Energiproduktionen i stjernerne
Af 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.

NukleidkortGrundstofferne 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).

Kerneenergi

Umiddelbart er det mærkeligt, at det skulle give energi at smelte to atomkerner sammen, men hvis vi ser på følgende eksempel bliver det klart:
4 He 2 + 4 He 2 —> 8 Be 4
8 Be 4 + 4 He 2 —> 12 C 6
Denne proces kan kort skrives:
4 He 2 + 4 He 2 + 4 He 2 —> 12 C 6
På grafen er ikke medtaget alle grundstofferHvis 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).
Hvis man på tilsvarende måde opgør alle kernemasser, viser det sig at bindingsenergien stiger fra de lette atomkerner og indtil jern. Derpå falder den lidt hen imod de tungeste kerner. Derfor giver sammensmeltning af lette kerner energi og deling af de helt tunge kerner i halvdele i nærheden af jernkerners masse også energi. Her på jorden kendes den første proces (fusion) fra brintbomber og den sidste (fission, kernespaltning) fra atombomber og atomkraftværker.

 

Stofkredsløbet i Universet

Ud af Universets dannelse "The Big Bang" kom en blanding af gasserne brint (H) og helium (He). Siden har processerne i stjernerne ændret stofsammensætningen. På tegningen kan ses hvordan Universets kemiske sammensætning udvikler sig. "Me" betyder grundstoffer tungere end helium og "M" er de dannede stjerners masse i forhold til Solens masse. På nogle områder af tegningen kan klikkes for nærmere forklaring.

DER KAN KLIKKES NOGEN STEDER.

Universets stofsammensætning har derfor ændret sig siden de første stjernegenerationer - og det vil det fortsætte med. Efterhånden vil stoffet indgå i stjerneslagger (sorte dværge), neutronstjerner og sorte huller. Når Universet er blevet 1000 gange ældre end nu, vil alle stjerner være udbrændt, og senere vil deres degenererede aske (samt hvad der måtte være af planeter) være diffunderet væk fra galakserne og ud i rummet. De vil være jævnt fordelt i den tids meget større Univers.
Universets fremtid er, at det bliver meget stort, meget koldt og meget tomt.