In diesem Artikel werden wir die Kernfusion in der Sonne, Reaktion, Gleichung, Diagramm, Ursache und Schritte ausführlich diskutieren.
Wir bekommen Licht und Wärmeenergie von der Sonne. Daher ist die Sonne die Quelle des Lebens auf dieser Erde. Aber hier stellt sich die Frage, wie Energie in der Sonne entsteht. Die Antwort ist Kernfusion. Durch Kernfusion entsteht Reaktionsenergie in der Sonne.
Der Kern der Sonne ist der spezifische Ort, an dem Kernfusion stattfinden. Proton-Proton-Fusion ist die spezifische Art der Kernfusion, die der Grund für die Entstehung von Energie ist. Im Proton-Proton-Zyklus wird ein Proton bzw 1H1 Kern verbindet sich mit dem anderen Proton zu einem Helium (2He4) Kern.
Als Ergebnis dieses Fusionsprozesses wird Energie in Form von Licht und Wärme abgestrahlt, die wiederum die Sonne heiß macht. Diese erzeugte Energie strahlt über das Sonnensystem. 99% Energie wird vom Kern der Sonne abgestrahlt, der durch Kernfusion in der Sonne gewonnen wird.
Kernfusion in der Sonnenreaktion
Die Entladungsrate der Energie in der Sonne beträgt 1026 Joule pro Sekunde. Die Temperatur der Sonne beträgt etwa 20 Millionen Grad und ihr Alter beträgt etwa 5 x 109 Jahre. Die gesamte von der Sonne in diesen Jahren abgestrahlte Energie ist also extrem hoch. Es herrscht Verwirrung über die Quelle dieser Energie.
1928 schlugen Atkinson und Houtermans vor, dass diese Quelle die Kombination von vier Protonen ist, die ein Alpha-Teilchen erzeugen. Ihrer Meinung nach kann dies nur die Quelle für so viel Energie für diesen langen Zeitraum sein. Die Idee zyklischer Kernreaktionen wurde von ihnen vorgeschlagen.
Thermonukleare Reaktionen können diese Sternenenergie erzeugen – dieses Konzept wurde 1938 von Hans Bethe vorgeschlagen. Bei diesen Reaktionen werden Protonen miteinander verschmolzen, um Heliumkerne zu bilden. Dieser Zyklus wird als bezeichnet Protonen-Protonen-Zyklus. Dieser Zyklus gilt für relativ niedrige Sterntemperaturen.
Daraus ergibt sich der Begriff des Roten Zwergs. Die Hauptenergiequelle der Sonne und der Sterne ist der Protonen-Protonen-Zyklus, der bei niedriger Temperatur stattfindet. Dies ist als Roter Zwerg bekannt.
Kernfusion in der Sonnengleichung
Die Gleichungen des Proton-Proton-Zyklus sind unten geschrieben:
(1) 1H1 + 1H1 → 1H2 + 1e0 + v + 0.42 MeV
(2) 1H2 + 1H1 → 2He3 +γ + 5.5 MeV
(3) 2He3 + 2He3 → 2He4 + 2 1H1 + 12.8 MeV
In diesem Reaktionszyklus müssen die Gleichungen (1) und (2) zweimal auftreten. Dies kann in zwei nachgegeben werden 2He3 Kerne in (3). Das Endergebnis, das aus diesen Reaktionen erhalten werden kann, besteht darin, dass vier Protonen kombiniert werden, um ein Alpha-Teilchen zu bilden.
In diesen Reaktionen zwei Positronen, zwei Neutrinos und zwei γ Photonen werden ebenfalls erzeugt.
4 1H1 → 2He4 + 2 1e0 + 2 ν + 2 γ
Die Gesamtenergie, die in diesem Zyklus freigesetzt wird, beträgt 24.6 MeV. Hier beträgt die Massendifferenz 0.0286 u. Wenn die Neutrinos bei diesen Reaktionen entweichen, beträgt die verbleibende Energie etwa 24.3 MeV, nachdem die Kernfusion in der Sonne stattfindet, bei der vier Protonen zu einem Heliumkern verschmolzen werden.
Dadurch wird die Konzentration der Protonen abgebaut, während sich die Heliumkonzentration aufbaut. Dieser Proton-Proton-Zyklus der Kernfusion in der Sonne findet nur statt, wenn die kinetische Energie der Protonen bzw. ihre Temperatur so hoch bleibt, um die gegenseitige elektrostatische Abstoßung zu überwinden.
Kernfusion im Sonnendiagramm
Das Diagramm der Kernfusion in der Sonne ist unten dargestellt:
Was verursacht die Fusion in der Sonne?
Wir wissen, dass Kernfusion in der Sonne erreicht werden kann, wenn Wasserstoffatome miteinander verschmelzen. Um fusioniert zu werden, sollten diese Atome einander näher kommen. Wenn sich zwei Kerne näher kommen, versuchen die Protonen in jedem von ihnen, sich gegenseitig abzustoßen, da beide positiv geladen sind.
Eine Kernfusion in der Sonne kann nicht stattfinden, wenn dieses Problem nicht überwunden werden kann. Es gibt eine Reihe von Bedingungen, um diese Schwierigkeit zu beseitigen. Sie sind-
Die elektrostatische Abstoßungskraft kann überwunden werden, indem eine hohe Temperatur aufrechterhalten wird, die den Wasserstoffatomen eine hohe Energie zuführt.
- 100 Millionen Kelvin Temperatur sind erforderlich, um eine Kernfusion in der Sonne zu bewirken. Diese Temperatur ist etwa sechsmal heißer als der Kern der Sonne.
- Wasserstoff verhält sich bei diesen Temperaturen nicht wie ein Gas, sondern wie ein Plasma. Im Plasmazustand werden alle Elektronen verwendet, um aus den Atomen zu entkommen, und sie bewegen sich frei. Es ist ein hochenergetischer Zustand der Materie.
- Die große Masse der Sonne hilft ihr dabei, diese hohen Temperaturen zu erreichen, und diese Masse wird durch die Schwerkraft in ihrem Kern komprimiert. Mikrowellen, Laser und Ionenpartikel sollten verwendet werden, um diese Temperaturen zu erreichen.
Durch den hohen Druck werden die Wasserstoffatome zusammengepresst. Der Abstand zwischen jedem Wasserstoff sollte 1 × 10 betragen-15m, damit sie miteinander verschmolzen werden können.
- Die große Masse der Sonne und die Schwerkraft sind die beiden Hauptfaktoren, die von der Sonne genutzt werden, um die Wasserstoffatome in ihrem Kern zusammenzupressen.
- Intensive Magnetfelder, leistungsstarke Laser und Ionenstrahlen werden verwendet, um die Wasserstoffatome zusammenzupressen.
Deuterium – Deuterium-Fusion wird in naher Zukunft eine bessere Resonanz finden, da die Gewinnung von Deuterium aus dem Meerwasser einfacher ist als die Herstellung von Tritium aus Lithium. Deuterium ist nicht radioaktiv, aber diese Deuterium-Deuterium-Reaktion erzeugt mehr Energie.
Schritte der Kernfusion in der Sonne
Die Schritte des Proton-Proton-Zyklus der Kernfusion in der Sonne sind unten angegeben:
SCHRITTE:
Im ersten Schritt dieses Zyklus werden zwei Protonen in der Sonne miteinander verschmolzen. Dieses Protonenpaar wird meistens wieder voneinander getrennt. Aber in einigen Fällen verwandelt sich eines der Protonen mit Hilfe des Schwachen in ein Neutron Kernkraft.
Bei dieser Reaktion entsteht mit dem Neutron auch ein Positron und ein Neutrino. Dieses resultierende Proton-Neutron-Paar wird oft als Deuterium bezeichnet.
SCHRITTE:
Nach der ersten Stufe der Reaktion findet eine Kollision zwischen diesem erzeugten Deuterium und einem dritten Proton statt. Als Ergebnis dieser Kollision entstehen ein Helium-3-Kern und ein Gammateilchen. Diese freigesetzten Gammateilchen werden vom Kern der Sonne als Gammastrahlen emittiert.
Schließlich werden diese Strahlen als Sonnenlicht freigesetzt.
SCHRITTE:
Danach erfolgt die Kollision zwischen zwei Helium-3-Kernen, um einen Helium-4-Kern zu erzeugen. Bei dieser Reaktion werden auch zwei zusätzliche Photonen als Nebenprodukte der Reaktion erzeugt, die als zwei Wasserstoffatome entweichen.
Zunächst wird ein Beryllium-6-Kern gebildet, der sich wiederum in einen Helium-4-Kern umwandelt, da er von Natur aus instabil ist.
Die Gesamtmasse der Reaktanten, die die vier Protonen sind, ist größer als die Masse des Helium-4-Kerns, da ein Teil der Masse gemäß Einsteins Masse-Energie-Beziehung in Energie umgewandelt wird.E = mc2. Diese überschüssige Energie wird in Form von Licht und Wärme von der Sonne freigesetzt.
Diese Energie muss viele Schichten der Photosphäre bedeckt haben, um der Sonne zu entkommen. Die Menge dieser freigesetzten Energie ist sehr signifikant, da der Proton-Proton-Zyklus mit einer Rate von 9.2 x 10 abläuft37 Mal pro Sekunde. 0.7 % der Gesamtmasse der vier Protonen werden in Energie umgewandelt.
4.26 Millionen Tonnen Masse werden pro Sekunde in Energie umgewandelt. Aus der Masse-Energie-Relation von Einstein lässt sich sagen, dass diese 4.26 Millionen Tonnen Materie 3.8 x 10 ergeben26 Joule Energie pro Sekunde.
Zusammenfassung
Die detaillierte Tatsachen der Kernfusion in der Sonne ausgestattet mit dem genauen Diagramm,Gleichungen des Protonen-Protonen-Zyklus,Schritte des Zyklus werden in diesem Artikel beschrieben.
Erfahren Sie mehr über 5 wichtige Stadien der Sonne und Abfall aus der Kernfusion.
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