Om kernefusion i stjerner

Kernefusion er stjernernes livsblod og en vigtig proces til forståelse af, hvordan universet fungerer. Processen er det, der driver vores egen sol, og derfor er rodkilden 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 fremstille mad. Desuden er næsten alt i vores kroppe lavet af elementer, der ikke ville eksistere uden nuklear fusion.

Fusion er et stadium, der sker under stjernedannelse. Dette begynder i tyngdekraften i en kæmpe molekylær sky. Disse skyer kan spænde over flere dusin kubiske lysår med rum og indeholde store mængder stof. Når tyngdekraften kollapser skyen, bryder den op i mindre stykker, hver centreret omkring en koncentration af stof. Da disse koncentrationer øges i masse, accelererer den tilsvarende tyngdekraft og dermed hele processen, hvor selve sammenbruddet skaber varmeenergi. Til sidst kondenserer disse stykker under varmen og trykket til luftformige kugler kaldet protostjerner. Hvis en protostjerne ikke koncentrerer nok masse, opnår den aldrig det tryk og den varme, der er nødvendig for kernefusion, og bliver en brun dværg. Den energi, der stiger fra fusionen, der finder sted i midten, opnår en tilstand af ligevægt med vægten af ​​stjernens stof og forhindrer yderligere sammenbrud, selv i supermassive stjerner.

Det meste af det, der udgør en stjerne, er brintgas sammen med noget helium og en blanding af sporstoffer. Det enorme tryk og varme i solens kerne er tilstrækkelig til at forårsage brintfusion. Hydrogenfusion klemmer to brintatomer sammen, hvilket resulterer i skabelsen af ​​et heliumatom, frie neutroner og en hel del energi. Dette er den proces, der skaber al den energi, der frigives af solen, inklusive al den varme, synlige lys og UV-stråler, der til sidst når jorden. Brint er ikke det eneste element, der kan smeltes sammen på denne måde, men tungere grundstoffer kræver successivt større mængder tryk og varme.

Til sidst begynder stjernerne at løbe tør for brint, der giver det grundlæggende og mest effektive brændstof til kernefusion. Når dette sker, forhøjede den stigende energi, der opretholdte ligevægten, yderligere kondensering af stjernen og forårsagede en ny fase af stjernekollaps. Når sammenbruddet lægger tilstrækkeligt, større pres på kernen, er 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, hvormed de kan smelte helium og blive røde dværge.

Når en stjerne begynder at smelte helium i kernen, øges energiudgangen over brint. Denne større ydelse skubber de ydre lag af stjernen længere ud og øger dens størrelse. Ironisk nok er disse ydre lag nu langt nok fra, hvor fusionen finder sted til at afkøle sig lidt og vende dem fra gul til rød. Disse stjerner bliver røde giganter. Heliumfusion er relativt ustabil, og temperaturudsving kan forårsage pulsationer. Det skaber kulstof og ilt som biprodukter. Disse pulsationer har potentialet til at sprænge stjernens ydre lag i en nova-eksplosion. En nova kan igen skabe en planetarisk tåge. Den resterende stjernekerne afkøles gradvist og danner en hvid dværg. Dette er den sandsynlige afslutning på vores egen sol.

Større stjerner har mere masse, hvilket betyder, at når heliumet er opbrugt, kan de få en ny runde af sammenbrud og producere presset til at starte en ny fusionsrunde, der skaber endnu tungere elementer. Dette kan potentielt fortsætte, indtil jern nås. 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 dets oprettelse. Nu dræner fusion snarere end at skabe energi, selvom processen er ujævn (jernfusion fortsætter ikke universelt i kernen). Den samme fusions ustabilitet i supermassive stjerner kan få dem til at skubbe deres ydre skaller ud på en måde, der svarer til almindelige stjerner, hvor resultatet kaldes en supernova.

En vigtig overvejelse i stjernemekanik er, at al materie i universet, der er tungere end brint, er resultatet af nuklear fusion. Virkelig tunge elementer, såsom guld, bly eller uran, kan kun skabes gennem supernovaeksplosioner. Derfor er alle de stoffer, vi er fortrolige med på Jorden, forbindelser, der er bygget ud af affaldet fra noget tidligere stjernedød.