Astrofysica - Classificatie van sterren - Kernfusie
3 belangrijke vragen over Astrofysica - Classificatie van sterren - Kernfusie
Waarom geldt de wet van behoud van massa niet bij fusiereacties?
De massa van de ontstane, grotere kern is iets kleiner dan de som van de massa van de gefuseerde kernen. Einstein heeft met zijn beroemde formule E = m * c2 aangetoond dat massa en energie equivalent zijn: ze zijn in elkaar om te zetten. De massa die bij kernfusie verdwijnt, wordt omgezet in energie. Met de formule van Einstein zie je dat 1 kg materie overeenkomt met 1 * c2 = 9,0 * 1016 J energie. Dit enorme getal verklaart waarom een ster als de zon miljarden jaren lang zo'n groot stralingsvermogen kan uitzenden.
Wanneer is kernfusie exo-/endotherm?
In Binas 25A kun je in de vierde kolom zien dat de precieze atoommassa iets verschilt van het atoomnummer. Als je de kolom door de tabel heen volgt, zie je dat de atoommassa ten opzichte van het atoomnummer steeds verder afneemt tot een bepaald minimum en dan weer toeneemt. Kernfusie is dan ook alleen voor kleine kernen exotherm. Bij grotere kernen kost het juist energie om ze te laten fuseren, omdat de samengesmolten kern een grotere massa heeft dan de som der gefuseerde delen. In de praktijk verloopt fusie in grote sterren tot er ijzer is ontstaan (Z = 26).
Wat zijn de twee voorwaarden om een kernfusie te laten verlopen?
- Een kernfusie verloopt alleen bij hele hoge temperaturen (ongeveer 107 K), zodat de kernen genoeg snelheid hebben om elkaar zo dicht te naderen.
- De druk moet groot zijn (1012 Pa) om genoeg botskans te hebben.
- De druk moet groot zijn (1012 Pa) om genoeg botskans te hebben.
De vragen op deze pagina komen uit de samenvatting van het volgende studiemateriaal:
- Een unieke studie- en oefentool
- Nooit meer iets twee keer studeren
- Haal de cijfers waar je op hoopt
- 100% zeker alles onthouden
Onthoud sneller, leer beter. Wetenschappelijk bewezen.
