Reakcja fuzji termojądrowej, jądra
deuteru
i
trytu
łączą się, powstaje jądro
helu
,
neutron
i wydzielana jest energia.
Reakcja termojądrowa, synteza jądrowa lub fuzja jądrowa –
zjawisko
polegające na złączeniu się dwóch lżejszych jąder w jedno cięższe, w wyniku fuzji mogą powstawać obok nowych jąder też wolne neutrony, protony, cząstki elementarne i cząstki alfa.
Różne jądra atomowe mają różną
energię wiązania
przypadającą na
nukleon
. Największą energię wiązania przypadającą na jeden nukleon ma
żelazo
.
W wyniku reakcji egzotermicznej wydzielona energia (w postaci energii kinetycznej produktów i
promieniowania gamma
), zostaje rozproszona na otaczających atomach i przekształca się na energię cieplną. Energię wydzielającą się podczas reakcji można wyznaczyć bez przeprowadzania reakcji na podstawie
deficytu masy
, czyli różnicy mas składników i produktów reakcji.
Jądra atomowe
mają dodatni
ładunek elektryczny
i dlatego się odpychają – aby doszło do ich połączenia muszą zbliżyć się na tyle, aby siły oddziaływań jądrowych pokonały
odpychanie elektrostatyczne
. Niezbędnym warunkiem do tego jest
prędkość
(energia kinetyczna) jąder. Wysoką energię jąder uzyskuje się w bardzo wysokich temperaturach lub rozpędzając jądra w
akceleratorach
cząstek.
Przedrostek termo pochodzi od głównego sposobu, w jaki wywoływana jest ta reakcja w gwiazdach i bombie wodorowej, czyli przez podniesienie temperatury do kilkunastu milionów
kelwinów
. W skali atomowej oznacza to bardzo dużą energię zderzenia cząstek. Istnieje hipoteza, że synteza jądrowa może zachodzić również w niższych temperaturach (
zimna fuzja
).
Reakcja termojądrowa jest głównym, poza energią grawitacyjną, źródłem energii
gwiazd
.
Nukleosynteza
Reakcje termojądrowe w gwiazdach
Cykl protonowy
W niezbyt masywnych gwiazdach ciągu głównego podstawową reakcją jest synteza jądra
helu
. Aby synteza nastąpiła, jądra
wodoru
(
protony
) muszą się zbliżyć na odległość zasięgu oddziaływania jądrowego (około 1
fm
= 10−13 cm). Protony odpychają się jednak elektrostatycznie, a zatem muszą pokonać
barierę potencjału
o wartości około E = 1
MeV
. Taką energię termiczną mają cząstki o temperaturze 1010
K
. Tak wysokiej temperatury nie ma we wnętrzu
gwiazd
, ale przebieg zjawiska w niższej temperaturze tłumaczy
zjawisko tunelowe
.
Proces syntezy helu z wodoru przebiega w wyniku kilku procesów:
Proces ten jest konsekwencją
oddziaływań słabych
(wymiany
bozonu W
). Podczas syntezy następuje
odwrotny rozpad β
:
- .
Reakcja ta, jako konsekwencja
oddziaływań słabych
, jest bardzo powolna. Powoduje to, że gwiazdy świecą długo, a nie spalają się w jednej chwili, lecz w ciągu milionów czy miliardów lat. W wyniku tej reakcji i w wyniku oddziaływania jądrowego tworzy się
deuter
:
Reakcja ta jest niezmiernie wolna. Następna reakcja:
prowadzi do powstania izotopu
helu
, po którym następuje fuzja dwóch jąder helu:
Opisany powyżej ciąg reakcji jądrowych zwany jest cyklem wodorowym. W pojedynczym cyklu tworzenia 1 jądra helu z 4 protonów emitowane jest 26,7
MeV
energii i jest to główne źródło energii gwiazd. Część energii jest tracona przez uchodzące neutrina (1,6 MeV).
Zderzające się jądra mają zazwyczaj energię mniejszą od energii potrzebnej do pokonania bariery potencjału elektrycznego, ale przenikają przez nią na skutek zjawiska
kwantowego
zwanego
efektem tunelowym
. W wyniku syntezy produkowane są nowe jądra,
neutrina
i
fotony
. Wysokoenergetyczne fotony przekazują najpierw energię materii gwiazd, podgrzewając ją, aby po pewnym czasie jako promieniowanie cieplne wydostać się z gwiazdy. Niemal wszystkie neutrina opuszczają wnętrza gwiazd bez zderzeń z materią gwiazdy. Dla fotonów środowisko wnętrza gwiazdy nie jest przezroczyste. Średnia droga swobodna wysokoenergetycznego fotonu we wnętrzu Słońca wynosi około 10 − 3 m. Wydostawanie się energii z wnętrza gwiazdy na zewnątrz następuje w wyniku promieniowania wysokoenergetycznego, promieniowania cieplnego oraz
konwekcji
gazu w gwieździe. Na procesy te wpływa też zmiana ruchu cząstek w
polu magnetycznym
.
Reakcje syntezy cyklu wodorowego nastąpiły w młodym Wszechświecie (
kosmologia
) podczas procesu
nukleosyntezy
. Podczas ekspansji Wszechświata rosła objętość (V(t) = a3(t)V0, a(t) jest
czynnikiem skali
), malała temperatura , tak że gęstość
entropii
była stała. Oznacza to, że w pewnym okresie istniały warunki odpowiednie do syntezy lekkich pierwiastków. Zjawiskiem tym tłumaczy się stały stosunek ilościowy wodoru do helu w obłokach kosmicznych. W przeciwieństwie do gwiazdy, gdy temperatura jest w wyniku równowagi stała, w młodym Wszechświecie
temperatura
ciągle spadała (i spada nadal).
Cykl węglowo-azotowo-tlenowy
Dla bardziej masywnych gwiazd ciągu głównego, takich jak
Syriusz
A, zachodzi cykl węglowo-azotowy. Wymaga on obecności jąder 12C jako katalizatora. Cykl składa się z reakcji:
W procesie tych reakcji wyłaniana jest energia 23,8 MeV. Około 98,4% energii w Słońcu jest produkowane w wyniku cyklu wodorowego, a tylko 1,6% w wyniku cyklu węglowo-azotowego. Znaczenie tego ostatniego cyklu wzrasta, gdy temperatura gwiazdy jest wyższa.
Nukleosynteza w gwiazdach olbrzymach
W olbrzymach i nadolbrzymach następuje spalanie helu i synteza węgla, a następnie tlenu, neonu i magnezu, w procesach z udziałem cząstek alfa (jąder helu-4). Wyższe nuklidy, od krzemu aż do niklu, powstają w wyniku fuzji C, O, Ne, Mg i He. Nuklidy o nieparzystych liczbach atomowych powstają w wyniku wychwytu neutronów lub protonów.
- Ta sekcja jest . Jeśli możesz, .
Nukleosynteza w supernowych
Podczas wybuchu supernowych powstają nuklidy cięższe od niklu, m.in. w procesie
szybkiego wychwytu neutronów
.
- Ta sekcja jest . Jeśli możesz, .
Promieniowanie kosmiczne
Wysokoenergetyczne promieniowanie kosmiczne (składające się w dużej mierze z protonów) powoduje
wymuszony rozpad jąder atomowych
napotykanych w ziemskiej atmosferze. Promieniowanie kosmiczne jest odpowiedzialne za syntezę nuklidów Li, Be, B które nie powstają podczas nukleosyntezy w gwiazdach oraz za powstawanie niektórych cięższych jąder (np. węgla-14).
Zobacz też