1. Ingredienserna:
* väteisotoper: Stjärnor är främst sammansatta av väte, det enklaste elementet. Inom stjärnkärnan finns det två isotoper av väte:
* protium (¹h): Den vanligaste formen av väte, som innehåller en enda proton.
* deuterium (²h): En tyngre isotop av väte, som innehåller en proton och en neutron.
2. Processen:
* Hög temperatur och tryck: Djupt inom stjärnans kärna skapar enorma gravitationstryck och värme extrema förhållanden.
* Att övervinna Coulomb -barriären: De positivt laddade protonerna i vätekärnor avvisar varandra på grund av elektromagnetisk kraft. Den extrema värmen ger tillräckligt med energi för att övervinna denna avstötning, vilket gör att kärnorna kan komma tillräckligt nära för att fusion ska inträffa.
* fusionsreaktion: När protoner smälter samman bildar de deuterium och släpper energi i processen. Detta deuterium kan sedan smälta in med en annan proton, bilda helium (⁴he) och släppa ännu mer energi.
Den vanligaste fusionsreaktionen i solen är:
4 ¹h → ⁴He + 2 E⁺ + 2 νe + 2y
3. Energiutsläpp:
* Massenergi Ekvivalens: Den totala massan av den producerade heliumkärnan är något mindre än den kombinerade massan för de fyra vätekärnorna. Denna skillnad i massa omvandlas till energi, enligt Einsteins berömda ekvation E =mc².
* Energitransport: Denna energi frigörs som gammastrålar, som absorberas och återkommer av stjärnans plasma, så småningom når stjärnans yta och strålar ut i rymden som ljus och värme.
Sammanfattningsvis:
Kärnfusion i stjärnor är processen att kombinera lättare kärnor (väte) till tyngre kärnor (helium) under enormt tryck och värme. Denna process frigör enorma mängder energi, vilket är det som får stjärnorna att lysa.
