2 H (deuterium), 3 H (tritium)

HTML
DOWNLOAD

Storlek: px

Starta visningen från sidan:

Download "2 H (deuterium), 3 H (tritium)"

Gunnar Samuelsson
för 9 år sedan
Visningar:

1 Var kommer alla grundämnen ifrån?

2 I begynnelsen......var universum oerhört hett. Inom bråkdelar av en sekund uppstod de elementarpartiklar som alla grund- ämnen består av: protoner, neutroner och elektroner. Efter c:a 1 sekund börjar neutronerna att förstöras. Samtidigt kan en del av neutronerna förena sig med protoner till tunga vätekärnor (deuterium). Den stora mängden energirika fotoner medför att deuterium- kärnorna förstörs lika fort som de bildas. Först efter c:a 100 sekunder har temperaturens sjunkit så lågt att deuterium kan överleva.

Efter c:a 1 sekund börjar neutronerna att förstöras.

3 När väl deuterium bildats sker en rad kärnreaktioner snabbt t. ex.: Slutresultatet blir att stora mängder helium ( 4 He) bildas......men också små mängder 2 H (deuterium), 3 H (tritium) och 3 He. Ytterst små mängder 7 Li och 7 Be bildas också. 3 Hoch 7 Be är radioaktiva, och övergår senare till 3 He resp. 7 Li.

.....men också små mängder 2 H (deuterium), 3 H (tritium) och 3 He.

4 Det finns en rad anledningar till att inga andra grundämnen kan bildas: Det saknas stabila atomkärnor med fem kärnpartiklar (=atomvikt 5). Sannolikheten för att bilda atomkärnor med fler än fyra kärnpartiklar blir därför mycket låg. Det saknas också stabila atomkärnor med atomvikt 8. Sannolikheten för att bilda ännu tyngre atomkärnor blir därför försumbart liten. Temperaturen sjunker snabbt och för att bilda tyngre atomkärnor krävs högre temperatur än för att bilda lätta atomkärnor. Antalet tillgängliga neutroner sjunker också snabbt, och det första steget t i kärnsyntesen (bildandet d av deuterium) upphör. Densiteten minskar snabbt och antalet kollisioner sjunker därmed också snabbt.

Sannolikheten för att bilda ännu tyngre atomkärnor blir därför försumbart liten.

5 Efter några hundra tusen år hade universums temperatur sjunkit till c:a 3000 K. Då kunde atomkärnorna förena sig med elektroner till neutrala atomer. Denna händelse kan vi idag observera i form av den s.k. kosmiska bakgrundsstrålningen:

6 De täthetsfluktuationer man kan skönja i bakgrundsstrålningen har med tiden utvecklats till stjärnor och galaxer. De första stjärnorna bestod (nästan) uteslutande av väte och helium. Dagens stjärnor består också mest av väte och helium, men ett par procent av stjärnornas massa utgörs av andra grundämnen.

De första stjärnorna bestod (nästan) uteslutande av väte och helium.

7 Kemisk utveckling De äldsta stjärnorna i Vintergatan, t.ex. i klotformiga stjärnhopar innehåller endast någon promille eller ännu mindre av tyngre grundämnen (astronomer har för vana att kalla alla grundämnen förutom väte och helium för metaller). Unga stjärnor, t.ex. i öppna stjärn- hopar, kan däremot ha en metall- halt av c:a 3 procent (viktsmässigt).

grundämnen (astronomer har för vana att kalla alla grundämnen förutom väte och helium

8 Grundämnessyntes i stjärnor I stjärnornas inre pågår kärnprocesser. I de flesta stjärnor (huvudseriestjärnor och röda jättar) omvandlas väte till helium. Detta kan ske på flera sätt. Ovan visas reaktionsstegen i den s.k. proton-proton-kedjan.

9 I mer utvecklade jättestjärnor s.k. AGB-stjärnor kan det helium som tidigare bildats omvandlas til kol via den s.k. trippel-alfa- processen. En del av de bildade kolkärnorna kan också kollidera med helium och bilda syrekärnor ( 12 C + 4 He 16 O). För de flesta stjärnor är inga fler kärnprocesser möjliga. I de riktigt tunga stjärnorna kan dock en rad ytterligare reaktioner ske.

En del av de bildade kolkärnorna kan också kollidera med helium och bilda syrekärnor ( 12 C +

10 I de tunga stjärnorna kan alla grundämnen fram till och med järn bildas. Samtidigt frigörs den energi som får stjärnan att lysa. För att bilda ännu tyngre grundämnen krävs däremot att man tillför energi. Om man betänker att temperaturen i stjärnornas inre kan vara flera hundra miljoner grader, är det fullt möjligt att använda en liten del av energin för detta.

För att bilda ännu tyngre grundämnen krävs däremot att man tillför energi.

11 Neutroninfångning Den process som bygger upp grundämnen tyngre än järn kallas neutroninfångning. Fria neutroner fångas in av en atomkärna vars atomvikt därmed ökar. Vissa atomkärnor är radioaktiva och sönderfaller via s.k. beta-sönderfall till ett nytt grundämne (neutronen omvandlas till en proton). Man skiljer på två typer av infångning, långsam (s-processen, s=slow) och snabb (r-processen, r=rapid). S-processen försiggår huvudsakligen i s.k. AGB-stjärnor, medan r- processen sker i samband med supernovor.

Man skiljer på två typer av infångning, långsam (s-processen, s=slow) och snabb (r-processen, r=rapid).

12 Man skiljer på olika typer av supernovor. När tunga stjärnor exploderar slungas mycket av de nybildade grundämnena, inklusive de som bildats genom r-processen ut i rymden. Ett undantag är järn, som i stor utsträckning förstörs och omvandlas till neutroner i den stjärnrest (neutronstjärna som blir kvar efter explosionen. Järn frigörs istället i supernovor av typ Ia, när en vit dvärg exploderar och där mycket av dess inre (från början kol och syre) snabbt omvandlas till andra grundämnen, främst järn och snarlika ämnen.

Ett undantag är järn, som i stor utsträckning förstörs och omvandlas till neutroner i den stjärnrest (neutronstjärna som blir kvar

Relevanta dokument

Framtidens Energi: Fusion. William Öman, EE1c, El och Energi linjen, Kaplanskolan, Skellefteå

Framtidens Energi: Fusion. William Öman, EE1c, El och Energi linjen, Kaplanskolan, Skellefteå Framtidens Energi: Fusion William Öman, EE1c, El och Energi linjen, Kaplanskolan, Skellefteå Kort Historik 2-5 Utvinning 6-9 Energiomvandlingar 10-11 Miljövänlig 12-13 Användning 14-15 Framtid 16-17 Källförtäckning