Reacții termonucleare în stele - reactorul de fuziune

Nucleosinteza stelara

Nucleosinteza stelara este termenul colectiv pentru reactiile nucleare ce au loc in stele, pentru a construi nuclei ai elementelor mai grele decat hidrogenul.

Procesele implicate au inceput sa fie intelese la inceputul sec. XX, cand s-a descoperit ca energia eliberata de reactiile nucleare era responsabila pentru longevitatea soarelui ca o sursa de caldra si lumina. Principala sursa producatoare de energie a soarelui o constitue fuziunea hidrogenului in heliu, care are loc la o temperatura minima de 3.000.000 K.

In 1920, Arthur Eddington, pe bazele masuratorilor precise ale atomilor de F.W.Aston Francis William Aston a fost primul care sa sugereze ca stelele isi obtineau energia prin fuziunea nucleara. In 1928, George Gamow, a dat factorul Gamow, o formula cuantica-mecanica, ce dadea probabilitatea aducerii unor doi nuclei suficient de aproape pentru ca o forta nucleara suficient de mare ca sa depeasca bariera Coulomb.

In 1939, intr-o lucrare intitulata “Productia energiei in stele”, Hans Bethe a analizat posibilitatile diferite pentru reactii in care hidrogenul este transformat in heliu. El a selectat doua procese care le-a crezut a fi sursa de energie in stele:

- Lantul proton –proton

- Ciclul Carbon-Nitrogen-Oxigen

Reactii importante

Arderea Hidrogenului

- lantul proton-proton

- ciclul Carbon-Nitrogen-Oxigen

Arderea Heliului

- Procesul triplu-alpha

- Procesul alpha

Arderea elementelor mai grele

- Carbon

- Neon

- Oxigen

- Silicon

Productia elementelor mai grele decat Fe.

Dezintegrarea

Procesul P

Captura Protonilor

Procesul Rp

Captura Neutronilor

Procesul R

Procesul S

Reacţiile termo-nucleare, care poartă numele de reacţii de fuziune în fizica nucleară, sunt cele care fac stelele să producă energie. În cele mai frecvente cazuri aceasta se găseşte sub formă de lumină, căldură şi radiaţii (de diferite frecvenţe).

Reacţiile de fuziune din interiorul stelelor, nu pot fi reproduse decât în anumite condiţii, prezente numai pe corpurile cereşti de masă foarte ridicată: temperaturi de câteva milioane de grade Celsius şi presiuni foarte mari (cauzate de forţa gravitaţională).

Reacţiile termo-nucleare constau în fuziunea a două sau mai multe nuclee de hidrogen pentru a forma un nucleu de heliu, sau unul mai complex. În urma fuziunii, 0.7 la sută din masa hidrogenului este convertită în energie, ceea ce semnifică foarte mult.

În stelele de masă scăzută, asemănătoare Soarelui, în urma proceselor de fuziune rezultă materiale relativ simple, cu un număr atomic mic, cum ar fi heliu(2) sau litiu (3).

În urma fuziunii din stele cu o masă ridicată rezultă însă materiale mult mai complexe, cu un număr atomic mare.

Fie mari sau mici, stelele care au o masă suficientă pentru realizarea reacţiilor termo-nucleare; pot „arde” un timp foarte îndelungat, deoarece la început toate sunt compuse în cea mai mare parte din hidrogen.

Oameni de ştiinţă încearcă în continuare să realizeze procesul de „fuziune la rece”, o reacţie asemănătoare celei din stele, care să se poată realiza la temperaturi mai scăzute. Folosind un astfel de procedeu, apa ar putea devenii combustibilul de bază al planetei, un litru de apă echivalând aproximativ 500 de litri de benzină.