1. vätefusion: Solens kärna är oerhört het och tät och innehåller mestadels väte. Denna extrema miljö gör det möjligt för vätekärnor (protoner) att övervinna deras elektrostatiska avstötning och smälta samman.
2. deuteriumbildning: Två protoner kolliderar, och en proton förvandlas till en neutron och släpper en positron (antimatterelektron) och en neutrino. Den resulterande protonen och neutronen binder ihop för att bilda deuterium, en tung väteisotop.
3. heliumbildning: Deuterium smälter sedan med en annan proton för att bilda helium-3, som är en heliumisotop med en neutron och två protoner. Två helium-3-kärnor smälter sedan in, släpper två protoner och bildar en helium-4-kärna (innehåller två protoner och två neutroner).
4. Energiutsläpp: I var och en av dessa fusionsreaktioner omvandlas en del massa till energi enligt Einsteins berömda ekvation E =mc². Denna energi frigörs i form av gammastrålar, kinetisk energi hos de nybildade partiklarna och neutrino.
Övergripande reaktion:
Den förenklade nettoreaktionen kan representeras som:
4 ¹h → ⁴he + 2e⁺ + 2νe + 2y
Detta innebär att fyra vätekärnor (protoner) kombineras för att bilda en heliumkärna och släppa två positroner, två elektronneutrino och två gammastrålar.
Nyckelpunkter om kärnfusion i solen:
* Extremt höga temperaturer: Solens kärna når miljoner grader Celsius, vilket ger den energi som behövs för att övervinna avvisningen mellan protoner.
* Hög densitet: De täta kärnpaketen många protoner nära varandra, vilket ökar sannolikheten för kollisioner.
* kontinuerlig process: Kärnfusion är en kontinuerlig process i solen, vilket ger den energi som driver dess ljus och värme.
* Energikälla: Solens fusionsreaktioner omvandlar en liten mängd massa till enorma mängder energi, vilket gör den till en kraftfull energikälla för vårt solsystem.
