Kärnfusion

Kärnfusion är den process då atomkärnor slås samman och bildar större och tyngre atomkärnor. På grund av de små atomkärnornas låga bindningsenergi per nukleon kan man tjäna energi om man slår ihop två små kärnor till en tyngre. I stjärnor förekommer kärnfusion i mitten av stjärnan, och det är detta som är deras drivkraft. På Jorden förekommer det i vätebomber, men man har aldrig lyckats med fusion i kontrollerade former. Se jakten på kall fusion.

Kärnfusion i StjärnorSolen, och andra stjärnors drivkraft är kärnfusion. Fusionen är beroende av mycket högt tryck och temperatur, och startar först när gravitationen drar ihop ett tillräckligt stort vätgasmoln till en tät klump. När väl förutsättningarna uppnås, kan vätekärnor i tur och ordning slås ihop till tyngre element. De två viktigaste reaktionerna är proton-proton-kedjan och kol-kväve-cykeln:

Nedan används notationen 3He för att motsvara en kärna (Helium) och dess masstal (3).

I proton-proton-kedjan slås vätekärnor ihop till Helium: ¹H + ¹H ²H + e+ + v ²H + ¹H 3He + y 3He + 3He 4He + ¹H + ¹H

I kol-kväve-cykeln är kol en katalysator. Nettosammanslagningen blir att fyra vätekärnor slås samman till en heliumkärna.Kolet självt kan bildas av sammanslagning: 4He + 4He + 4He 12C + 2 x y

12C + ¹H 13N + y13N 13C + e+ + v 13C + ¹H 14N + y 14N + ¹H 15O + y15O 15N + e+ + v 15N + ¹H 12C + 4He

Av fusionsprocessen kommer energi framförallt ut som fotoner, gammastrålning, men också som termisk rörelse för alla inblandade kärnor. Fusionen i stjärnorna fortsätter så länge det blir energi över efter sammanslagningen, och det tryck utåt som den frigjorda energin åstadkommer kan hålla gravitationens tryck inåt i jämvikt. Järn är det ämne som har mest bindningsenergi per nukleon, så här slutar den energivinnande fusionen. Tryck och energi från omkringvarande fusion kan dock tvinga ihop kärnor till ännu tyngre grundämnen.

En stjärna som är i den första fasen, där vätekärnor slås ihop, är oftast en huvudseriestjärna. När vätet tar slut går stjärnan in i en kortare fas där Helium och allt tyngre element slås ihop. Stjärnans öde avgörs till största delen av hur mycket massa den har; från att vara huvudseriestjärna kan den bli en vit dvärg, röd jätte eller annat. Se vidare på Stjärna.

Redigera?

Artikeln skriven 2009-01-18 av Learning4sharing

Kategorier för Kärnfusion

(2), fusion(1), Kol kväve cykel(1), Stjärnor (1), Proton proton kedja(1), Kärnfusion(1)

Intresserad av fler artiklar?

Havsvatten
Förståsigpåare
CSM International
DC Comics
Ahlgrens Däck
Gott o blandat
AKO Chok
AKO Mint
AKO Frukt