grundstofdannelse

Grundstof. Den relative forekomst af grundstoffer i Solsystemet bestemt ud fra absorptionslinjer i solspektret og analyse af meteoritter. Z angiver atomnummeret, og andenaksen viser logaritmen til antallet af atomer med et givent Z på en skala, hvor brintforekomsten er sat til 1012. Grundstoffer, der er af særlig interesse i teorien for grundstofdannelse, er markeret med deres kemiske symboler. Forekomsten af technetium (Tc) og promethium (Pm) er ikke angivet, da disse grundstoffer er ustabile med halveringstider på hhv. 2∙105 år og 2,6 år.

John Fowlie efter E. Anders og N. Grevesse, 1989.

Licens: Begrænset anvendelse

Grundstofferne er dannet ved kerneprocesser i Universets begyndelsesfase og dannes til stadighed i stjernernes indre. Teorien for sådanne kerneprocesser sigter mod at forklare den fordeling af grundstofferne, som man finder overalt i Solsystemet.

Analyse af andre stjerners spektre fører til en lignende grundstoffordeling, men det er dog sådan, at den totale forekomst af grundstoffer tungere end lithium aftager med en stjernes alder. I de ældste stjerner er forekomsten af de tungere grundstoffer hen imod 1000 gange lavere end i Solen.

Forklaringen er, at stoffet i en galakse i løbet af tiden er blevet beriget med grundstoffer, der er dannet ved kernereaktioner i det indre af tunge stjerner og igen ført tilbage til det interstellare rum i forbindelse med supernovaeksplosioner og massetab fra røde kæmpestjerner.

Det betyder, at de fleste grundstoffer på Jorden er dannet i tidligere generationer af stjerner, som eksisterede og gik til grunde, før Solsystemet blev dannet for ca. 4,5 milliarder år siden.

De lette grundstoffer

Hydrogen, helium og lithium antages at være blevet dannet i Universets uhyre varme og tætte begyndelsesfase. Ifølge big bang-modellen var temperaturen til at begynde med så ekstremt høj, at kun de mindste bestanddele af stoffet, elementarpartiklerne, kunne eksistere. I takt med Universets udvidelse er temperaturen faldet, og ved ca. én milliard °C er der foregået en række kerneprocesser, som har ført til dannelse af deuterium, helium og lithium ud fra protoner (hydrogenkerner) og neutroner. De resulterende mængdeforhold kan beregnes, idet de relevante reaktionssandsynligheder er kendt fra kernefysikken. Udfra, at forholdet mellem antallet af fotoner og af nukleoner (protoner og neutroner) er ca. 3∙10⁹, kan vægtmængden af helium beregnes til 24 procent. Den observerede mængde af oprindeligt forekommende helium i galakser er 21-25%. Den beregnede relative forekomst af deuterium (10^-4), ³He-isotopen (10^-5) samt ⁷Li-isotopen (10^-10) stemmer også godt med de observerede forekomster. Disse sammenfald kan næppe være tilfældige og anses af mange for at være et bevis for, at de lette grundstoffer er dannet i Universets varme begyndelsesfase, og at big bang-modellen for denne er korrekt.

Efter hydrogen, helium og lithium følger beryllium (atomnummer 4) og bor (atomnummer 5), men disse to grundstoffer dannedes kun i meget ringe mængde (ca. 10^-16 i forhold til hydrogen) i Universets begyndelsesfase. Den målte forekomst varierer fra 10^-13 i de ældste stjerner til ca. 10^-10 i Solsystemet. Sandsynligvis dannes bor og beryllium ved, at energirige kosmiske stråler (protoner og alfapartikler) sønderdeler carbon, nitrogen og oxygen i det interstellare rum. Samtidig produceres en del lithium, herunder isotopen ⁶Li, som ikke dannes i big bang. Nyere målinger af forekomsten af ⁶Li, Be og B i gamle stjerner ser ud til at bekræfte denne teori.

Tungere grundstoffer (atomnummer 6 til 30)

Teorien om dannelse af de lette grundstoffer i Universets varme begyndelsesfase blev første gang fremsat af R.A. Alpher, H. Bethe og G. Gamow i 1940'erne. De foreslog også, at de tungere grundstoffer dannedes i denne fase ved successiv addition af neutroner til lettere atomkerner. Nøjere studier har dog vist, at de dannede mængder er forsvindende små. I 1950'erne begyndte man derfor at arbejde med den teori, at de tungere grundstoffer er dannet ved kerneprocesser i stjernernes indre. Teorien blev første gang udarbejdet i detaljer af M. og G. Burbidge, W.A. Fowler og F. Hoyle og er siden blevet underbygget af et stort antal studier.

En stjernes udvikling er karakteriseret ved en række stabile faser, i hvilke lysudsendelsen svarer til den energi, der produceres ved fusion af atomkerner i stjernens indre. De høje temperaturer, der kræves, for at disse processer kan forløbe, opnås ved tyngdekraftens sammentrækning af stjernens centrale dele. Når kernebrændstoffet for en given proces er opbrugt, sker der en ny sammentrækning med deraf følgende opvarmning, således at det næste trin i kerneprocesserne kan gå i gang. Følgende fire trin indgår i opbygningen af grundstoffer med atomnumre fra 6 til 30, dvs. fra carbon til zink:

Brintfusion

Den første proces, som går i gang efter en stjernes dannelse, består i fusion af fire hydrogenkerner til en heliumkerne. I de lettere stjerner som Solen forløber processen langsomt ved en temperatur på ca. 15 mio. °C, og disse stjerner er mere end 10 mia. år om at opbruge hydrogenet. I tungere stjerner foregår fusionen langt hurtigere ved en noget højere temperatur. Det detaljerede forløb af processerne blev klarlagt i slutningen af 1930'erne af C.F. von Weizsäcker og H.A. Bethe, som dermed fandt forklaringen på de fleste stjerners energiproduktion. Selvom hydrogenfusionen således er hovedkilden til stjernernes lysudsendelse, er den totale mængde helium dannet i en galakses levetid dog kun nogle få procent af den mængde, der blev dannet i Universets begyndelsesfase.

Heliumfusion

Ved ca. 200 mio. °C kan tre heliumkerner fusionere til en carbonkerne (¹²C). Yderligere en heliumkerne kan adderes til carbon under dannelse af oxygen (¹⁶O). Modelberegninger viser, at disse processer foregår i det indre af kæmpestjerner. Kontraktionen af de centrale dele er ledsaget af en ekspansion af de ydre dele, således at stjernens radius typisk er 100 gange større end Solens.

Carbon- og oxygenfusion

To carbonkerner eller to oxygenkerner kan fusionere ved ca. 1 mia. °C under dannelse af neon (²⁰Ne), magnesium (²⁴Mg), silicium (²⁸Si) og svovl (³²S). Ved yderligere addition af heliumkerner dannes også argon (³⁶Ar) og calcium (⁴⁰Ca), dvs. grundstoffer med et lige atomnummer og samme antal protoner og neutroner. Grundstoffer med ulige atomnummer, fx natrium og aluminium, er ikke så stabile og dannes ved sekundære reaktioner med en forekomst, der er 10-100 gange mindre end forekomsten af grundstoffer med lige atomnummer, hvilket giver kurven over fordelingen af grundstoffer et savtakket forløb.

Ligevægtsprocesser

Ved temperaturer på ca. 3 mia. °C foregår et stort antal processer, der fører til dannelse af de atomkerner, der har størst bindingsenergi pr. nukleon, dvs. gruppen af grundstoffer omkring jern. Derfor fører ligevægtsprocesserne til et maksimum af fordelingen af grundstoffer omkring atomnummer 26. Disse processer forløber eksplosivt i det indre af supernovaer, og samtidig fusionerer helium, carbon og oxygen i skaller uden om de centrale dele af stjernen. Skallerne slynges ud i det omgivende rum, hvorimod de centrale dele ender som en kompakt neutronstjerne.

Det er kun stjerner, der er mere end ca. ti gange så tunge som Solen, der gennemløber alle fire udviklingstrin. Tiden fra disse stjerners dannelse til eksplosionen er astronomisk set kort, ca. 10 millioner år. På denne tidsskala beriges det interstellare rum med grundstoffer fra carbon til calcium (atomnummer 6 til 20). Lettere stjerner med masser på nogle få gange Solens masse udvikler sig i løbet af ca. én milliard år og når som regel ikke videre end til heliumforbrændingen. Sluttilstanden er en kompakt hvid dværgstjerne bestående af carbon og oxygen. Hvis den hvide dværg indgår i et dobbeltstjernesystem, kan den dog få overført masse fra ledsageren, blive ustabil og eksplodere som en supernova. Denne eksplosion er så kraftig, at hele stjernen opløses, og det interstellare rum beriges derved med store mængder af jerngruppens grundstoffer.

Tre forskergrupper i USA, Europa og Japan har i 1990'erne uafhængigt af hinanden gennemført omfattende computerberegninger af de kernereaktioner, der forekommer i forbindelse med stjerners udvikling og eksplosion som supernovaer. Den indbyrdes overensstemmelse mellem de tre undersøgelser er god, og med enkelte undtagelser kan beregningerne reproducere den observerede fordeling af grundstofferne med atomnummer fra 6 til 30 med en nøjagtighed, der ligger inden for 50 procent.

De tungeste grundstoffer (atomnummer større end 30)

Da jerngruppens grundstoffer har den maksimale bindingsenergi pr. nukleon, kan grundstoffer tungere end zink ikke dannes ved ligevægtsprocesser. Disse grundstoffer kan imidlertid dannes ud fra jern og nikkel ved successiv neutronindfangning.

Man skelner mellem to grænsetilfælde: s-processen (s for slow), hvori indfangningen sker så langsomt, at den efterfølges af et betahenfald inden næste indfangning, og r-processen (r for rapid), hvori neutronfluxen er så stor, at betahenfaldet ikke når at finde sted, før endnu en eller flere neutroner er indfanget. De to processer følger derfor forskellige veje gennem mønstret af de tunge grundstoffers isotoper. Nogle dannes primært ved s-processen, mens andre, fx alle grundstoffer tungere end bismuth (⁸³Bi), kun kan dannes ved r-processen. Ved at antage en passende kombination af s- og r-processer er det ud fra de kendte sandsynligheder for neutronindfangning stort set muligt at forklare grundstoffordelingen for atomnumre større end 30.

Sandsynligvis foregår s-processen i røde kæmpestjerner. Konvektiv opblanding kan bringe produkterne af s-processen op til stjernens overflade. Teorien underbygges af, at man i spektrene af nogle kæmpestjerner finder kraftige absorptionslinjer af typiske s-proces-grundstoffer, fx zirconium og barium samt det ustabile grundstof technetium, der med en halveringstid på 2∙10⁵ år må være dannet i stjernen for nylig (astronomisk set). R-processen foregår formodentlig i forbindelse med supernovaeksplosioner.

Læs mere i Lex

Kommentarer

Kommentarer til artiklen bliver synlige for alle. Undlad at skrive følsomme oplysninger, for eksempel sundhedsoplysninger. Fagansvarlig eller redaktør svarer, når de kan.

Du skal være logget ind for at kommentere.