proton (subatomär partikel med massa och positiv laddning).

Proton-proton-fusionsreaktionscykeln sammanfattas i fem steg:

1. - Fusion av två protoner

Inuti stjärnan smälter två väteatomer, det vill säga två protoner, till en enda kärna.

2. - Deuteriumbildning

I denna kärna bildad av två protoner omvandlas en av dem till en neutron (subatomär partikel med massa, men utan laddning), vilket ger upphov till en kärna av deuterium, en tung isotop av väte som har en kärna som består av en proton och en neutron. Detta steg i cykeln kräver energi och i det frigörs en positron eller antielektron (en partikel med samma egenskaper som elektronen men med en positiv laddning) och en elektronneutrino eller lepton (subatomär partikel som har en massa en miljon gånger mindre än den för elektron).

3.- Bildande av Helium-3-kärnor

Deuterium, som produceras i cykelns andra reaktion, deltar i en ny kärnfusionsreaktion med en proton. Fusionen av deuteriumkärnan med en annan proton (vätekärna) ger upphov till en Helium-3-kärna (som består av två protoner och en neutron).

4- Fusion av två heliumkärnor

I denna fjärde reaktion smälter två heliumkärnor samman för att ge upphov till en enda kärna som består av två neutroner och fyra protoner.

5.- Släpp av två protoner

I cykelns sista reaktion bildar kärnan som bildades i den föregående reaktionen också en heliumkärna kallas en alfapartikel, som består av två neutroner och två protoner, genom den energiska frisättningen av två protoner.

Den kompletta cykeln av proton-proton-fusion involverar en generering av energi på 25 MeV (mega-elektron volt).

Bild: Planeter

Om du vill läsa fler artiklar som liknar Kärnfusion i stjärnorna: sammanfattningrekommenderar vi att du anger vår kategori av Astronomi.

• Borexino Collaboration * (2014). Neutrinos från den primära proton-proton-fusionsprocessen i solen. Stuttgart: Macmillan Publishers Limited.
• Davide Castelvecchi. (2020). Neutrinoer avslöjar den slutliga hemligheten med kärnfusion i solen. Forskning och vetenskap. Barcelona: Scientific Press S.L.