Grundstofdannelse i stjerner – Fysikleksikon - Niels Bohr Institutet - Københavns Universitet

Videresend til en ven Resize Print Bookmark and Share

Fysikleksikon > G > Grundstofdannelse i st...

13. september 2007

Grundstofdannelse i stjerner

Grundbeskrivelse

Dengang universet blev dannet for 13,7 milliarder år siden i Big Bang, blev der skabt brint (H) og helium (He) samt meget små mængder lithium, beryllium og bor. Alle de andre grundstoffer er dannet efter Big Bang i stjernernes indre ved fusion og ved supernovaer. Det afhænger af stjernens masse, hvilke grundstoffer, der kan skabes i den enkelte stjerne.

Solens opbygning. Kerneprocesserne, der producerer energi, finder sted helt inde i Solens varme centrum. (Sakurambo, Wikimedia Commons).

Det er grundstofdannelsen, der er energikilden bag Solens og stjernernes lys. I de hyppigste processer er nettoresultatet, at fire brintkerner omdannes til en heliumkerne.

Når 1kg brint omdannes, bliver der ikke helt et kg helium ud af det, men kun 993 gram. De sidste 7 gram udsendes som energi. Ved hjælp af Einsteins berømte ligning fra Relativitetsteorien:
\[ E = m \cdot c² \]
hvor E er energien, m er massen og c er lyshastigheden, kan man regne ud, at omdannelse af ét kg brint til helium frigør over 6·1014J. Det svarer til afbrænding af 18 mio. L benzin. I Solens indre omdannes over 600 mio. tons brint i sekundet.

Udddybende beskrivelse

Proton-proton reaktionen i Solen. (Borb, Wikimedia Commons)

Stjernerne skaffer sig energi via fusion, det kan ske på to forskellige måder. Hvilken af de to en stjerne benytter, afhænger helt af temperaturen i kerneområdet, der igen afhænger af stjernens masse. Lette stjerner, der vejer op til lidt mere end Solen (\(M < \)1.25\(M_\odot\)) benytter proton-proton-reaktionen, hvor brintkerner (protoner) smelter sammen til heliumkerner:

\[
\begin{aligned}
_1^2H + _1^1H & \rightarrow ~_1^2H + _1^0e + _0^0\nu \\
_1^1H + _1^1H & \rightarrow ~ _2^3He \\
_2^3He +  _2^3He & \rightarrow ~ _2^4He + 2 _1^1H
\end{aligned}
\]

Hvor \(_1^2H\) er deuterium (tung brint), \(_1^0e\) en positron (antielektron) og \(_0^0\nu\) en neutrino.

De dannede antielektroner forsvinder (annihilerer), når de rammer nogle almindelige elektroner (\(_{-1}^0e\)) og omdannes til gammafotoner (\(\gamma\)): \(_1^0e + _{-1}^{~0}e \rightarrow ~ 2 \gamma \)). Neutrinoerne (\(_0^0\nu\) ) vekselvirker næsten ikke med noget og forsvinder ud af stjernen.

CNO-kredsprocessen, der dominerer energiproduktionen i stjerner, der er tungere end Solen (Borb, Wikimedia Commons).

Tungere stjerner (\(M > \)1.25 \(M_\odot\)) benytter CNO-reaktionen hvor kulstof (C), kvælstof (N) og ilt (O) katalyserer processen, men ikke selv forbruges

\[
\begin{aligned}
_6^{12}C + _1^1H & \rightarrow ~ _7^{13}N \\
_7^{13}N & \rightarrow ~ _6^{13}C + _1^0e + _0^0\nu \\
_6^{13}C + _1^1H & \rightarrow ~ _7^{14}N \\
_7^{14}N + _1^1H & \rightarrow ~ _8^{15}O \\
_8^{15}O & \rightarrow ~ _7^{15}N + _1^0e + _0^0\nu \\
_7^{15}N + _1^1H & \rightarrow ~ _2^4He + _6^{12}C
\end{aligned}
\]

Ved begge processer sker sammenlagt, at fire brintkerner bliver til en heliumkerne. Ved denne proces frigøres der energi, som bruges til at opretholde stjernens udstråling.

Temperaturafhængigheden af processerne skyldes, at atomkernerne skal have større termisk energi for at kunne overvinde den større elektriske frastødning, når der er flere protoner i hver kerne. Ellers kan de ikke nå sammen, så reaktionen kan finde sted.

Ved temperaturer i stjernens indre på under 16·106K er det hovedsageligt pp-reaktionen, der hersker, mens det for temperaturer over 16·106K er CNO-reaktionen, der hersker. I Solens centrum er ca. 15·106 grader, og i tungere stjerner er der varmere, præcist hvor varmt afhænger af stjernens masse. Fordelen ved CNO-processen er, at den er mere effektiv end pp-reaktionen.

Efterhånden vil al brinten i stjernens kernerområde blive omdannet til helium. For en stjerne som Solen tager det omkring 10 milliarder år.

Trinvis fusion af tre heliumkerner til én kulstofkerne (Borb, Wikimedia Commons).

Til den tid vil fusionen midlertidigt gå i stå. Når der ikke længere frigøres energi, vil tyngdekraften trække stjernens kerneområde sammen, så tryk og temperatur stiger.

Når temperaturen når op på 100·106K kan en ny fusionsproces starte. Her omdannes helium trinvist til kulstof på denne måde: 

\[
\begin{aligned}
_2^4He + _2^4He & \rightarrow ~ _4^8Be \\
_4^8Be + _2^4He & \rightarrow ~ _6^{12}C
\end{aligned}
\]

I en tung stjerne fusionerer lette atomkerner og danner tungere og tungere grundstoffer i lag i stjernerns kerneområde.

Lagdelingen i en stjerne kort før den eksploderer som en supernova. Lagene af tungere grundstoffer er koncentreret i stjernens kerneområde - hovedparten af stjernen består stadig af uomdannet brint og helium.(Chano Birkelind)

I meget tunge stjerner  (\(M > \)8\(M_\odot\)) kan fusionsprocesserne gå videre, idet den høje temperatur muliggør bl.a. følgende processer:

\[
\begin{aligned}
 _6^{12}C + _2^4He & \rightarrow ~ _8^{16}O \\
_8^{16}O + _2^4He & \rightarrow ~ _{10}^{20}Ne \\
_{10}^{20}Ne + _2^4He & \rightarrow ~ _{12}^{24}Mg \\
_{12}^{24}Mg + _2^4He & \rightarrow ~ _{14}^{28}Si \\
& \vdots \\
_{24}^{48}Cr + _2^4He & \rightarrow ~ _{26}^{52}Fe \\
_{26}^{52}Fe + _2^4He & \rightarrow ~ _{28}^{56}Ni
\end{aligned}
\]

De første af disse processer kræver temperaturer på 600·106K, mens de sidste kun kan foregå ved temeperaturer på over 2·109K. På den måde opbygges en lagdelt struktur i stjernerns indre, hvor tungere og tungere grundstoffer dominerer, efterhånden som vi kommer nærmere stjernens centrum.

Centret i en tung stjerne ender med at indeholde jern (Fe) og nikkel (Ni). Disse stoffer er kendetegnet ved at have den højeste bindingsenergi pr. kernepartikel (protoner og neutroner). Derfor bruger det energi, hvad enten de spaltes til lettere kerner (fission) eller de tilføres yderligere partiker til opbygning af tungere kerner (fusion). Da stjernen har brug for at producere energi for at strålingstrykket kan modvirke sammenpresningen fra tyngdekraften, stopper stjernens fusionsprocesserne med disse grundstoffer. Stjernen kollapser derefter og eksploderer som en type II supernova.

Grundstoffer tungere end jern er dannet ved neutronindfangning, der foregår i røde kæmpestjerner samt under supernovaeksplosioner, hvor andre processer danner frie neutroner. Her indfanges en eller flere  neutroner i kernerne og danner tungere isotoper - kerner med samme antal protoner men forskelligt antal neutroner. Ofte er den dannede kerne ustabil, og et beta-henfald omdanner en neutron til en proton og en elektron, som forlader kernen. På den måde dannes tungere grundstoffer med flere protoner i kernen end de 26, der findes i jern.

Anja C. Andersen