Hvorfor foregår fusionsreaktionen "kontrolleret" i Solen?

Hej, Spørg om Fysik 
Jeg har et spørgsmål, som jeg ikke umiddelbart kan finde svar på. Hvorfor foregår fusionsreaktionen "kontrolleret" i Solen?

Med venlig hilsen
K T

Solsystemets dannelse: Vores solsystem er dannet ud af en sky af støv og atomer. Der er et sted i skyen tilfældigt kommet en klump af stof større end de omgivende. Tyngden fra dette tiltrækker omgivelserne, og der opstår en større og større kugle under tyngdekraftens indflydelse. Stoffet i kuglen klemmes sammen, og denne kompression skaber varme.

Stofmassen i solsystemet udenfor solen er et par promille af solens masse, så vi (Jorden og planeterne) er bare nogle af de sørgelige rester af dannelsen af en stjerne. Til sidst har man en kugle med meget tæt stof, i de centrale 20 - 30 % med en densitet på 150 gange vands, og en temperatur på omkring 15,7 millioner kelvin. 

Når tyngden ikke får solen til at falde helt sammen til et meget lille legeme, er det fordi, at den høje temperatur udsender en masse lys (fotoner), og denne fotonstrøm, dette lystryk, bevirker en balance mellem stjernens størrelse og den centrale temperatur.

Vedrørende udstrålingen se også planckkurverne i: Ild, glødelampelys og Poissons plet >> 

Planckstråling 

Planckstrålingen afhænger af T⁴ , hvor T er temperaturen, den stiger altså voldsomt ved stigende temperatur, så man får en balance. Stiger temperaturen, øges lystrykket meget, og Solen får en lidt lavere densitet i centrum. Processerne går lidt langsommere, fordi færre protoner træffer hinanden, og Solen afkøles lidt igen. Den energi der omsættes, svarer til solens massetab, som er omkring 4,26 millioner tons pr. sekund. Omkring 3,7 * 10³⁸ protoner omsættes til Helium og energi pr. sekund indenfor ca. 30 % af solens inderste radius. De fotoner (gammastråler) der udløses, rammer andre protoner og ioner i løbet af få m.m. og absorberes, og der genudsendes lys fra energioverskuddet. Beregningerne viser, at det tager et sted imellem 10 000 og 150 000 år før fotoner skabt i centrum når overfladen.

På Solens overflade ser vi (som jo er gas, der er så tæt, at vi ikke rigtigt kan se igennem den), at den har en temperatur på 5 800 K, og har maksimum udstråling omkring gult lys.

Det der regulerer fusionshastigheden er altså en ligevægt imellem tyngden, strålingen, men også diffusion (hvor hurtigt friske protoner kommer ind i fusionszonen). Denne balance har bestået nogenlunde uændret i det meste af 4,5 milliarder år (solsystemets alder, ca. 1/3 af universets alder). I alle tilfælde ville væsentlige variationer antageligt have udslettet livet på Jorden.

Vi forventer at processen er stabil i de næste 4,5 milliarder år. Til den tid er de fleste af protonerne nær kernen fusioneret til Helium, og så træder nye processer i gang. Der kommer løbende også en række andre fusionsprocesser, som laver endnu tungere stoffer, stoffer tungere end jern kommer imidlertid ikke frem ved disse processer, se også spørgsmålet: Er Jorden en hvid dværg?

Stoffer tungere end jern opstår kun i de såkaldte supernovaer, og de er derfor sjældne bl.a. her på jorden. De tunge stoffer, vi har, som Guld, Uran, Bly osv. kan altså siges at være gløder efter en for længst eksploderet supernova, som har bidraget til gasskyen, som i sin tid dannede vort solsystem.

Vores lokale stjerne, Solen, har en middelafstand fra Jorden på 149,6 * 10⁶ km. Solen har en radius omkring r = 6,9599 * 10⁸ m og en masse på m = 1,989 * 10³⁰ kg. Middeldensiteten bliver så  ϱ = 1,408 * 10³ kg/m²  altså ca. 1,5 gange vands densitet. Det måske mest interessante for os er, at Solen udstråler en energi ,som opvarmer Jorden, og effekten er P = 3,826 * 10²⁶ W. Menneskets effektforbrug anslås til sammenligning  i størrelsesorden P = 1,5 * 10¹³ W altså kun 0,0000000000002 del af solens udstrålede energi. Vi får ca. 1,73 * 10¹⁷ W fra solen, så solen sender os meget mere energi end vi bruger - for tiden (10 000 gange mere). I Danmark kommer der i klart vejr om sommeren omkring 910 W/m².

Lidt historie

Mange har spekuleret over, hvor solen får sin energi fra. Sidst i 1800 tallet overvejede William Thomson, 1st Baron Kelvin (GB, 1824 - 1907), om solen kunne være en langsomt afkølende væske, som udsendte stråleenergi. Senere overvejede han, sammen med Hermann Ludwig Ferdinand von Helmholtz (D, 1821 - 1894) om tyngden ved at sammentrykke solen bevirkede den høje temperatur, som så gav stråleenergien (en cykelpumpe bliver varm når man pumper, fordi luften sammentrykkes).

Deres beregninger gav desværre, at det kun ville give varme i ca. 20 000 000 år, en alt for kort tid i forhold til de kendte geologiske tider.

I 1890 opdagede Sir Joseph Norman Lockyer, (GB, 1836 - 1920) et da ukendt grundstof Helium i solspekteret, det skulle få betydning for den senere forståelse af solprocesserne.

Albert Einstein NP (US (D), 1879 - 1955) var den, der i sin relativitetsteori far 1904 gav fundamentet til løsningen i sin berømte ligning E = M*c2, hvor E er den energi der fremkommer når massen M omdannes til energi og c = 3,00 * 108 m/s er lyshastigheden.

I 1920 foreslog Sir Arthur Stanley Eddington, (GB; 1882 - 1944) at energikilden kunne være fusion af Hydrogen i Solcentret under det høje tryk fra tyngdekraften og den høje temperatur.

Teorien for fusion blev først udviklet efter 1930 af Subrahmanyan Chandrasekhar, (US (Indien) 1910 - 1995) sammen med Hans Albrecht Bethe (US (D), 1906 - 2005).

Den nærmere forståelse af solprocesserne kom efter 2. verdenskrig.

Med venlig hilsen
Malte Olsen