Compuneri

Referat fuziune

Timp de secole, omenirea a uitat la stele, la fel ca şi pentru mulţi ani, omenirea a încercat să explice existenţa acestor stele foarte acelaşi. Erau găuri într-o pânză imensă, care a acoperit pământul? Erau foc muşte care ar putea fi văzută numai în cazul în care Apollo a parcat carul său de noapte? Nu părea să fie cât mai multe explicaţii pentru stele deoarece nu erau stele ei înşişi. Apoi, o zi un individ pe nume Galileo Galilei a facut o descoperire uluitoare: stelele au fost replici de soare noastre, numai aşa de departe, care păreau la fel de mare ca intepaturi pini cu ochiul liber. Aceasta, la rândul său, a dat naştere la mai multe întrebări. Ceea ce ţine de ardere stele? Au fost intotdeauna stralucitoare, sau sunt nascut ca om, şi astfel vor muri? Răspunsuri la toate aceste intrebari poate fi rezumată în două cuvinte; fuziune stelare. Prin urmare, se poate începe să înţeleagă stele de a înţelege ce este de fuziune, modul în care aceasta afectează durata de viaţă a unei stele, şi ce se întâmplă atunci când o stea de fuziune nu mai poate să apară.
Prima întrebare trebuie să o punem este, “Ce este fuziunea?” O modalitate simplă de a explica pe care le ia două bile de argilă ÅŸi zdrobire-le într-o singură, creând o nouă particulă, mai mare din cele două. Acum înlocuiască acele sfere de lut cu particule sub-atomice, ÅŸi atunci când meld, comunicat de o cantitate enormă de energie. Acest lucru este de fuziune. ÃŽn prezent, există trei variante cunoscute de fuziune: reacÅ£ia proton-proton (Figura 1.1), ciclul de carbon (Figura 1.2), ÅŸi procesul triplu-alfa (Figura 1.3). ÃŽn reacÅ£ia proton-proton, un proton (nucleul încărcată pozitiv de un atom de hidrogen) este constrânsă atât de aproape de un alt proton (în termen de o zecime de o miliardime dintr-un inch), care vigoare o rază scurtă de acÅ£iune nucleare cunoscut sub numele de forţă puternică preia ÅŸi forÅ£ele doi protoni la obligaÅ£iuni împreună (1). Un proton, apoi se dezintegrează într-un neutron (o particulă cu aceeaÅŸi masă ca un proton, dar cu nici o taxă), un pozitron (o particulă încărcată pozitiv cu aproape nici o masă), ÅŸi un neutrino (o particulă cu aproape nici o masă, ÅŸi nu taxa). Neutrinul ÅŸi pozitroni radia apoi off, eliberand energia termică. Particulelor rămase este cunoscut ca un deuteroni, sau nucleul deuteriu izotop al hidrogenului. Acest deuteroni este topită cu un alt protoni, creând un izotop de heliu (2). Apoi, doi izotopi heliu fuziona, creand un nucleu de heliu ÅŸi eliberarea doi protoni, care facilitează reacÅ£ie în lanÅ£ (3). Acest split final este atât de violente ca o jumătate din totalul energiei de fuziune este purtat de cei doi protoni liberi. VariaÅ£ie de fuziune al doilea, ciclul de carbon, începe cu un nucleu de carbon fiind topit cu un proton singuratic (1). Acest lucru creează un izotop de azot. Un proton, apoi se dezintegrează în el e primare – un neutron, pozitroni ÅŸi neutrini. Pozitroni ÅŸi neutrino separate de nucleele ca un alt protoni sigurante fuzibile cu cluster. Acest lucru creează un nucleu de azot, care este apoi fuzionat cu încă un alt protoni, care formează un izotop oxigen (2). Un proton apoi se descompune din nou, ca inca un proton este forÅ£at în nucleu (3). Această fuziune împarte într-o finală de azot ÅŸi un nucleu de carbon; de azot poarta departe cea mai mare parte a energiei termice de fuziune, în timp ce de carbon merge înapoi în ciclul. Procesul triplu-alfa, varietatea ultima cunoscute, este probabil una dintre cele mai simple reacÅ£ii de fuziune pentru a înÅ£elege. ÃŽn acest proces, două nuclee de heliu fitil împreună pentru a forma un nucleu de beriliu (patru protoni si neutroni patru) (1). Aproape imediat după aceasta, un alt nucleu de heliu este forÅ£at în cluster, creand un nucleu de carbon de ÅŸase protoni ÅŸi ÅŸase neutroni (2). ÃŽn această reacÅ£ie, tot de la caldura emanate este raze gama de lungimi de undă scurtă, una dintre cele mai penetrante forme de radiaÅ£ie. Fiecare varietate de fuziune se produce în funcÅ£ie de mărime ÅŸi de vârstă de stele. Aceasta va afecta temperatura de bază, determinând varietate corespunzătoare de fuziune stelare.
Acum, că fuziunea a fost explicată, se poate afla cum se găseşte în diferite tipuri de stele. Toate organismele stelare incepe ca protostars, sau concentraţii de gaze care ard găsit în nori mari de praf şi gaze diverse. Aceste protostars, în conformitate cu gravitatea lor, colaps, până când este activă de bază a fost încălzit şi comprimat suficient pentru a începe proton-proton reacţii de fuziune. După care începe, masa o stea va determina cât timp şi prin ce fel de reactii va trece prin. În general, există trei clase de stele care se poate forma: pitici, stele de soare de clasă, şi giganţi. Pitici începe ca protostars de dimensiune mică şi masa (de cele mai protostars intră în această categorie). Aceste stele, care au, în medie, mai puţin de o treime din masa Soarelui nostru, du-te prin existances foarte de bază. Un soi este pitic rosu, care are cel puţin o treime din masa Soarelui. Datorită este scăzut în masă, pitic roşu se preconizează la mii de miliarde de ultima ani. Presiunea gravitationala a stelei va provoca reacţia proton-proton să apară în e de bază, dar, după toate pe bază de hidrogen a fost topit în heliu, steaua nu are presiune pentru a începe procesul triplu-alfa. Este prezis că va apoi în contractul şi inerte, comprimat cu bile de gaz cunoscut ca un pitic negru. Un alt soi de pitic este pitic maro, care este atât de uşor (mai puţin de o zecime din masa soarelui), că nu are presiunea de a începe chiar de reacţia proton-proton, şi devine un pitic negru în termen de doar câteva sute de milioane de ani, este combustibili nucleari neutilizate. Sun stele din clasa sunt destul de masive pentru a muta trecut obstacol care pitici se confruntă şi să continue pe lanţul de fuziune. Cu o masă de două-cinci ori mai mare decât a soarelui, miez de aceste stele ridica la câteva milioane de grade Kelvin, aducând temperatura suprafeţei la aproximativ 6000 de grade. După zece miliarde ani, heliu inerte în bază a comprimat şi căldura eliberată aprinde o coajă de hidrogen în jurul miezului. De energie emanate de ardere cauzele dimensiunea stele la dublu. Stele continuă să crească într-un super-gigant, ridicând temperatura în miezul atât de mare încât, în ceea ce este cunoscut ca un fulger heliu, nucleul de heliu în siguranţe de carbon. Seria de aceste reacţii cauze diferite cochilii de heliu, hidrogen, şi pe bază de hidrogen fuziune până la lipsa de presiune de carbon fuziona termină de fuziune în miez, este împrejurimile gazoase disipare, lăsând o foarte comprimat şi cu bilă fierbinte de carbon cunoscut ca un pitic alb . Giganţi, cea mai mare dintre toate stelele, au viaţa mai scurtă şi mai complex de oricare dintre stele. Aceste monstruozităţi albastru strălucitor începe din protostars care sunt de sute de ori dimensiunea soarele nostru. În termen de numai o suta de milioane de ani, reacţia proton-proton la capete de bază. Stele este acum de sase ori dimensiunea soarelui, şi aproape de patru ori mai fierbinte. Odată ce bază sa schimbat în heliu, căldura de la ea de comprimare duce la stele de a dubla în dimensiune. Star face acum călătoriei finale în uitare.
Cele mai multe stele sfârşitul vieţii lor prin lipsa de presiune de a continua fuziune şi calm dispărea în mase inerte. Acest lucru nu este cazul cu stele clasa gigant. După o simpla 9 sau 10 milioane de ani, toate de atomi de hidrogen în nucleul au topit în heliu (Figura 2.1). Acest lucru provoacă o pauză temporară de fuziune în nucleu, care permite greutate să-l comprimaţi. Această compresie ridică temperatura la 170 de milioane de bază grade Kelvin (de la 40 milioane de grade în timpul fazei de reacţie proton-proton). Această energie este transferată la plic pe bază de hidrogen din jurul nucleului, completarea lui la o mie de ori diametrul Soarelui nostru. După aceasta, de cele mai multe evenimente de importanţă care au loc se întâmplă în miez. Cu un milion de ani pentru a merge, de la colapsul stele ridică temperatura în miezul suficient pentru a opri căderea şi siguranţă este de bază în carbon şi oxigen, în timp ce fuziune invelisul exterior în heliu (Figura 2.2). Rămâne acest fel timp de aproape un milion de ani. Cu o mie de ani pentru a merge, de cele mai multe heliu în miezul este plecat. Această pauză din nou de fuziune, şi colapsul continuă. Perioadele de colaps şi de fuziune a lua din ce în ce mai scurte pe masura ce trece timpul. După ce prăbuşirea ridică temperatura la 700 de milioane de grade Kelvin, de carbon / oxigen de bază începe să se combină într-neon şi magneziu, creand straturi în jurul nucleului, care continuă să hidrogen se combină într-heliu, heliu şi în carbon (Figura 2.3). Cu o simpla şapte ani pentru a merge, temperatura de bază de 1,5 miliarde de grade, atomii de neon în miezul începe să fuzioneze în mai mult oxigen şi magneziu, oferind un aspect ceapa stele asemănătoare, fiecare strat fiind mai dense spre centru (Figura 2.4 ). Cu un an pentru a merge, temperatura în miezul ajunge la două miliarde de grade, fuziune de bază de oxigen în sulf şi siliciu (Figura 2.5). Doar câteva zile pentru a merge, şi Soars bază temperatura la trei miliarde de grade, fuziune în miez de fier bine comprimat, care are o masă de aproximativ 1.44 mase solare (masa de soarele nostru este o masă solară) (Figura 2.6). Deoarece fier nu pot fuziona într-nimic mai mult, esenţiale continuă să se prăbuşească în greutate este propriu. Cu o zecime de secunda pentru a merge, miez de fier se prăbuşeşte la aproximativ 45.000 de mile pe secundă, de ambalare de bază pământ şi mijlocii într-o sferă numai zece mile peste. Atomii de fier devenit atât de comprimat pe care se topesc nuclee împreună, crearea de căldură suficientă pentru a umple de bază cu neutrinii. De bază a ajuns acum la maxim de criza, ceea ce înseamnă că nu mai poate contractului (Figura 2.7). Repulsiv vigoare în nucleul devine atât de puternică încât să overpowers forţa gravitaţională, şi recoils de bază şi proiecte în materie o undă de şoc care explodeaza prin toate straturile exterioare. Aproape o sută la sută din energia este eliberat ca neutrini, primul semn exterior vizibil de deces al stele. Unda de soc disipeaza toate straturile înconjurătoare, lăsând o mică sferă dens compus din neutroni, care este cunoscut ca o stea neutronica. Această explozie final poate fi vazut de mii de ani. Cele mai multe rămân stele neutrini, dar dacă de bază a avut mai mult de trei mase solare, este gravitatea continuă să se colaps, condensare stea într-o singularitate, sau punctul de masă şi densitate infinita. Gravitatea acestui singularitate este atât de mare încât, chiar lumina nu poate scăpa. Aceasta este ceea ce este cunoscut ca o gaură neagră.
Prin examinarea condiţiile de mai sus, o pot înţelege acum ce fuziune solare este, şi cum o stea este direct conectat la acesta. Şi totuşi trebuie să o ia de informaţii cu un bob de sare. Oamenii de stiinta au determinat doar aceste fapte din informaţiile pe care le au acum. lucruri noi sunt descoperite de zi cu zi care pot discredita toate credem să fie de fapt. Se poate decât să sperăm că o vom zi ca un popor o poate invata suficient pentru a dovedi o dată pentru totdeauna natura exactă a universului.