Embedded Files
Denna sida är fortfarande under uppbyggnad. Men du är välkommen att se dig omkring ändå!
Kärnfusion i stjärnor
I tidigare lektioner har vi sett att klassisk termodynamik inte kan förklara stjärnors enorma energiproduktion. För att förstå detta behöver vi processer som frigör betydligt mer energi än kemiska reaktioner – nämligen kärnreaktioner.
Det mest avgörande exemplet för solens energiproduktion är Proton–Proton-kedjan, den serie fusioner som omvandlar väte till helium i solens inre. Denna kedja är så central i astrofysiken att det rekommenderas att lära sig dess steg utantill.
Coulomb-barriären och problemet med klassisk fysik
Två protoner repellerar varandra starkt eftersom de båda är positivt laddade. Denna repulsion kallas Coulomb-barriären, och den kräver att partiklarna har en energi på ungefär 0.9Mev.
för att komma tillräckligt nära för att de starka kärnkrafterna ska börja verka.
Vid solens temperaturer (ca 15 miljoner K) har protonerna däremot bara en genomsnittlig rörelseenergi på ungefär 0.002 MeV. Alltså nästan tusen gånger för lite. Med klassisk fysik borde därför ingen fusion kunna ske alls.
Vid temperaturer som i solens inre, omkring 15 miljoner grader, har protonerna en genomsnittlig rörelseenergi på ungefär 0.0019 MeV.. För att passera Coulomb-barriären skulle de behöva nästan tusen gånger mer.
Med klassisk fysik är detta alltså omöjligt – ingen partikel borde ha tillräcklig energi för att uppnå fusion. Ändå sker det, vilket kan bekräftas i labb här på jorden. Förklaringen ligger i kvantmekaniken som upptäcktes i början av 1900-talet. Inom kvantfysiken modellerar man partiklar som som sannolikhetsvågor. Detta innebär att partiklar, innan en mätning, inte har en given position. Istället har de en viss sannolikhet att hittas vid en given position när du gör en mätning. Detsamma gäller för energi. Detta innebär att om de är nära en barriär så har de en viss sannolikhet att befinna sig vid andra sidan av barriären. Detta kallas tunneleffekten. Denna sannolikhet är extremt låg för ett makroskopiskt objekt som människor eller katter, men för subatomära partiklar är sannolikheten tillräckligt påtaglig för att kunna driva på kärnfusionen. Nyckeln ligger i antalet reaktioner som ständigt sker i solens inre. En estimering ger 9x10^37 reaktioner per sekund.
Tack vare denna hutlösa mäng reaktioner räcker även en mycket liten sannolikhet för att upprätthålla solens energiproduktion.
När tunnling väl sker kan två protoner förenas i följande reaktionskedja:
Energi från massförlust
Under lång tid trodde man att massa alltid är bevarad. Detta stämmer inte i kärnfusion. Istället bevaras massa och energi. Vid varje fusion försvinner en liten mängd massa, som omvandlas till energi enligt Einsteins formel:
Masskillnaden(mätt i atommassor) mellan fyra väteatomer och en heliumkärna är:
Vilket motsvarar en energi på:
Denna energi frigörs, per reaktion, som strålning och värme och är grunden för solens ljusstyrka.
Klassisk fysik kunde inte förklara solens livslängd. Utifrån kända kemiska energikällor och gravitationella modeller borde solen ha svalnat för länge sedan. Termodynamiken gav oss visserligen verktygen för att beskriva energi och värme, men inte någon process som kunde upprätthålla solens effekt under miljarder år.
När kärnfysiken och kvantmekaniken utvecklades blev bilden komplett. Fusion mellan protoner kan frigöra 26,7 MeV energi per reaktion, vilket över tid förklarar solens observerade ljusstyrka. Med den uppmätta solkonstanten och termodynamikens lagar kan vi använda energibalans för att bekräfta att denna siffra stämmer. Solens totala effekt, beräknad utifrån den energi som når jorden, överensstämmer med det antal fusioner som krävs enligt våra modeller.
Termodynamiken kunde alltså inte avslöja energins ursprung, men den ger oss idag ett sätt att verifiera våra beräkningar. De samma lagar som en gång visade att något saknades i vår förståelse av solen används nu för att bekräfta att kärnfusionen är den saknade energikällan.
Man kan tro att diskussionen om stjärnornas energi slutar där, men det gör den inte. Även om kärnfusion förklarar solens energiproduktion, uppstod under 1900-talet ett nytt problem. Som vi har sett producerar fusionen neutriner, men mätningar visade under lång tid att endast ungefär en tredjedel av de förväntade neutrinerna kunde detekteras på jorden. Detta blev känt som solens neutrinoproblem, ett av de mest kända olösta mysterierna i astrofysiken.
I nästa lektion ska vi se hur forskare lyckades lösa detta problem och visa att neutriner kan byta identitet på vägen från solen till jorden. Den upptäckten bekräftade inte bara vår förståelse av solen utan visade också att neutriner har massa, något som många fysiker ser som det enda konkreta beviset på fysik bortom standardmodellen som så framgångsrikt beskriver partikelfysiken.
Page updated
Google Sites
Report abuse