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).
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
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).
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.
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.
Universets stofsammensætning har derfor ændret sig siden de første stjernegenerationer, og vil fortsætte med det. 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.
Så Universets fremtid er at det bliver meget stort, meget koldt og meget tomt.