Fusie in het heelal: de energie van de Zon Understand article
Vertaald door Roland Van Kerschaver en Erik Crampe. Mark Tiele Westra van EFDA (European Fusion Development Agreement) in Garching, Duitsland, heeft het over de bron van energie op Aarde: de Zon.
Nog maar honderd jaar geleden had niemand een vermoeden hoe de Zon het klaarspeelde om de enorme hoeveelheid energie voor te brengen die uitgestraald wordt in de ruimte. Natuurlijk had men daar enige ideeën over, waarvan er heel wat zeer uitgekiend waren. Sommige wetenschappers dachten dat de Zon een grote gaswolk was, die door zijn eigen gravitatie in elkaar klapt, waarbij de resulterende wrijving en de botsingen de wolk opwarmen. Anderen dachten dat de Zon juist geen kans gekregen had af te koelen sedert zijn vorming. Deze ideeën leidden tot eenzelfde besluit: de Zon kon niet veel ouder zijn dan enkele tientallen miljoenen jaar. Als de Zon ouder zou zijn dan zou deze intussen reeds afgekoeld zijn.
Maar daar kwamen Darwin en zijn collega’s, die de vorming en erosie van rotsen bestudeerden, en de trage, trage evolutie van het leven. Opdat hun theorieën zin zouden hebben, moest de Zon heel wat ouder zijn, minstens enkele honderden miljoen jaar, misschien zelf een miljard jaar. Er werd heel wat over getwist.
Het was niet eerder dan na het ontdekken van de radioactiviteit, en het aanvaarden van de verbazingwekkende stelling dat massa en energie enigszins uitwisselbaar waren volgens de wet van Einstein E=mc2, dat een oplossing zijn opwachting deed. Sir Arthur Eddington, een Britse astronoom, was de eerste om alle bewijzen bij elkaar te voegen en gedurfd te beweren dat het de kernfusie kon zijn, het proces dat zwaardere elementen maakt door het samensmelten van lichtere, dat verantwoordelijk was voor de enorme energieproductie van de Zon. Ondertussen weten we dat de Zon inderdaad waterstof, het lichtste gas in het heelal, verbrandt en het verandert in helium. We weten zelfs hoe – zie de onderstaande figuur.
Figuur met dank aan Mark Tiele Westra
De details van dit proces roepen heel wat vragen op. Vooreerst moet een waterstofkern (proton) in de Zon gemiddeld vijf miljard jaar wachten vooraleer het kans maakt om met een andere waterstofkern samen te smelten om een deuteriumkern te vormen. Dit is nu eens goed nieuws voor ons: als het iets vlugger zou gebeuren, dan zou de Zon reeds lang geleden zijn brandstof opgebruikt hebben, en zouden we hier nu niet zijn. De tweede stap, waarbij een helium-3 kern gemaakt wordt uit een deuteriumkern en een waterstofkern, grijpt reeds na gemiddeld 1,4 seconde plaats, en de laatste stap, de productie van een helium-4 kern vereist 240 000 jaar. De energie vrijgemaakt tijdens het fusieproces wordt omgezet in fotonen: licht.
Wanneer de eerste opwinding voorbij is, en er fotonen gemaakt zijn die op zekere dag de Aarde zouden kunnen bereiken, moeten deze nog even geduld hebben. Een foton begint aan zijn reis naar de Aarde met de lichtsnelheid, maar bijna onmiddellijk komt het foton een elektron tegen, die dit foton verstrooit in een willekeurige richting, juist zoals de bal in een pinballmachine.
En dit gebeurt keer op keer. Een foton doet er gemiddeld 20 000 jaar over om de afstand van 695 000 km van het centrum van de Zon naar de oppervlakte van de Zon af te leggen, wat zich vertaalt in een eerder miezerige snelheid van vier meter per uur.
Na deze lange dooltocht legt het foton de resterende 149 miljoen kilometers naar de Aarde af met de lichtsnelheid (in het vacuüm), en 8 minuten later komt het foton eindelijk op zijn bestemming aan. En dat foton is één van de gelukkigen: er zijn ook fotonen in de Zon die reeds vijf miljard jaar geleden gevormd werden en het nog altijd niet klaar gespeeld hebben om naar buiten te geraken. Binnen de Zon is het een doolhof voor de fotonen.
Bij het fusieproces wordt ook een ander zonderling deeltje gevormd: het neutrino. Een neutrino treedt bijna niet in interactie met materie, en kan daarom bijna ogenblikkelijk ontsnappen uit de Zon. Grote aantallen neutrino’s worden gevormd door de Zon: iedere seconde, vliegen 100 miljard neutrino’s afkomstig van de Zon door ieder van je vingertoppen! De meeste neutrino’s vliegen recht door de hele Aarde, zonder daarbij enige hinder te ondervinden. In feite zal een neutrino door een loden muur met een dikte van een lichtjaar vliegen, zonder gestopt te worden!
Wanneer we het hebben over het centrum van de Zon, beelden we deze in als een hete oven, die heftig warmte uitstraalt. Met een dichtheid die 150 keer groter is dan die van water (een halve liter Zon heeft evenveel massa als een gemiddelde mens), en een temperatuur van 15 000 000 graad Celsius, is het in alle opzichten een nogal afschrikwekkende omgeving. Maar als je een kubieke meter neemt van het centrum van de Zon, zou je vinden dat deze slechts een vermogen ontwikkelt van ongeveer 30 watt, met moeite genoeg om een gloeilamp te laten branden. Het is echter het enorme volume van de Zon dat het mogelijk maakt dat we het toch warm kunnen hebben op de Aarde.
Op dit ogenblik verbrandt de Zon 600 miljoen ton waterstof per seconde, die omgezet worden in 596 miljoen ton helium. Waar zijn de ontbrekende 4 miljoen ton naar toe? Ze zijn volledig omgezet in energie. Met de formule E=mc2(waarbij E de energie, m de massa en c de lichtsnelheid),vinden we dat 4 miljoen ton materie overeenkomt met 100 000 000 000 000 000 000 kilowattuur (1020 kWh) energie, of ruwweg een miljoen keer de hoeveelheid energie verbruikt bewoners op Aarde in een jaar. En die energie wordt iedere seconde door de Zon vrij gemaakt! Nu de Zon heeft nogal een vermogen!
Tot nu toe heeft de Zon de helft van zijn waterstof opgebrand. De Zon is al vijf miljard jaar aan het branden en zal dat nog vijf miljard jaar doen. Wat daarna? Dan is het feest over. De Zon zal opzwellen en een “rode reus” worden, en daarbij de atmosfeer ,al het water en al het leven op de planeet waarop we wonen doen verdampen. We zullen moeten zorgen dat we de Aarde verlaten hebben vooraleer dit gebeurt, maar laten we het er intussen toch nog van genieten zolang het duurt.
De ontdekking van helium
In de 17de eeuw, bestudeerden wetenschappers de samenstelling van licht (het spectrum) door het te splitsen in zijn samenstellende kleuren door gebruik te maken van een dunne spleet en een prisma. Uit experimenten met gloeiende gassen, was het bekend dat elementen, wanneer ze opgewarmd worden, wel bepaalde kleuren uitzenden, die heldere lijnen vormen in het spectrum (denk daarbij bijvoorbeeld aan het mooie lijnenspectrum van een neonbuis).
Bij het bekijken van het spectrum van de Zon, vond men donkere lijnen op exact dezelfde plaatsen in het spectrum waar de heldere lijnen te vinden waren bij gloeiende gassen. Men realiseerde zich vlug dat de donkere lijnen moesten veroorzaakt zijn door hetzelfde element, dat in plaats van licht uit te zenden, licht absorbeert. Op die manier, kon de samenstelling van de Zon geanalyseerd worden door aandachtig het spectrum van zonlicht te bestuderen.
Van de meeste lijnen in het spectrum van de Zon was geweten dat ze hoorden bij elementen die op Aarde voorkomen, maar er waren enkele absorptielijnen in het spectrum van de Zon die de wetenschappers niet konden thuisbrengen. In 1868, stelde de Britse astronoom Norman Lockyer voor dat deze donkere lijnen veroorzaakt werden door een tot dan toe onbekend element dat aangetroffen werd in de Zon en die hij de naam “helium” gaf, naar de Griekse Zonnegod Helios. Het duurde nog 25 jaar eer dat helium voor het eerst aangetroffen werd op de Aarde.
Resources
- Warrick C (2006) Fusie – de aas van het energiespel? Science in School 1.
Institutions
Review
In een tijd waarin niet-hernieuwbare energiebronnen vlug verdwijnen en efficiënte hernieuwbare energiebronnen overal gezocht worden, is fusie dikwijls een discussieonderwerp in vele wetenschappelijke tijdschriften en in dagbladen. Vanaf jonge leeftijd, kunnen leerlingen geconfronteerd worden met deze begrippen zonder goed te begrijpen waarvoor ze staan.
Mark Tiele Westra van EFDA (European Fusion Development Agreement) in Garching, Duitsland, geeft ons een zeer interessant en concreet verslag van het fusieproces dat optreedt binnen de Zon. Alhoewel het artikel het thema theoretisch behandelt en op zich interessant is voor de leraar wetenschappen, krijgen we er ook een zeer informatieve illustratie bij. Beiden kunnen heel gemakkelijk aangepast worden en gebruikt volgens de mogelijkheden van de leerlingen om in het lokaal wetenschappen uit te leggen wat fusie is. Voor gevorderder leerlingen, is er eveneens gedetailleerde informatie over het ontdekken van helium.
Elton Micallef, Malta