Om atomfusion i Stars

Kernfusion er stjernens livsnerven og en vigtig proces for at forstå, hvordan universet virker. Processen er, hvad der styrker vores egen Sol, og derfor er den grundlæggende 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 starter fusion?

Fusion er et stadium der sker under stjernedannelse. Dette begynder i gravitationsbruddet af en kæmpemolekylær sky. Disse skyer kan spænde flere dusin kubiske lysår af plads og indeholde enorme mængder stof. Da tyngdekraften kollapser skyen, bryder den op i mindre stykker, hver centreret omkring en koncentration af materie. Da disse koncentrationer øges i masse, accelererer den tilsvarende tyngdekraft og dermed hele processen, med selve sammenbruddet skaber varmeenergi. Til sidst kondenserer disse stykker under varme og tryk i 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 i midten, opnår en ligevægtstilstand med vægten af ​​stjernens materie, hvilket forhindrer yderligere sammenbrud selv i supermassive stjerner.

Stellar Fusion

Det meste af det der gør op en stjerne er hydrogen gas sammen med nogle 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 den proces, der skaber al den energi, der frigives af solen, herunder alle de varme, synlige lys og UV stråler, der til sidst når jorden. Brint er ikke det eneste element, der kan smelte på denne måde, men tungere elementer kræver efterhånden større mængder tryk og varme.

Kører ud af brint

Til sidst begynder stjerner at løbe tør for 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 en ny fase af stjernernes sammenbrud. Når sammenbruddet sætter tilstrækkeligt, større pres 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 til at smelte helium og blive røde dværge.

Løbende fusion: Mellemstore stjerner

Når en stjerne begynder at fusionere helium i kernen, øges 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 forvandle 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 Sol.

Løbende Fusion: Big Stars

Større stjerner har mere masse, hvilket betyder at når helium er udtømt, kan de få en ny runde sammenbrud og skabe presset for at starte en ny fusionskrone, der skaber endnu tungere elementer. Dette kan muligvis fortsætte, indtil jern er nået. Jern er det element, der deler elementer, der 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 tungere end hydrogen er resultatet af atomfusion. Virkelig tunge elementer, såsom guld, bly eller uran, kan kun skabes gennem supernova eksplosioner. Derfor er alle stoffer, vi er bekendt med på Jorden, forbindelser, der er bygget ud af affaldet fra tidligere dødsfald.