Om Nuclear Fusion in Stars

Om Nuclear Fusion in Stars

Kernefusion er stjernens livsnerven og en vigtig proces for at forstå, hvordan universet virker. Processen er det, der styrker vores egen Sol, og derfor er den kildes kilde til al energi på Jorden. For eksempel er vores mad baseret på at spise planter eller spise ting, der spiser planter, og planter bruger sollys til at lave mad. Desuden er næsten alt i vores kroppe lavet af elementer, der ikke ville eksistere uden nuklear fusion.

Hvordan begynder fusion?

Fusion er et stadium der sker under stjernedannelsen. Dette begynder i gravitationsbruddet af en kæmpemolekylær sky. Disse skyer kan strække sig over flere dusin kubiske lysår af plads og indeholde enorme mængder materiale. Da tyngdekraften kollapser skyen, bryder den op i mindre stykker, hver centreret omkring en koncentration af materie. Da disse koncentrationer stiger i masse, accelererer den tilsvarende tyngdekraft og dermed hele processen, med selve sammenbruddet skaber varmeenergi. Til sidst kondenserer disse stykker under varme og tryk til gasformige kugler kaldet protostarer. Hvis en protostar ikke koncentrerer nok masse, opnår den aldrig det tryk og den varme, der er nødvendig for atomfusion, og bliver en brun dværg. Den energi, der stiger fra fusionen, der finder sted i centrum, opnår en ligevægtstilstand med vægten af ​​stjernens materie, hvilket forhindrer yderligere sammenbrud selv i supermassive stjerner.

Stellar Fusion

Det meste af, hvad der udgør en stjerne, er brintgas, sammen med noget helium og en blanding af sporstoffer. Det enorme tryk og varme i solens kerne er tilstrækkeligt til at forårsage hydrogenfusion. Hydrogenfusion smutter sammen to hydrogenatomer sammen, hvilket resulterer i skabelsen af ​​et heliumatom, frie neutroner og en stor del energi. Dette er processen, der skaber al den energi, Solen frigiver, herunder alle de varme, synlige lys og UV-stråler, der til sidst når jorden. Brint er ikke det eneste element, der kan smeltes på denne måde, men tungere elementer kræver successivt større mængder tryk og varme.

Running Out of Hydrogen

Til sidst begynder stjerner at løbe tør for det brint, der giver det grundlæggende og mest effektive brændstof til nuklear fusion. Når dette sker, forhindrede den stigende energi, som var ved at opretholde ligevægten, yderligere kondensering af stjernesputterne og forårsagede et nyt stadium af stjernernes sammenbrud. Når sammenbruddet sætter tilstrækkeligt større tryk på kernen, er der en ny fusionsrunde mulig, denne gang brænder det tungere element af helium. Stjerner med en masse på mindre end halvdelen af ​​vores egen Sol mangler det med til at smelte helium og blive røde dværge.

Løbende Fusion: Mellemstore stjerner

Stjernen Betelgeuse er en rød kæmpe.

Når en stjerne begynder at fusionere helium i kernen, stiger energiproduktionen over hydrogen. Denne større produktion skubber de ydre lag af stjernen længere ud og øger størrelsen. Ironisk nok er disse ydre lag nu langt nok fra, hvor fusionen finder sted for at afkøle en smule og gøre dem fra gul til rød. Disse stjerner bliver røde giganter. Heliumfusion er relativt ustabil, og udsving i temperatur kan forårsage pulsationer. Det skaber kulstof og ilt som biprodukter. Disse pulsationer har potentialet til at blæse de yderste lag af stjernen i en ny eksplosion. En nova kan igen skabe en planetarisk nebula. Den resterende stjernekerne vil gradvist afkøles og danne en hvid dværg. Dette er den sandsynlige ende for vores egen søn.

Løbende Fusion: Big Stars

Større stjerner har mere masse, hvilket betyder, at når heliumet er opbrugt, kan de få en ny runde sammenbrud og give presset til at starte en ny fusionsrunde, hvilket skaber endnu tungere elementer. Dette kan potentielt fortsætte indtil jern er nået. Jern er det element, der deler elementer, som kan producere energi i fusion fra dem, der absorberer energi i fusion: jern absorberer lidt energi i sin skabelse. Nu fusion er dræning, snarere end at skabe energi, selvom processen er ujævn (jernfusion vil ikke foregå universelt i kernen). Den samme fusionsstabilitet i supermassive stjerner kan få dem til at skubbe deres ydre skall ud på en måde, der ligner almindelige stjerner, og resultatet bliver kaldt en supernova.

Stardust

En vigtig overvejelse i stellarmekanik er, at alt stof i universet er tungere end hydrogen er et resultat af atomfusion. Virkelig tunge elementer, såsom guld, bly eller uran, kan kun skabes gennem supernova eksplosioner. Derfor er alle stoffer, som vi er bekendt med på Jorden, forbindelser, der er bygget ud af affaldet af tidligere steril død.

Del Med Dine Venner