Energiproduktionen i stjernerne.
Erling Poulsen
Kort efter Universets
start var der kun Brint og Helium til stede og de
første generationer af stjerner skaffede sig energi ved
processen (I), senere dannedes der i dem tungere
grundstoffer (III). Når de stjerner spredte deres stof
ud i rummet kunne senere stjerner producere energi ved
(II).
(I)
Stjernerne skaffer sig energi ved den type kerneproces der kaldes fusion eller
kernesammensmeltning, det kan i princippet ske på to måder:
p-p reaktionen, hvor Brintkerner smelter sammen til Heliumkerner:
1
H
1
+
1
H
1
—>
2
D
1
+
0
e
1
(
antielektron
) +
0
n
0
(
neutrino
)
2
D
1
+
1
H
1
—>
3
He
2
3
He
2
+
3
He
2
—>
4
He
2
+ 2
1
H
1
(II)
eller CN reaktionen hvor kulstof (C) og kvælstof (N) katalyserer
processen, men ikke selv forbruges:
12
C
6
+
1
H
1
—>
13
N
7
13
N
7
—>
13
C
6
+
0
e
1
+
0
n
0
13
C
6
+
1
H
1
—>
14
N
7
14
N
7
+
1
H
1
—>
15
O
8
15
O
8
—>
15
N
7
+
0
e
1
+
0
n
0
15
N
7
+
1
H
1
—>
12
C
6
+
4
He
2
Ved begge processer sker sammenlagt at 4 Brintkerner bliver til en Heliumkerne
+ energi, de dannede antielektroner forsvinder når de rammer nogle
almindelige elektroner:
0
e
1
+
0
e
-1
—> 2
y
(gammastråler)
Neutrinoerne vekselvirker næsten ikke med noget og forsvinder ud af
stjernen.
Under 16 mill. grader er det hovedsagelig p-p reaktionen der hersker og ved
over 16 mill. grader er det CN reaktionen der hersker. I Solens centrum er ca.
15 mill. grader og i tungere stjerner er der varmere.
(III)
I meget tunge stjerner kan fusionsprocesserne gå videre, den høje
temperatur gør følgende proces mulig:
4
He
2
+
4
He
2
—>
8
Be
4
8
Be
4
+
4
He
2
—>
12
C
6
Lignende processer (
4
He
2
+
12
C
6
—> 16O8,
4
He
2
+
16
O
8
—> 20Ne10 o.s.v) kan i tunge stjerner efterhånden give dem en
jernkerne. Sammensmeltning af Jern med andre grundstoffer kræver energi,
derfor stopper fusionsprocesserne med dette grundstof.
 Grundstofferne tungere end jern er dannet af den store mængde neutroner
der udløses ved Supernovaeksplosioner. Atomkerner der herved indfanger
en neutron kan ved beta-henfald (udsendelse af en elektron) blive til et
tungere grundstof (f.eks. 58Fe26 + 1n0 —> 59Fe26; 59Fe26 —> 59Co27 + 0e-1 + 0ñ0; o.s.v.).
De dannede stoffer er for det meste radioaktive og deres stråling vil få den udslyngede gas til at lyse op, men da radioaktiviteten med tiden aftager så vil gassen lyse mindre og mindre. Ved at analysere hvor hurtigt lyset fra supernovaer aftager kan man derfor afsløre hvilke radioaktive stoffer der er dannet.
F. eks. viste lyset fra SN 1987A (en supernova i 1987) at der var dannet store mængder af Ni-56 (halveringstid 6,4 dage) som henfalder til Co-56 (halveringstid 77 dage) som henfalder til Fe-56 (stabilt).
| 
Hjem
Hvis vi ser på massen på hver side af pilen så vejer de 3
Heliumkerner 4,00260 ame. (1
a
tom
m
asse
e
nhed = 1,66057 * 10
-27
kg) hver eller 12,0078 ame. ialt, og kulstofkernen vejer12,0000 ame. Når
Heliumkernerne smelter sammen forsvinder tilsyneladende noget masse og det
betyder at kulstofkernen er fastere bundet sammen (den har mere
bindingsenergi). Det er den forsvundne masse der udsendes som energi ved
sammensmeltningen da energi og masse er udtryk for det samme og hænger
sammen ifølge Einsteins berømte formel Energi=masse*c2
(c er lyshastigheden i det tomme rum). Det svarer til at vandmolekyler er bundet kraftigere sammen i flydende vand end i vanddamp, derfor frigøres store energimængder når vanddamp bliver til flydende vand, en erfaring alle der har stukket hånden ind i en dampstråle kan bekræfte (forsøget kan ikke anbefales).
