kernfusie in de zon en sterren
floyd van ewijk stelde deze vraag op 08 juli 2022 om 14:43. hallo,
zou iemand mij de reacties in sterren en de zon uitleggen.
ik weet de volgorde van de fusies (welke atoomsoorten, zoals koolstof en waterstof), maar ik weet niet welke isotopen er nodig zijn.
ook weet ik dat het eindigt bij het element Fe-56.
want dan kost het meer energie om het le laten fuseren dan het oplevert.
mijn vraag is dus of iemand mij de volgorde van de fusies kan uileggen om naar Fe-56 te gaan.
groeten, Floyd
Reacties
Jan van de Velde
op
08 juli 2022 om 15:29
Dag Floyd,
Voor het delen van encyclopedische kennis is een vraagbaak niet echt een geschikt instrument.
We kunnen je natuurlijk wel de weg wijzen:
https://en.wikipedia.org/wiki/Alpha_process
En als bij het bestuderen daarvan dan gerichtere vragen boven komen drijven kunnen we allicht proberen te helpen dat op te klaren.
Groet, Jan
Voor het delen van encyclopedische kennis is een vraagbaak niet echt een geschikt instrument.
We kunnen je natuurlijk wel de weg wijzen:
https://en.wikipedia.org/wiki/Alpha_process
En als bij het bestuderen daarvan dan gerichtere vragen boven komen drijven kunnen we allicht proberen te helpen dat op te klaren.
Groet, Jan
Theo de Klerk
op
08 juli 2022 om 18:48
Wat is je achtergrond/opleiding Floyd? Want uit je vragen leest een dieper dan gewone interesse maar tegelijk een groot gebrek aan natuurkundige achtergrond waardoor antwoorden moeilijk is omdat het schakelt tussen "populair wetenschappelijk" en wiskundig inzicht in formule-samenhang.
Jaap
op
08 juli 2022 om 22:37
Dag Floyd,
Je eerste vraag is: 'zou iemand mij de reacties in sterren en de zon uitleggen.'
We maken onderscheid tussen lichte en zware sterren en tussen de hoofdreeksfase en de rode-reusfase. Wat daarna komt, staat niet in deze reactie.
De hoofdreeksfase beslaat het grootste deel van de 'levensduur' van een ster. Bij de zon duurt deze fase ongeveer 10 miljard jaar en we zijn nu op de helft. Hoe groter de beginmassa van een ster, hoe korter de hoofdreeksfase duurt. Als de voorraad waterstof in het centrum van de ster grotendeels op is, volgt de rode-reusfase (onzeker voor de lichtste sterren). De ster wordt veel groter en nieuwe processen volgen elkaar steeds sneller op.
Hoofdreeeksfase
• Lichte sterren, met een beginmassa tot ongeveer 1,2 maal die van de zon, fuseren tijdens de hoofdreeksfase in het centrum waterstof (H-1, losse protonen) tot helium (He-4) en wat lichtere deeltjes. Dit gebeurt volgens de pp-keten. Bij de tussenstappen ontstaan onder andere deuterium (H-2, 'zware waterstof') en helium-3. Bij dit proces komt per kilogram de meeste energie vrij.
Zie https://nl.wikipedia.org/wiki/Proton-protoncyclus
In mindere mate komt in een zonachtige ster ook energie vrij via de CNO-cyclus. Ook hierbij fuseert waterstof (H-1) tot helium (He-4) in reacties waarbij isotopen van koolstof, stikstof en zuurstof meedoen, maar netto niet gevormd of opgemaakt worden. Dit proces vergt een hogere temperatuur dan de pp-keten, omdat de positieve lading van de CNO-kernen groter is en zij de protonen sterker afstoten.
Zie https://nl.wikipedia.org/wiki/Koolstof-stikstofcyclus
• In het centrum van sterren met een beginmassa groter dan ongeveer 1,2 maal die van de zon fuseert ook H-1 tot He-4, maar is het aandeel van de CNO-cyclus groter.
Rode-reusfase
• Aan het eind van de hoofdreeksfase stijgt de temperatuur in het centrum van de ster zodanig dat nieuwe processen een kans krijgen. Bij de zon is het pas over ongeveer 4,5 miljard jaar zo ver.
Drie heliumkernen (He-4) fuseren tot een koolstofkern (C-12) in het triple-alfaproces (alfa is een aanduiding van een helium-4-kern). Als de heliumvoorraad slinkt, kan helium ook fuseren met koolstof tot zuurstof (O-16). In schillen rondom het centrum wordt de temperatuur hoog genoeg voor waterstoffusie.
• In zonachtige sterren stopt de kernfusie hier. In de zon zullen door fusie nauwelijks kernen zwaarder dan zuurstof ontstaan.
Zie https://nl.wikipedia.org/wiki/Triple-alfaproces
• In het centrum van sterren met een veel grotere beginmassa volgt na het triple-alfaproces een ingewikkeld samenspel waarin onder andere heliumkernen met zwaardere kernen fuseren. Zie de verwijzing in de reactie van Jan.
In het centrum stijgt de temperatuur steeds verder. Hierdoor kunnen steeds zwaardere kernen fuseren. Per kilogram is de energieopbrengst kleiner en de fusiefasen duren steeds korter. Er is niet een enkele volgorde van de fusies, maar een web van reacties die netto naar zwaardere kernen verschuiven. Kernsoorten die een veelvoud van een He-4-kern zijn, hebben een flink aandeel, maar er ontstaan ook allerlei andere. Kernen zwaarder dan silicium-28 worden op deze manier netto slechts in geringe mate gevormd. Het stercentrum is inmiddels zo heet geworden, dat zwaardere kernen even snel uiteenvallen als ze ontstaan.
In schillen rondom het centrum treedt ook fusie van helium tot koolstof, zuurstof en neon op.
Je schrijft: 'ook weet ik dat het eindigt bij het element Fe-56. want dan kost het meer energie om het le laten fuseren dan het oplevert.'
Inderdaad kost het meer energie om twee kernen Fe-56 met elkaar te laten fuseren dan dat het oplevert. De fusie van Fe-56 met sommige lichtere kernen levert echter netto energie op. Dat dit niet gebeurt, is doordat de positief geladen kernen elkaar te sterk afstoten.
In zware sterren kunnen tijdens de rode-reusfase ook kernen zwaarder dan Fe-56 ontstaan. Dat gebeurt niet door kernfusie, maar door 'langzame neutronenvangst'. Dat lukt, omdat een neutron geen elektrische lading heeft en niet elektrisch wordt afgestoten. Als er voldoende losse neutronen zijn, kunnen ook zware kernen tot en met lood ontstaan. Neutronenvangst levert netto energie op.
Groet, Jaap
Je eerste vraag is: 'zou iemand mij de reacties in sterren en de zon uitleggen.'
We maken onderscheid tussen lichte en zware sterren en tussen de hoofdreeksfase en de rode-reusfase. Wat daarna komt, staat niet in deze reactie.
De hoofdreeksfase beslaat het grootste deel van de 'levensduur' van een ster. Bij de zon duurt deze fase ongeveer 10 miljard jaar en we zijn nu op de helft. Hoe groter de beginmassa van een ster, hoe korter de hoofdreeksfase duurt. Als de voorraad waterstof in het centrum van de ster grotendeels op is, volgt de rode-reusfase (onzeker voor de lichtste sterren). De ster wordt veel groter en nieuwe processen volgen elkaar steeds sneller op.
Hoofdreeeksfase
• Lichte sterren, met een beginmassa tot ongeveer 1,2 maal die van de zon, fuseren tijdens de hoofdreeksfase in het centrum waterstof (H-1, losse protonen) tot helium (He-4) en wat lichtere deeltjes. Dit gebeurt volgens de pp-keten. Bij de tussenstappen ontstaan onder andere deuterium (H-2, 'zware waterstof') en helium-3. Bij dit proces komt per kilogram de meeste energie vrij.
Zie https://nl.wikipedia.org/wiki/Proton-protoncyclus
In mindere mate komt in een zonachtige ster ook energie vrij via de CNO-cyclus. Ook hierbij fuseert waterstof (H-1) tot helium (He-4) in reacties waarbij isotopen van koolstof, stikstof en zuurstof meedoen, maar netto niet gevormd of opgemaakt worden. Dit proces vergt een hogere temperatuur dan de pp-keten, omdat de positieve lading van de CNO-kernen groter is en zij de protonen sterker afstoten.
Zie https://nl.wikipedia.org/wiki/Koolstof-stikstofcyclus
• In het centrum van sterren met een beginmassa groter dan ongeveer 1,2 maal die van de zon fuseert ook H-1 tot He-4, maar is het aandeel van de CNO-cyclus groter.
Rode-reusfase
• Aan het eind van de hoofdreeksfase stijgt de temperatuur in het centrum van de ster zodanig dat nieuwe processen een kans krijgen. Bij de zon is het pas over ongeveer 4,5 miljard jaar zo ver.
Drie heliumkernen (He-4) fuseren tot een koolstofkern (C-12) in het triple-alfaproces (alfa is een aanduiding van een helium-4-kern). Als de heliumvoorraad slinkt, kan helium ook fuseren met koolstof tot zuurstof (O-16). In schillen rondom het centrum wordt de temperatuur hoog genoeg voor waterstoffusie.
• In zonachtige sterren stopt de kernfusie hier. In de zon zullen door fusie nauwelijks kernen zwaarder dan zuurstof ontstaan.
Zie https://nl.wikipedia.org/wiki/Triple-alfaproces
• In het centrum van sterren met een veel grotere beginmassa volgt na het triple-alfaproces een ingewikkeld samenspel waarin onder andere heliumkernen met zwaardere kernen fuseren. Zie de verwijzing in de reactie van Jan.
In het centrum stijgt de temperatuur steeds verder. Hierdoor kunnen steeds zwaardere kernen fuseren. Per kilogram is de energieopbrengst kleiner en de fusiefasen duren steeds korter. Er is niet een enkele volgorde van de fusies, maar een web van reacties die netto naar zwaardere kernen verschuiven. Kernsoorten die een veelvoud van een He-4-kern zijn, hebben een flink aandeel, maar er ontstaan ook allerlei andere. Kernen zwaarder dan silicium-28 worden op deze manier netto slechts in geringe mate gevormd. Het stercentrum is inmiddels zo heet geworden, dat zwaardere kernen even snel uiteenvallen als ze ontstaan.
In schillen rondom het centrum treedt ook fusie van helium tot koolstof, zuurstof en neon op.
Je schrijft: 'ook weet ik dat het eindigt bij het element Fe-56. want dan kost het meer energie om het le laten fuseren dan het oplevert.'
Inderdaad kost het meer energie om twee kernen Fe-56 met elkaar te laten fuseren dan dat het oplevert. De fusie van Fe-56 met sommige lichtere kernen levert echter netto energie op. Dat dit niet gebeurt, is doordat de positief geladen kernen elkaar te sterk afstoten.
In zware sterren kunnen tijdens de rode-reusfase ook kernen zwaarder dan Fe-56 ontstaan. Dat gebeurt niet door kernfusie, maar door 'langzame neutronenvangst'. Dat lukt, omdat een neutron geen elektrische lading heeft en niet elektrisch wordt afgestoten. Als er voldoende losse neutronen zijn, kunnen ook zware kernen tot en met lood ontstaan. Neutronenvangst levert netto energie op.
Groet, Jaap
Floyd van Ewijk
op
09 juli 2022 om 21:14
hoi, Theo
dit zijn eigenlijk gewoon vragen in interesses, ik wil de wereld en meer leren begrijpen.
ik heb geen achtergrond of opleiding met natuurkunde of scheikunde.
ik ben 14 jaar en zit in de 2de klas VWO.
ik leer zelf deze formules, ik doe ze zelf en als ik vragen heb wil ik het eerst vinden en als ik het niet kan vinden vraag ik het aan iemand en als er even niemand is om te vragen stel ik het op deze website.
de formules van het universum wil ik bestuderen en ik wil de dingen die ik nog niet begrijp leren.
vandaar deze soms algemene vragen.
groeten, Floyd van Ewijk
dit zijn eigenlijk gewoon vragen in interesses, ik wil de wereld en meer leren begrijpen.
ik heb geen achtergrond of opleiding met natuurkunde of scheikunde.
ik ben 14 jaar en zit in de 2de klas VWO.
ik leer zelf deze formules, ik doe ze zelf en als ik vragen heb wil ik het eerst vinden en als ik het niet kan vinden vraag ik het aan iemand en als er even niemand is om te vragen stel ik het op deze website.
de formules van het universum wil ik bestuderen en ik wil de dingen die ik nog niet begrijp leren.
vandaar deze soms algemene vragen.
groeten, Floyd van Ewijk
Theo de Klerk
op
09 juli 2022 om 21:42
Ahh... dan denk ik dat je regelmatig oploopt tegen een wiskundige of natuurkundige kennisachtergrond die bij dat soort zaken (en wikipedia verhalen) verondersteld wordt en die je nog bezig bent te leren kennen. Voor 2e klas vwo stel je vragen op een manier waarbij we denken een 5e of 6e vwo antwoord te kunnen geven. En dan is het niet gek dat we "over je hoofd" schieten. En verwijzingen naar Wikipedia ook.
Natuurkunde is, qua begrip, niet formule-gebonden. Wel kun je daarin gevonden relaties bondig weergeven en soms door combinatie van formules andere afhankelijkheden vinden (en experimenteel aantonen) die je zelf niet meteen vermoedde.
Je zou een soort Isaac Newton moeten zijn die al op zijn 16e de hele wiskunde op zijn kop zette door de differentiaalrekening "uit te denken" en te gebruiken om je vragen zelf volledig te doorgronden. Of, zoals minder geniale gewone stervelingen als ikzelf, wat meer geduld moeten hebben om het "hele plaatje" ingekleurd en uitgelegd te krijgen. En ondertussen stapsgewijs steeds wat meer details in te vullen die dan "te behappen" zijn. Daarom duurt het vwo 6 jaar en wordt niet alles al in jaar 1 verteld (en gesnapt).
Natuurkunde is, qua begrip, niet formule-gebonden. Wel kun je daarin gevonden relaties bondig weergeven en soms door combinatie van formules andere afhankelijkheden vinden (en experimenteel aantonen) die je zelf niet meteen vermoedde.
Je zou een soort Isaac Newton moeten zijn die al op zijn 16e de hele wiskunde op zijn kop zette door de differentiaalrekening "uit te denken" en te gebruiken om je vragen zelf volledig te doorgronden. Of, zoals minder geniale gewone stervelingen als ikzelf, wat meer geduld moeten hebben om het "hele plaatje" ingekleurd en uitgelegd te krijgen. En ondertussen stapsgewijs steeds wat meer details in te vullen die dan "te behappen" zijn. Daarom duurt het vwo 6 jaar en wordt niet alles al in jaar 1 verteld (en gesnapt).
