|
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 > 3. Termonuklearne reakcije na zvezdama Da bi dva jezgra čija su naelektrisanja Z1 i Z2 mogla da se fuzionišu, morala bi prvo da savladaju svoje uzajamno elektrostatičko odbijanje i da se primaknu na rastojanje r ~ 10-13 cm, dakle, na rastojanje na kojem se privlače pod uticajem jake nuklearne sile.Da bi se dva jezgra sa najmanjim rednim brojem fuzionisala potrebna je energija toplotnog kretanja od oko 0,35 MeV, kojoj odgovara temperatura od oko 108 – 109K, koja prevazilazi temperaturu centralnih oblasti Sunca (T =1,3·107K). Pošto je temperatura nekih zvezda niža od temperature potrebne za obično fuzionisanje, fuzija postaje moguća zahvaljujući tunel-efektu. Pod tunel-efektom podrazumeva se verovatnoća različita od nule u kvantno-mehaničkom značenju da naelektrisane čestice prođu kroz elektrostatičku barijeru iako za to nemaju potrebnu energiju prema klasičnoj mehanici. Termonuklearne reakcije u zvezdama mogu da se odvijaju u obliku termonuklearnih ciklusa u kojima se izdvaja energija na račun fuzije jezgra vodonika u jezgra helijuma i ostalih termonuklearnih reakcija. Pretpostavlja se da se jedna od mogućih termonuklearnih reakcija u zvezdama odvija u obliku tzv. protonsko - protonskog ciklusa. Jedna od varijanti tog ciklusa,u zavisnosti od temperature, započinje sjedinjavanjem 2 protona, pri čemu se obrazuje deuterijum,uz emisiju pozitrona i neutrina:
Nakon toga deuterijum interaguje sa protonom, obrazujući jezgro helijumovog izotopa, a višak energije se izdvaja u vidu g-zračenja:
U posledjoj fazi ciklusa, jezgra ovog helijumovog izotopa međusobno se sjedinjavaju, tako da formiraju jezgro helijumovog izotopa 2He4 (a čestica), oslobađajući 2 protona:
Konačan rezultat je fuzija četiri protona u helijumovo jezgro (2 protona i 2 neutrona),pri čemu se uz nastanak 2 pozitrona i 2 neutrina oslobađa energija. Razlika mase ∆m četiri protona i helijumovog jezgra odgovara energiji: E=∆mc2≈26,7 MeV1 ili približno 6,5 MeV1 po nukleonu. Najveći deo te energije,oslobođen u vidu fotona,troši se na lokalno zagrevanje gasa.Jedan mali deo sa sobom odnose neutrini koji beže ka površini bez interakcija. Efikasnost pretvaranja mase u energiju je m/mp≈0,7%,što je najveći prinos među svim reakcijama. Ovakva fuzija je spora i dešava se u zvezdama Sunčeve mase. U zvezdama mase preko 1,2 mase Sunca koje u središtu imaju temperaturo preko 2·107 K vodonik sagoreva u CNO (ugljenično-azotno-kiseoničnom) ciklusu, koristeći izotop ugljenika 6C12 kao katalizator.Ciklus počinje reakcijom izotopa ugljenika sa protonom:
Nestabilan izotop azota 7N13 se raspada na ugljenikov izotop 6C13, uz oslobađanje pozitrona i neutrina:
Dobijeni ugljenikov izotop sa jednim protonom formira stabilan izotop azota:
Sledeći stadijum je nastanak nestabilnog izotopa kiseonika reakcijom azota 7N14 sa jednim protonom: Od nestabilnog izotopa kiseonika nastaju izotop azota, 7N15, pozitron i neutrino:
Ciklus se završava sjedinjavanjem azotovog izotopa 7N15 i protona, formirajući tako helijumovo jezgro i katalizator 6C12:
Kada se u jezgru jedne zvezde potroši vodonik, ona se skuplja i sažima dok temperatura ne dostigne 1-2 miliona kelvina i dok helijumova jezgra ne uspeju da nadvladaju svoje elektrostatičko odbijanje, ponovo uz pomoć tunel-efekta.Fuzija helijumovih jezgara je proces koji se odvija u dve etape. Proizvod prve etape je nepostojano jezgro berilijuma, 4Be8, sa vremenom života od oko 10-16s. Tokom tog vrlo kratkog vremena postoji mala verovatnoća da ono zarobi još jedno jezgro helijuma i obrazuje ugljenik 6C12. Čitav taj proces naziva se proces tri-alfe i oslobađa energiju od približno 7,3 MeV, njegov prinos je 0,05% tj. 15 puta manji od prinosa fuzije vodonika. Kako fuzija vodonika pretvara jedan deo (f ≈10-20%) mase zvezde M u energiju sa prinosom od 0,7%, ukupna proizvedena nuklearna energija u fazi glavnog niza iznosi: En = 0,007 fMc2 1 2
3 4
5 6
7
8 9
10 11 12
13
14
15 16
17
18 > (oktobar 2003.)
|
