Kernfusie in de zon: vergelijkingen, diagram, oorzaken, stappen

In dit artikel gaan we kernfusie in de zon reactie, vergelijking, diagram, oorzaak en stappen uitgebreid bespreken.

We krijgen licht en warmte-energie van de zon. Daarom is de zon de bron van het leven op deze aarde. Maar hier komt een vraag over hoe energie in de zon ontstaat. Het antwoord is kernfusie. Door kernfusiereactie komt energie uit de zon.

De kern van de zon is de specifieke plaats waar kernfusie vindt plaats. Proton-protonfusie is het specifieke type kernfusie dat de reden is achter het ontstaan ​​van energie. In de proton-protonencyclus een proton of ₁H¹ kern combineert met het andere proton om een ​​helium te worden (₂He⁴) kern.

Als gevolg van dit fusieproces wordt energie uitgestraald in de vorm van licht en warmte, waardoor de zon heet wordt. Deze geproduceerde energie straalt door het zonnestelsel. 99% energie wordt uitgestraald vanuit de kern van de zon die wordt verkregen uit kernfusie in de zon.

Kernfusie in de zonreactie

De snelheid van ontlading van energie in de zon is 10²⁶ joule per seconde. De temperatuur van de zon is ongeveer 20 miljoen graden en de leeftijd is ongeveer 5 x 10⁹ jaar. Dus de totale uitgestraalde energie van de zon door deze jaren is extreem hoog. Er is verwarring over de bron van deze energie.

In 1928 suggereerden Atkinson en Houtermans dat deze bron de combinatie is van vier protonen die een alfadeeltje produceren. Volgens hen kan dit alleen gedurende deze lange tijd de bron zijn van zoveel energie. Het idee van cyclische kernreacties werd door hen voorgesteld.

Thermonucleaire reacties kunnen deze stellaire energie produceren - dit concept werd voorgesteld door Hans Bethe in 1938. Bij deze reacties worden protonen samengesmolten tot heliumkernen. Deze cyclus wordt de proton proton cyclus. Deze cyclus is van toepassing op de stellaire temperaturen die relatief laag zijn.

Hieruit wordt het concept van de rode dwerg verkregen. De belangrijkste energiebron in de zon en de sterren is de proton-protonencyclus die plaatsvindt bij een lage temperatuur. Dit staat bekend als de rode dwerg.

Kernfusie in de zon vergelijking

De vergelijkingen van de proton-protoncyclus zijn hieronder geschreven:

(1) ₁H¹ + ₁H¹ → ₁H² + ₁e⁰ + ν + 0.42 MeV

(2) ₁H² + ₁H¹ → ₂He³ + γ + 5.5 MeV

(3) ₂He³ + ₂He³ → ₂He⁴ + 2 ₁H¹ + 12.8 MeV

Er is behoefte aan het tweemaal voorkomen van vergelijkingen (1) en (2) in deze cyclus van reacties. Dit kan worden opgeleverd in twee ₂He³ kernen in (3). Het uiteindelijke resultaat dat uit deze reacties kan worden verkregen, is dat vier protonen worden gecombineerd tot een alfadeeltje.

In deze reacties twee positronen, twee neutrino's en twee  γ er worden ook fotonen geproduceerd.

 4 ₁H¹ → ₂He⁴ + 2 ₁e⁰ + 2 + 2 γ

De totale energie die in deze cyclus vrijkomt is 24.6 MeV. Hier is het massaverschil 0.0286 u. Terwijl de neutrino's in deze reacties weglopen, is de resterende energie ongeveer 24.3 MeV nadat de kernfusie in de zon heeft plaatsgevonden waarbij vier protonen zijn samengesmolten tot één heliumkern.

Zo raakt de concentratie van de protonen uitgeput, terwijl de concentratie van helium toeneemt. Deze proton-protonencyclus van kernfusie in de zon vindt alleen plaats als de kinetische energie van de protonen of hun temperatuur zo hoog blijft om de onderlinge elektrostatische afstoting te overwinnen.

Kernfusie in het zondiagram

Het diagram van kernfusie in de zon is hieronder weergegeven:

Wat veroorzaakt fusie in de zon?

We weten dat kernfusie in de zon kan worden verkregen wanneer waterstofatomen samensmelten. Om te versmelten moeten deze atomen dichter bij elkaar komen. Wanneer twee kernen dichterbij komen, proberen de protonen in elk van hen elkaar af te stoten omdat beide positief geladen zijn.

Kernfusie in de zon kan niet plaatsvinden als dit probleem niet kan worden opgelost. Er zijn een aantal voorwaarden om van deze moeilijkheid af te komen. Zij zijn-

De elektrostatische afstotingskracht kan worden overwonnen door een hoge temperatuur te handhaven die hoge energie aan de waterstofatomen levert.

• Er is een temperatuur van 100 miljoen kelvin nodig om kernfusie in de zon te veroorzaken. Deze temperatuur is ongeveer zes keer heter dan de kern van de zon.
• Waterstof gedraagt ​​zich bij deze temperaturen niet als een gas, het gedraagt ​​zich als een plasma. In de plasmatoestand worden alle elektronen gebruikt om uit de atomen te ontsnappen en kunnen ze vrij bewegen. Het is een hoge energietoestand van materie.
• De grote massa van de zon helpt hem bij het bereiken van deze hoge temperaturen en deze massa wordt samengedrukt door de zwaartekracht in de kern. Microgolven, lasers en ionendeeltjes moeten worden gebruikt om deze temperaturen te bereiken.

Door de hoge druk worden de waterstofatomen samengeperst. De afstand tussen elke waterstof moet 1×10 . zijn^-15m zodat ze samen kunnen smelten.

• De grote massa van de zon en de zwaartekracht zijn de twee belangrijkste factoren die de zon gebruikt om de waterstofatomen in de kern samen te persen.
• Intense magnetische velden, krachtige lasers en ionenstralen worden gebruikt om de waterstofatomen samen te persen.

Deuterium – deuteriumfusie zal in de nabije toekomst een betere respons krijgen, omdat extractie van deuterium uit het zeewater gemakkelijker is dan het produceren van tritium uit lithium. Deuterium is niet radioactief, maar deze deuterium-deuteriumreactie zal meer energie opleveren.

Stappen van kernfusie in de zon

De stappen van de proton-protoncyclus van de kernfusie in de zon worden hieronder vermeld:

STAP 1:

Bij de eerste stap van deze cyclus worden twee protonen samengesmolten in de zon. Dit paar protonen wordt meestal weer van elkaar gescheiden. Maar in enkele gevallen verandert een van de protonen zichzelf in een neutron met behulp van de zwakken nucleaire kracht.

Bij deze reactie worden ook een positron en een neutrino geproduceerd met het neutron. Dit resulterende proton-neutronenpaar wordt vaak deuterium genoemd.

STAP 2:

Na de eerste fase van de reactie vindt een botsing plaats tussen dit geproduceerde deuterium en een derde proton. Door deze botsing ontstaan ​​een helium-3-kern en een gammadeeltje. Deze vrijkomende gammadeeltjes worden als gammastraling uitgezonden vanuit de kern van de zon.

Eindelijk komen deze stralen vrij als zonlicht.

STAP 3:

Daarna vindt de botsing plaats tussen twee helium 3-kernen om een ​​helium 4-kern te produceren. Bij deze reactie worden ook twee extra fotonen geproduceerd als bijproducten van de reactie die ontsnappen als twee waterstofatomen.

Eerst wordt een beryllium 6-kern gevormd die op zijn beurt verandert in een helium 4-kern omdat deze onstabiel van aard is.

De totale massa van de reactanten die de vier protonen zijn, is groter dan de massa van de helium 4-kern als een deel van de massa wordt omgezet in energie volgens de massa-energierelatie van Einstein,E = mc². Deze overtollige energie komt vrij in de vorm van licht en warmte van de zon.

Deze energie moet vele lagen fotosfeer hebben bedekt om aan de zon te ontsnappen. De hoeveelheid van deze vrijgekomen energie is zeer significant, aangezien de proton-protoncyclus plaatsvindt met een snelheid van 9.2 x 10³⁷ keer per seconde. 0.7% van de totale massa van de vier protonen wordt omgezet in energie.

Per seconde wordt 4.26 miljoen ton massa omgezet in energie. Uit de massa-energierelatie van Einstein kan worden afgeleid dat deze 4.26 miljoen ton materie 3.8 x 10²⁶ joule energie per seconde.

Conclusie

De gedetailleerde feiten van de kernfusie in de zon uitgerust met het exacte diagram,vergelijkingen van de proton-protoncyclus,stappen van de cyclus worden in dit artikel beschreven.

Lees meer over 5 belangrijke stadia van de zon en Afval van kernfusie.

Lees ook:

• Voorbeelden van kernsplijting
• Voorbeelden van kernfusie
• Wanneer begint kernfusie
• Kernfusie-afval
• Is kernfusie mogelijk
• Kernfusie in sterren
• Voorbeelden van kernreacties
• Kernfusieproces
• Voorbeelden van kernbrandstoffen
• Is kernfusie hernieuwbaar?