Var kommer alla grundämnen
ifrån?
I begynnelsen...
gy
...var universum oerhört hett. Inom
bråkdelar av en sekund uppstod
pp
de
elementarpartiklar som alla grundgrundämnen består av: protoner,
neutroner och elektroner
elektroner.
Efter c:a 1 sekund börjar neutronerna
att förstöras.
Samtidigt kan en del av neutronerna
förena sig med protoner till tunga
vätekärnor (deuterium).
(deuterium)
Den stora mängden energirika fotoner medför att deuteriumdeuteriumkärnorna förstörs lika fort som de bildas.
Först efter c:a 100 sekunder har temperaturens sjunkit så
lågt att deuterium kan överleva.
När väl deuterium bildats sker en rad kärnreaktioner snabbt
t. ex.:
Slutresultatet blir att stora mängder helium (4He) bildas...
...men
men också små mängder
2H (deuterium), 3H (tritium)
och 3He. Ytterst små
mängder 7Li och 7Be bildas
också.
3H och 7Be är radioaktiva,
och övergår senare till 3He
resp. 7Li.
Det finns en rad anledningar till att inga andra
grundämnen kan bildas:
• Det saknas stabila atomkärnor med fem kärnpartiklar
(=atomvikt 5). Sannolikheten för att bilda atomkärnor med
fl än
fler
ä fyra
f
kärnpartiklar
kä
tikl bli
blir därför
dä fö mycket
k t låg.
lå
• Det saknas också stabila atomkärnor med atomvikt 8.
Sannolikheten för att bilda ännu tyngre atomkärnor blir
därför försumbart liten.
• Temperaturen sjunker snabbt och för att bilda tyngre
atomkärnor krävs högre temperatur än för att bilda lätta
atomkärnor.
• Antalet tillgängliga neutroner sjunker också snabbt, och
d t fö
det
första
t steget
t
t i kärnsyntesen
kä
t
(bildandet
(bild d t av deuterium)
d t i )
upphör.
• Densiteten minskar snabbt och antalet kollisioner sjunker
därmed också snabbt.
Efter några hundra tusen år hade universums temperatur
sjunkit till c:a 3000 K
K. Då kunde atomkärnorna förena sig med
elektroner till neutrala atomer. Denna händelse kan vi idag
observera i form av den s.k. kosmiska bakgrundsstrålningen:
De täthetsfluktuationer man kan skönja i bakgrundsstrålningen
har med tiden utvecklats till stjärnor och galaxer.
De första stjärnorna bestod (nästan) uteslutande av väte och
helium Dagens stjärnor består också mest av väte och helium
helium.
helium,
men ett par procent av stjärnornas massa utgörs av andra
grundämnen.
Kemisk utveckling
De äldsta stjärnorna i Vintergatan,
t.ex. i klotformiga stjärnhopar
innehåller endast någon promille
eller ännu mindre av tyngre
grundämnen (astronomer har för
vana att kalla
k ll alla
ll grundämnen
dä
förutom väte och helium för
metaller).
)
Unga stjärnor, t.ex. i öppna stjärnstjärnhopar, kan däremot ha en “metall
“metall-halt”
halt av c:a 3 procent (viktsmässigt).
(viktsmässigt)
Grundämnessyntes i stjärnor
I stjärnornas inre pågår kärnprocesser. I de flesta stjärnor
(huvudseriestjärnor och röda jättar) omvandlas väte till helium.
Detta kan ske på flera sätt. Ovan visas reaktionsstegen i
den s.k. protonproton-proton
proton--kedjan.
I mer utvecklade jättestjärnor s.k. AGBAGB-stjärnor kan det helium
som tidigare bildats omvandlas til kol via den s.k. trippeltrippel-alfa
alfa-processen.
En del av de bildade kolkärnorna kan också kollidera med
helium och bilda syrekärnor (12C + 4He → 16O).
För de flesta stjärnor är inga fler kärnprocesser möjliga
möjliga. I de
riktigt tunga stjärnorna kan dock en rad ytterligare reaktioner
ske.
I de tunga stjärnorna kan alla grundämnen fram till och med järn
bildas. Samtidigt
g frigörs
g
den energi
g som får stjärnan
j
att lysa.
y
För
att bilda ännu tyngre grundämnen krävs däremot att man tillför
energi.
Om man betänker att
temperaturen i stjärnornas
inre kan vara flera hundra
miljoner grader, är det fullt
möjligt att använda en liten
del av energin för detta.
Neutroninfångning
Den process som bygger upp grundämnen tyngre än järn
kallas neutroninfångning. Fria neutroner fångas in av en
atomkärna vars atomvikt därmed ökar. Vissa atomkärnor är
radioaktiva och sönderfaller via s.k. betabeta-sönderfall till ett nytt
grundämne (neutronen omvandlas till en proton).
Man skiljer på två typer av infångning,
infångning långsam (s
(s--processen,
processen
s=slow) och snabb (r(r-processen, r=rapid). SS-processen
försiggår huvudsakligen i s.k. AGB
AGB--stjärnor, medan rr-processen sker i samband med supernovor.
Man skiljer på olika typer av supernovor. När tunga stjärnor
exploderar
p
slungas
g mycket
y
av de nybildade
y
g
grundämnena,,
inklusive de som bildats genom rr-processen ut i rymden.
Ett undantag är järn, som i
stor utsträckning förstörs och
omvandlas
dl till neutroner
t
id
den
stjärnrest (neutronstjärna som
blir kvar efter explosionen.
p
Järn frigörs istället i supernovor av typ Ia, när en vit dvärg
exploderar och där mycket av dess inre (från början kol och
syre) snabbt omvandlas till andra grundämnen,
grundämnen främst järn och
snarlika ämnen.
