AstroNEWS - Astronomiczne Aktualności
- Imieniny

Wszechświat

Gwiazdozbiory

Inne

Info o stronie

Strona kompatybilna ze standardami W3C

Zalecana rozdzielczość: 1024x768 z 24-bitowym kolorem.

statystyka

Układ Słoneczny

Sonda

Celujący
Bardzo dobry
Dobry
Dostateczny
Dopuszczający
Niedostateczny

Zobacz wyniki

Subskrypcja

Jeśli chcesz być powiadamiany o nowościach wpisz swój adres email:


Strona główna » Układ Słoneczny » Słońce » Reakcja termojądrowa

Reakcja termojądrowa

Reakcja syntezy

Reakcja termojądrowa w jądrze SłońcaSynteza jądrowa, fuzja jądrowa, proces łączenia się jąder lekkich pierwiastków w jądra cięższych pierwiastków (nukleosynteza), jądra posiadają dodatni ładunek elektryczny i wzajemnie się odpychają, ich zbliżenie się do siebie na odległości, przy których przyciąganie powodowane przez oddziaływanie silne przezwycięży to odpychanie najłatwiej osiąga się w wysokich temperaturach (większych niż 10000000 °C), stąd reakcje syntezy jądrowej nazywane są reakcjami termojądrowymi.

W reakcjach syntezy jądrowej wydzielają się znaczne ilości energii, w naturze procesy te odpowiadają za produkcje energii w gwiazdach - cykl proton-proton, cykl CNO (H.A. Bethe). Na Ziemi udaje się przeprowadzić reakcję syntezy jądrowej w skali modelowej (pojedyncze jądra w eksperymentach akceleratorowych), niekontrolowane reakcje wybuchowe (broń termojądrowa), lub w sposób kontrolowany przez bardzo krótki okres czasu (tokomak).

Cykl protonowo-protonowy

Diagram reakcji termojądrowejLegenda

Cykl p-p, jeden ze schematów reakcji jądrowych zachodzących w gwieździe, zaproponowanych przez H.A. Bethego jako mechanizm produkcji energii w gwiazdach.

W cyklu tym następują kolejne reakcje jądrowe: 

1) p+p -> d+e++u+g1

gdzie p - proton, d-jądro deuteru, e+ - pozyton, u-neutrino elektronowe, g1- energia 0,42 MeV (z defektu masy),
2) d+p -> 3He+g, 3) 3He+4He -> 7Be +g, 4a) 7Li (po rozpadzie b 7Be) +p -> 24He lub 4b) 7Be+p -> 8B+g, 8Be (po rozpadzie b 8B) -> 24He. 
Cykl ten prowadzi do zamiany jąder wodoru (protonów) w jądra helu (4He). Zysk energetyczny z procesu wynosi 26,2 MeV. Warunkiem zaistnienia cyklu p-p w gwieździe jest temperatura ponad 10 milionów K i gęstość 100 g/cm3. W obecnej chwili cykl p-p wydaje się być głównym źródłem energii Słońca.

Kolizje

Pierwsza

Początek cykl protonowo-protonowego. Trwa 7 miliardów lat. Dwa jądra wodoru (dwa protony) zderzają się dając izotop helu 2He. Izotop ten jest bardzo nie trwały i natychmiast rozpada się na deuter (izotop wodoru 2H), pozytron i neutrin. Pozytron szybko się oddala i uderza w przypadkowy elektron ulegając anihilacji w której wytwarza się promieniowanie gamma.

Druga

Jądro deuteru, wytworzone w pierwszej kolizji, trwa ale jest skłonne do reagowania z innymi jądrami. Po kilku sekundach łączy się z innym pobliskim protonem. W zderzeniu powstaje promieniowanie gamma i jądro bardzo rzadko występującego izotopu helu 3He, warzącego 3/4 zwykłego helu i składającego się z dwóch protonów i jednego neutronu.

Trzecia

Trzecia i ostatnia kolizja cyklu zdarza się 400000 lat później. W tym czasie, jądro izotopu helu 3He zderza się z innym jądrem tego samego izotopu pierwiastka. W reakcji powstaje jądro helu 4He składające się z dwóch protonów i dwóch neutronów i dwa wolne protony, które mogą zapoczątkować cały cykl ponownie.

Słoneczna produkcja

W każdej sekundzie 592 milionów ton wodoru jest stapiane do 587,9 milionów ton helu. Brakująca masa, 4,1 milionów ton jest zamieniana na energię według słynnego wzoru A. Einsteina E=mc2. W każdej sekundzie Słońce produkuje 13 milionów razy więcej energii niż roczna konsumpcja elektryczności w USA. Słońce w ciągu jednej sekundy produkuje 383 trylionów megawatów energii. Opanowanie reakcji syntezy było by milowym krokiem ludzkości w wytwarzaniu energii. Energie jądrowe otrzymują energię z rozszczepiana uranu. Z jednego grama uranu otrzymują tyle energii co elektrownie węglowe ze spalenia trzech ton węgla. Pozostają po tym jednak odpady radioaktywne których nie ma gdzie składować. W elektrowni wodorowej (fuzyjnej) tego problemu by nie było, a z jednego grama wodoru lub deuteru otrzymywano by tyle energii co ze spalenia 24 ton węgla!!!

Reakcja kontrolowana

Proces syntezy jądrowej w jądrze Słońca ulega samokontroli. Jeżeli w jądrze zachodzi więcej reakcji, wtedy produkowane jest więcej ciepła i Słońce zaczyna się rozszerzać. Zwiększają się przestrzenie między cząsteczkami jądrowymi i reakcja zaczyna zwalniać. Temperatura zaczyna spadać i Słońce zapada się pod wpływem siły grawitacji. Ciśnienie w jądrze rośnie i zwiększa się ilość reakcji ponownie rozszerzając gwiazdę. Samokontrola będzie się utrzymywać dopóki nie "wytopi się" cały wodór, czyli jeszcze jakieś 5 miliardów lat.

Autor: Michał Niedźwiecki
Opublikowany: 2008-07-21 11:00
Uaktualniony: 2008-07-21 11:03

Dodaj swój komentarz