Is e halfwaardetijd van atomen in de zon identiek met die van dezelfde atomen hier op aarde?

Bijv. doordat de druk veel hoger is. Of de 'achtergrondstraling', waardoor het aantal botsingen tussen deeltjes hoger is.

Weet jij het antwoord?

/2500

Het beste antwoord

De vervaltijd van stabiele atomen wordt geschat op 10^30 jaar. wat heel lang is. In de zon is dat echter heel anders , de plasmatoestand en de fusiereactie in het binnenste der zon reduceert de vervaltijd tot pakweg 10 miljard jaar waarbij nu ongeveer de helft verstreken is. Het is in de zon en met name in de kern zo heet en de druk is er zo hoog dat losse elektronen en protonen (waterstofkernen) in een niet atomaire toestand verkeren. Onder die extreme omstandigheden vormen zich uit vier protonen heliumkernen en twee elektronen waarbij een heel klein deel omgezet wordt in pure energie welke de zon doet stralen (van verbranding is geen sprake). De buitenste lagen van de zon zetten de gammastralen, neutronen en andere deeltjes om in warmte (6000 Kelvin met relatief weinig gamma en andere kerndeeltjes, behalve als er veel zonnevlammen ontstaan. Zou de energie die in het binnenste van de zon direct vrijkomen, dan waren we op aarde absoluut niet veilig, het duurt bijvoorbeeld miljoenen jaren!! voordat de energie die binnen in de zon door kernfusie is opgewekt aan de buitenkant de zon als warmte en licht verlaat. Zo zie je maar dat de fysieke omstandigheden wel degelijk invloed hebben op de vervaltijd (of halfwaardetijd) van elementen, ook als ze van nature NIET radioactief zijn.

Een atoom vervalt per 'x' tijd.. Of het hier, op de zon of in een ander sterrenstelsel is, de vervaltijd is identiek, net zoals de massa

Het kan zijn dat het atoom een neutron opneemt, dan wordt het een andere isotoop met een andere halfwaardetijd. (neutronenvangst, neutron capture). Meestal wordt dit een beta-stralend radioactief element. Dat houdt weer in dat het atoomnummer 1 omhoog gaat. Dat kan ook in de aarde gebeuren en het treedt ook veel op in kernreactoren. Neutronen worden gevormd tijdens de fusiereacties rondom de kern van de ster, maar de energieproductie binnen de zon is eigenlijk erg laag, en daarom zijn er ook niet zo veel neutronen per m^3. Bij exploderende sterren kunnen de hoeveelheden neutronen wel erg hoog zijn en kan neutronenvangst sneller gaan dan het betaverval dat er op volgt en kunnen zeer zware elementen ontstaan (r-process).

Stel zelf een vraag

Ben je op zoek naar het antwoord die ene vraag die je misschien al tijden achtervolgt?

/100