Hvordan Skabes Grundstoffer I Stjerner?

Du er lavet af stjernestøv.

Hvorfor er du det? Fordi alt på Jorden, også dig og mig, er lavet af atomer, som blev skabt i stjerner. Disse atomer, eller rettere atomkerner, blev ikke dannet i Big Bang for knap 14 milliarder år siden, men er i stedet kommet til senere hen sammen med stjerner og supernovaer.

Stjerner fungerer på samme måde som en ovn, der drives af kernekraft. Ovnens brændstof er varme og “stof” som fx brint og helium, der inden i ovnen skaber atomer som kulstof, ilt og solstråler. Vi kender bl.a. kulstof fra vores hverdag, og i astronomi kalder vi dem for “tungere grundstoffer”.

I denne blogpost udforsker vi, hvordan atomer dannes inden i stjernerne. Helt specifikt skal vi se nærmere på, hvordan kernefusion starter, hvilket er katalysatoren for, at tungere grundstoffer kan blive dannet. Det kan godt være, at grundstoffer dannes samme sted, men de dannes ikke på samme tidspunkt.

Men før vi kaster os ud i kernefysik, skal vi starte et helt andet sted …

Naturen dikterer dovenskab

Forestil dig at du bor alene, og derfor må udføre alle pligter selv. Regninger, opvask, rengøring, vasketøj, græsslåning – hele molevitten skal udføres af dig selv.

En dag får du den fantastiske idé at få en bofælle! En bofælle vil halvere antallet af pligter, som du skal udføre i huset. Du skal kun betale halv husleje, rengøre halvdelen af lejligheden og slå halvdelen af græsplanen. Fantastisk! Der er kun fordele ved den idé.

Det øjeblik hvor du indser, at en bofælle vil betyde mindre arbejde for dig. Illustration: Astronomicca.

Før du kan nyde godt af at have en rengøringsmakker skal du lige overkomme den udfordring, det er at finde den rette person. For du kan ikke bare vælge hvem som helst – det må nødvendigvis være en person, som lever op til dine krav til en bofælle.

Måske ser du meget fjernsyn, eller måske spiller du et instrument? Din kommende bofælle er nødt til at kunne nyde disse aktiviteter også, eller i det mindste tolerere dem. Det kræver en stor indsats at finde en makker, og når du endelig finder den rette person, skal der pakkes og flyttes. Al det arbejde ville ingen af os gide, hvis ikke indsatsen blev belønnet. Og det bliver den heldigvis.

For når flytningen er overstået, sidder du med en bofælle. Tillykke! Du kan nu spare halvdelen af energien på huslige pligter. Perfekt. Mere tid til afslapning.

Når du har udført det arbejde, der er forbundet med at finde en bofælle, står du tilbage med belønning, som er at du nu skal bruge mindre energi på at udføre huslige pligter. Illustration: Astronomicca.

Som tiden går, stiger din glæde – ikke mindst fordi du kun skal døje med halvdelen af husarbejdet.

En dag kigger du og din bofælle rundt i boligen. Der er rodet. Nogen skal rydde op. Og lige der går det op for dig: Hvis I var tre personer, skulle du kun udføre 1/3 af arbejdet. Det er endnu mindre end halvdelen. Igen: Perfekt!

I modsætning til sidste gang, hvor du egenrådigt kunne bestemme, hvilken bofælle, du ønskede, så skal du nu blive enig med en anden person først. Oven i det skal der organiseres en flytning og fordeles rum, hvilket får hele byrden til at være endnu større end sidste gang, fordi I nu er to, som skal blive enige. Men – hvis du kan overkomme den byrde, så kommer du ud på den anden side med et mere afslappet liv, hvor du skal bruge mindre energi på kedeligt arbejde.

Måske ser du et mønster nu. Hver person kan mimere sin energi ved at flytte sammen (altså fusionere) med en anden person. Men før fusionen kan ske, skal en byrde overkommes – noget arbejde skal udføres. Denne process virker tydeligvis kun, indtil du opnår et vis antal bofæller. Forestil dig at bo 30 mennesker i én lejlighed. Da vil du sandsynligvis bruge mere energi på at holde alle disse mennesker ud end du ville bruge, hvis de flyttede ud.

Heri findes det afgørende punkt! Så hop eventuelt tilbage og genlæs afsnittet, så du senere (forhåbentlig) kan få den aha-oplevelse, som jeg sigter efter, at du skal have.

En visualisering af hvordan du kan optimere din dovenskab ved at få bofæller – altså hvordan du kan frigive den energi, du normalt bruger på at udføre hjemligt arbejde. Dette virker, indtil du rammer grænsen for, hvor mange mennesker, der kan være i dit hus. Overskrider du denne grænse, bliver dit hus ustabilt. Atomer fungerer på samme måde. Illustration: Astronomicca.

Beskrivelsen ovenfor passer præcis på, hvordan atomer dannes via kernefusioner inden i stjerner. Men før vi dykker mere ned i dét emne, skal vi se nærmere på atomerne i Universet.

Fusion i kernen af en stjerne

De letteste atomer i Universet er brint og helium. De blev skabt sammen i Big Bang for milliarder af år siden. Siden da er flere atomer kommet til, så som kulstof, ilt og kvælstof samt alle de tungere grundstoffer, der kræves for at bygge vores eksistens.

Nogle atomer dannes mens stjerner lever, mens andre dannes, når stjerner dør. I denne blogpost beskæftiger vi os kun med de atomer, som dannes i en stjernes levealder – altså tiden hvor stjernen brænder atomkerner.

Lad os dykke ned i det.

Fusionen af atomer sker i den centrale kerne i en stjerne. Atomkerner op til jern dannes inden i stjernerne. Når astronomer bruger udtrykket “op til jern”, så henviser de til den rækkefølge atomerne følger i det periodiske system, som er vist herunder.

Grundstoffernes periodiske system. Grundstoffer op til jern (navngivet Fe, findes i 4. række, 8. kolonne) skabes inden i stjerner. Tallet i diagrammet ovenfor refererer til antallet af protoner i kernen af et atom. Jern har 26 protoner i kernen. De øvrige række- og kolonnetal samt farver er irrelevante i denne sammenhæng. Illustration: Wiki Commons.

Præcis som analogien med bofæller, så starter fusionsprocessen, når en proton vil spare energi. Protonen kan opnå en energibesparelse ved at fusionere med en anden proton. Lidt simpelt sagt, så kan brint danne helium på den måde. Brint består af én proton, mens helium har to.

(Den fysiske verden er selvfølgelig lidt mere kompliceret end som så. Helium har også to neutroner, så der kræves egentlig 4 protoner, hvor to er konverteret til neutroner, mens to forbliver protoner. Men du kan lykkeligt glemme alt om neutroner for nu.)

Fusionsprocessen sker ikke omgående. Og hvorfor egentlig ikke? Fordi der er (præcis som med bofællerne) en byrde, der skal overkommes først. Denne byrde kaldes Coulomb-barrieren, og den vender vi tilbage til om lidt.

Når denne barriere er overkommet, begynder heliumkerner at fusionere med hinanden for at danne tungere grundstoffer som kulstof og ilt. Men som tidligere har disse tungere grundstoffer også en byrde at overkomme – og den byrde er end større end den, som brint stod overfor.

Denne “byrde & fusion”-process fortsætter hele vejen op til jern (som har 26 protoner i kernen) inden i stjernens midte. Den ‘atomare byrde’, altså Coulomb-barrieren, kan kun overkommes, når temperaturen er høj nok.

Alle nye kernefusioner starter i midten af stjernen, aldrig i de ydre lag. Hver gang en ny fusion starter, skubbes de lettere atomer ud fra stjernens midte. Coulomb-barrieren overkommes derfor kun i centrum af stjernen.

Fusion af nye tungere grundstoffer startes i en stjernes midte. Illustration: Wiki Commons med redigeret tekst.

Coulomb-kraften

Den centrale temperatur i starten af en stjernes liv er omkring 15 millioner grader. Ved denne temperatur fusionerer brint (1 proton) til helium (2 protoner), mens der udsendes energi i form af solstråler. Temperaturen på 15 millioner grader er nødvendig, da det er temperaturen, hvor brintkerner har nok energi til at overkomme Coulomb-barrieren.

Fusionsprocessen danner en kerne af helium, som langsomt opbygges i midten af stjernen samtidig med, at stjernens centrale temperatur stiger. Rundt om heliumkernerne findes brintkerner, der fortsat fusionerer til helium. På et tidspunkt vil helium fusionere til kulstof; dette sker når den centrale temperatur når op på svimlende 200 millioner grader.

Hvorfor er så høje temperaturer nødvendige, før tungere atomer kan fusionere? Hvorfor brænder alle atomer ikke bare på samme tid?

Rigtig godt spørgsmål. Årsagen findes i Coulomb-kraften (en kraft, der altså her fungerer som en barriere). Denne kraft øges efterhånden som atomkernerne vokser.

Mekanismen er præcis som en person, der leder efter en bofælle, hvor byrden overkommes før dovenskaben kan sætte ind: For atomer kan den barriere overkommes, når temperaturen er høj nok. Jo tungere grundstofferne er, des højere temperaturer kræves for at overkomme Coulomb-barrieren.

Atomer vil (præcis som os mennesker) ikke overkomme byrder, med mindre der er en belønning på den anden side. Hver partikel vil gerne forblive doven, altså med lavest mulig energi, så længe det er muligt for den.

Hvis vi kigger på en graf, der viser hvor meget energi hver enkelt kernepartikel har, når den fusionerer til et tungere atom, vil det se ud som nedenfor. Her ser vi på hver enkelt partikels kerneenergi (og ikke den samlede kernes energi).

Atomer kan spare energi (masse og energi er det samme) ved at fusionere til tungere grundstoffer. Men det virker kun op til jern – herefter bliver atomerne ustabile. Illustration: Wiki Commons.

Denne graf minder utrolig meget om dovenskabsgrafen ovenfor. Den viser, hvor meget energi hver enkelt partikel kan spare, hvis partiklen ellers overkommer Coulomb-barrieren. Og præcis som i tilfældet med flere bofæller, så fungerer denne mekanisme kun op til et vist punkt, nemlig når kernen bliver tilpas stor.

Efter dette punkt (som er defineret af jern og dets 26 protoner), så bliver atomkernerne ustabile, da der er for mange partikler i atomkernen. Fusion er derfor ikke længere energibesparende, når størrelsen overstiger jerns. Det er grunden til, at grundstoffer tungere end jern ikke kan dannes inde i midten af en stjerne.

… og nu sidder du måske tilbage med et spørgsmål om, hvor disse tungere-end-jern grundstoffer kommer fra? Hvordan skabes guld? Hvor kommer sølv fra? De dannes i supernova-eksplosioner. Men det må vi grave ned i en anden dag.

Leave a Reply