2017 Physics Nobel

Nobelova nagrada za fiziku (2017)

Svake godine, tokom prve nedelje oktobra, Švedska kraljevska akademija nauka objavljuje imena dobitnika Nobelove nagrade. Do sada su objavljena imena ovogodišnjih dobitnika Nobelove nagrade za medicinu, fiziku, hemiju i književnost. ...
hemija2017

Nobelova nagrada za hemiju (2017)

Kraljevska akademija nauke objavila je imena dobitnika Nobelove nagrade za hemiju jutros u Stokholmu. Jackues Dubochet sa Univerziteta u Lozani u Švajcarskoj, Joachim Frank sa Columbia univerziteta i Richard Henderson ...
oznake-plasticna-ambalaza

Opismeni se – nauči da čitaš oznake na ambalaži i proizvodima

Inspirisana nizom besmislenih informacija koje kruže internetom, a koje ljudi veoma olako “šeruju” i još lakše poveruju u njih, odlučila sam da napišem ovaj tekst. Najčešće su to tekstovi koji se ...
Perseid-meteors-2016-John-Ashley-Montana

Padajte, padajte s' neba meteori

Svake vedre noći, ako odete negde daleko od svetla grada i ako ste dovoljno strpljivi možete da vidite nekoliko meteora svakog sata. Meteori, ili zvezde padalice, kako su u narodu poznate, ...

Kako osiromašeni uran ne izaziva rak

Dosta se prašine diže u javnosti oko toga da su nas bombardovali uranom i da smo zbog toga poboljevali od raka. Cenjeni neuro-onkolog i bivši predsednički kandidat Prof. Dr. Danica ...
10thbirthday

Svet nauke - prvih 10 godina

Na današnji dan, pre tačno 10 godina počeo je da radi (vaš omiljeni) sajt "Svet nauke"! Tog 1. juna 2007. godine Svet nauke počeo je kao lični blog, pod nazivom "O ...

Izvori zvezdane energije

Proton-protonski ciklus

Proton-protonski ciklus

Izvori zvezdane energije su bili nepoznati sve do skoro polovine XX veka. Teorijskim otkrićem fuzije jezgara lakih elemenata problem izvora zvezdane energije je bio rešen. Danas se smatra da su od svih poznatih izvora energije samo:

  • gravitaciono sažimanje i
  • termonuklearne reakcije

u stanju da obezbede energiju neophodnu za dug život zvezde.

Gravitaciono sažimanje

U toku sporog sažimanje (sporost znači da se uslov hidrostatičke ravnoteže može smatrati zadvoljenim) jedna polovina oslobođene gravitacione potencijalne energije se pretvori u termalnu energiju dok se druga polovina izrači. U XIX veku Kelvin i Helmholc su smatrali da je gravitaciono sažimanje izvor sunčeve energije. Gravitaciono sažimanje ima značajnu ulogu u nekim fazama zvezdane evolucije, ali nije u stanju da obezbedi dovoljnu količinu energije za ceo život zvezde. Tokom procesa sažimanja povećava se gustina i zagreva materija u zvezdanoj unutrašnjosti, dok temperatura ne dostigne 107, neophodnih za početak termonuklearnih reakcija – osnovnog izvora zvezdane energije.

Termonuklearne reakcije

Sa razvojem nuklearne fizike ustanovljena je mogućnost fuzije lakih atomskih jezgara u teža, pri čemu dolazi do oslobađanja nuklearne energije prema Ajnštajnovoj relaciji E = \Delta mc2. Da bi došlo do spajanja dva atomska jezgra energija potrebna da se savlada njihova odbojna kulonova sila mora biti:

E > Z_1 \cdot Z_2 \cdot \frac {e<2} {\rho}

(Z – broj protona u jezgru , e – naelektrisanje elektrona, \rho – radijus atmoskog jezgra)

Kako je za savladavanje kulonovske barijere neophodna velika kinetička energija slobodnih jezgara, a u unutrašnjosti zvezda to znači veoma visoka temperatura. Termonuklearne reakcije se javljaju tek u kasnijoj fazi formiranja zvezde kada se sažimanjem u njenom jezgru ostvare povoljni uslovi. Visoke temperature obezbeđuju velike relativne brzine jezgara, a velika gustina veću verovatnoću da se jezgra nađu na manjem međusobnom rastojanju. Iako najveći broj protona nema potrebnu energiju za fuziju, izvestan broj protona ima znatno veću energiju pri istoj temperaturi što obezbeđuje termonuklearnu fuziju.

S obzirom da je vodonik najzastupljeniji element na zvezdama, moguće mehanizme njihove fuzije u helijum predložili su Vajceker i Bete. Prema njihovoj teoriji četiri jezgra vodonika stvaraju jezgro helijuma a razlika u masi se transformiše u energiju koja se izračuje. Najvećim delom γ zračenjem, manjim delom napušta zvezdu u obliku neutrina a ostatak ide na kinetičku energiju proizbedenih čestica. Razvojem teorije i eksperimenata predložene su brojne mogućnosti za reakcije i težih jezgara. Danas je teorija termonuklearne hemijskih elemenata u unutrašnjosti zvezde opšte prihvaćena.

Kada se skoro sav vodonik u zvezdanom jezgru istroši nema više ravnoteže između pritiska gasa i zračenja, sa jedne strane i gravitacione sile sa druge. Zbog toga dolazi do ponovnog gravitacionog sažimanja koje obezbeđuje povećanje temperature. Na znatno višim temperaturama od onih koje su od potrebne za sagorevanje vodonika, počinju reakcije sagorevanja helijuma u kojima dva helijumova jezgra (α čestice) daju nestabilno jezgro Be koje se, ukoliko za 10-16s ne sretne novo jezgro helijuma, raspada na prvobitne α čestice. U suprotnom, stvara se ugljenikovo jezgro uz oslobađanje ogromne energije. Ukoliko su temperature dovoljno visoke moguće je istovremena fuzija tri helijumova jezgra.

Uslovi neophodni za fuziju helijuma su temperature reda 108K i gustine veće nego za fuziju vodonika. Kod starih zvezda koje su istrošile vodonik u jezgru, unutrašnjost se gravitacionim sažimanjem sve više zagreva i postaje sve gušće. Tako se stvaraju uslovi za prodor α čestica u sve teža jezgra (ugljenika, kiseonika, neona itd.). Fuzijom težih jezgara oslobađa se manja energija po jedinici mase nego pri fuziji lakih jezgara. Takvi procesi obezbeđuju ravnotežu zvezde i sve kraće traju. Kada se kod starih zvezda istroši helijum u jezgru ostaje obilje C12 i O16, a takođe i drugih težih elemenata Si. Tada više nema zahvata helijmovih jezgara već dolazi do fuzije težih jezgara za šta su potrebne sve više temperature. Za fuziju C12 potrebna je temperatura T ≥ 7 x 108, za O16 T≈2 x 109K, a za fuziju Si28 u Fe56 T ≈ 5 x 109K. Ovako visoke temperature na račun sopstvenog sažimanja mogu da obezbede samo najmasivnije zvezde. Fuzija u zvezdi prestaje kada se u jezgru proizvedu elementi čiji je maseni broj A ≈ 56 (Fe, Co i Ni).

Series NavigationZvezda na glavnom nizuFaze posle glavnog niza
  • Odlican tekst , samo tako nastavi.
    Sa velikim zadovoljstvom citam svaki novi clanak na vasem sajtu.
    Zelim vam puno uspeha u daljem radu 🙂

  • Adri

    Zna li neko gde ima da se nadje nesto o “vajcekerovoj formuli”(model kapi) ..nuklearna fizika?

  • Sveta685

    Gomila gluposti.
    Da se u Suncu odvija termonuklearna fuzija – ono bi odmah eksplodiralo.
    Priča da se gravitaciono sažimanje i termonuklerni potisak malaze u ravnoteži – je van svake pameti.
    Kako je došlo do te ravnoteže?
    Gravitacija bi delovala od samog početka, a sila od termonuklearne fuzije je morala da se povećava od nule do te ravnotežne vrednosti.
    Dakle – u jednom trenutku bi gravitacija bila milijardu puta veća, ali je nije nadvladala; u drugom milion puta veća, ali je nije nadvladala,….
    A onda su došle do ravnoteže i sada više termonuklerna sila ne raste.
    Zašto?
    Kada je uspela da raste do te ravnotežne vrednosti (od nule) – zašto je stala?
    Zašto nije nastavila da raste i raznela Sunce?