Stjernekollision sætter nyt fokus på de tungeste grundstoffer

Hvis du ved, at de to simpleste grundstoffer, hydrogen og helium, blev dannet efter Big Bang, at de øvrige lette grundstoffer som kulstof er dannet i stjernerne, og at de tungeste grundstoffer som guld er dannet ved supernovaeksplosioner – ja, så har du hørt godt efter og har en nogenlunde god fornemmelse af grundstoffernes dannelse.

Men noget forenklet er denne forklaring nu.

Illustration: 1957 American Physical Society

I forbindelse med opdagelsen af sammenstødet mellem to neutronstjerner i en galakse 130 millioner lysår borte, som blev offentliggjort i sidste uge, var et af de mere iøjnefaldende udsagn, som populær­pressen faldt over, at der ved sammenstødet blev dannet guld svarende til mellem 10 og 100 gange Jordens masse.

Det satte om ikke andet fokus på, at neutronstjernesammenstød er en vigtig årsag til dannelse af tunge grundstoffer – og det er en god anledning til at se nærmere på vores viden om grundstoffernes dannelse.

Ved neutronsammenstødet, der blev observeret i august, blev der samtidig registreret såvel gravitationsbølger som elektromagnetisk stråling fra synligt lys til gammastråling med teleskoper på Jorden og i rummet.

Vi dækkede flere detaljer i denne opdagelse i artikler på ing.dk, da den er startskuddet for det, astronomerne kalder multimessenger-astronomi, hvor man udnytter flere typer signaler til at studere astronomiske begivenheder. Her er det grundstofdannelsen, der er i fokus.

Læs også: Astronomer jubler over den første observation af sammenstød mellem to neutronstjerner

Læs også: Lukket klub med over 3.000 forskere hemmeligholdt analyser af stjerne-sammenstød

Det begyndte med Big Bang

Protoner og neutroner blev dannet inden for det første sekund efter Big Bang.

Da temperaturen på dette tidspunkt var faldet til ca. 100 milliarder grader, kunne kvarker under påvirkning af den stærke kernekraft låse sig fast tre og tre i protoner og neutroner.

Illustration: MI Grafik

Omkring tre minutter efter Big Bang var temperaturen faldet til kun omkring en milliard grader. Nu kunne en proton og en neutron sammen danne en deuteriumkerne. I suppen af hydrogen og deuterium skete yderligere fusioner, der førte til helium – både det sjældne helium-3 med én neutron og det almindelige helium-4 med to neutroner.

Alt hydrogen i universet i dag og hovedparten af det eksisterende helium blev dannet på dette tidspunkt.

Fusion af hydrogenisotopen tritium (en proton, to neutroner) og helium (to protoner, to neutroner) gav desuden en mindre mængde af lithium-7 (tre protoner, fire neutroner). Størstedelen af universets lithium i dag er dog dannet senere og på anden vis.

Men temperaturen var allerede nu for lav til, at heliumkerner kunne fusionere med hinanden og danne tungere grundstoffer – måske bortset fra, at ganske små mængder af beryllium-7 kan være dannet.

Det fortsatte i stjernerne

De første atomkerner var nu dannet, men neutrale atomer opstod først næsten 400.000 år senere, hvor negativt ladede elektroner bandt sig til de positive atomkerner.

Så skete der grundstofmæssigt ikke noget, før de første stjerner blev dannet ca. 500 millioner år efter Big Bang. I stjernerne kan helium nemlig fusionere og i kædeprocesser danne grundstoffer op til de mest stabile atomkerner, der findes: jern og nikkel.

Særlig vigtig og interessant er processen, der danner kulstof – forudsætningen for alt liv. Det sker ved den såkaldte tripel-alfa-proces, hvor tre heliumkerner ender med at danne kulstof-12.

Så sent som i sidste måned kom to forskergrupper med nye detaljer om den proces, som er helt afgørende for, at kulstof og oxygen dannes i forholdsvis store mængder i stjernerne – så de i dag er henholdsvis det fjerdemest og det tredjemest almindelige grundstof (efter vægt) i Mælkevejen.

Hvis stjerner afgår ved døden ved en eksplosion i form af en supernova – og det gør stjerner af passende størrelse – så vil de dannede grundstoffer spredes i universet, hvor de kan indgå i dannelsen af nye stjerner og planeter.

Indfangning af neutroner

De tungeste grundstoffer som guld, platin og uran skal dog dannes på en anden måde end fusion – nemlig ved indfangning af neutroner.

Frie neutroner dannes i forbindelse med flere fusionsprocesser i stjernerne. Atomkerner absorberer gerne sådanne frie neutroner, hvorved der i første omgang blot dannes nye isotoper af samme grundstof. Men hvis atomkernen optager for mange neutroner, bliver den ustabil og søger tilbage til en stabil tilstand.

Det kan ske ved betahenfald, hvor der udsendes en elektron i forbindelse med, at en neutron omdannes til en proton. Herved er dannet et nyt grundstof.

Illustration: MI Grafik

Inde i stjernerne kan der gå hundreder eller tusinder af år imellem, at samme atomkerne optager nye neutroner. Der er tale om en såkaldt s-proces (for slow), som eksempelvis kan omdanne sølv (grundstof nr. 47) til antimon (grundstof nr. 51).

Det sker når, den stabile sølv­isotop Ag-109 har indfanget 12 neutroner – én efter én. I processen dannes først cadmium og siden indium og tin ved betahenfald, som indtræffer, hver gang der dannes en ustabil isotop.

S-processen danner primært grundstoffer lidt tungere end jern og nikkel og optræder bl.a. i slut­fasen for stjerner af Solens størrelse eller noget større.

Processen er ikke velegnet til at danne de tungeste grundstoffer. Her har man brug for r-processen (for rapid), hvor atomkernen optager flere neutroner hurtigt efter hinanden – ofte inden for sekunder eller et endnu kortere tidsrum.

Ved r-processen når en atomkerne – selv om den er ustabil – ikke at henfalde, før den har optaget endnu flere neutroner. Det er den eneste måde, hvorpå de allertungeste grundstoffer kan dannes, som det allerede blev beskrevet i 1957.

En høj koncentration af frie neutroner, der kan give r-processen frit løb til dannelse af guld og tungere grundstoffer, findes ved bl.a. supernovaeksplosioner.

Man har dog længe vidst, at supernovaeksplosioner ikke kunne være den eneste kilde til de tungeste grundstoffer. Som en anden mulighed har mistanken naturligt været rettet mod sammenstød af neutronstjerner, der vil frigive enorme mængder neutroner.

Det er denne teori, som astronomer og astrofysikere nu har fået det første bevis for med opdagelsen og analysen af neutronstjernesammenstødet, der blev offentliggjort i sidste uge. I det store og hele har forskerne i første omgang blot fået bekræftet deres eksisterende formodninger.

Ved fremlæggelsen af de første resultater i sidste uge gjorde bl.a. forskerne på Niels Bohr Institutet dog rede for, at yderligere detaljer kan komme frem, der kan give mere detaljeret viden om grundstoffernes dannelse.

Der er forventninger om, at igangværende opgraderinger af gravitationsbølgeobservatorierne kan gøre observationer af neutronstjernesammenstød til en nogenlunde regelmæssig begivenhed, og det kan være med til at lukke nogle af de huller, som stadig findes i vores kendskab til, hvor og hvordan de allertungeste grundstoffer dannes.

Emner : Fysik
sortSortér kommentarer
  • Ældste først
  • Nyeste først
  • Bedste først

Ja, tak for en god artikel.

Men.. jeg syntes ikke jeg kan få farvelægningen i grafikken til at stemme. Hvordan kan de "døende lette stjerner" bidrage med de meget tunge grundstoffer? Er det ikke netop supernovaer der kan det (sammen med kolliderende neutronstjerner ved vi så nu) pga de enorme mængder frie neutroner der skabes på et kort øjeblik? Jeg syntes ikke grafikken stemmer med teksten omkring s- og r-processer.

Nogen der kan bekræfte sammenhængen?

  • 0
  • 0

Såvidt jeg kan læse mig til: https://en.wikipedia.org/wiki/Beta_decay, så kunne tegningens trin 3 med fordel eksplicit også vise "beta-henfaldet", som er udsendelse af en positron og en neutrino. Dermed opretholdes elektrisk neutralitet.

Måske fortjener "nyt grundstof" også en eksplicit forklaring: det er et nyt grundstof fordi antallet af elektroner er reduceret; den resulterende isotop af dette grundstof afhænger af antallet af resulterende neutroner.

P.S.: Også tak til Jens Ramskov for en fokuseret sammenfatning. Også interessant fordi jeg netop har afsluttet George Gamow's bog: One, Two, Three fra 1947 (3. udgave fra 1967 kan af uforklarede årsager ikke hjemlånes), hvori de tidligere fysikeres vandring fra "græske atomer" til Bohr's atommodel gennemgås. Hvor har de dog været geniale, de gamle, på et spinkelt grundlag. Og her skal Mendelev's periodiske system ikke glemmes - jfr. artiklen.

  • 0
  • 0

Grafikken er korrekt, men det kræver lidt en uddybning.

Med "døende lette stjerner" menes der s-processen, da det primært er her den foregår. Når stjerner omkring Solens masse og lidt derover når enden af deres liv og har udviklet sig til stjerner på den asymptotiske kæmpegren. Her gennemgår stjernen et antal termiske pulser (hvor mange afhænger af kemisk sammensætning og masse af stjernen).

I området under den dybe, konvektive ydre del af kæmpestjernen foregår der forskellige kernereaktioner der frigiver neutroner (primært 13C + 4He -> 16O + n). Det er disse neutroner der absorberes af andre atomer i denne del af stjernen og danner grundlag for s-processen, og dannelsen af en del grundstoffer tungere end jern, op til bly. Når stjernen gennemgår sine termiske pulser, forekommer der episoder af hvad der kaldes "third dredge up" (der kan forekomme mere end en gang), hvor den konvektive del af stjernen trænger meget dybt ned, helt ind i det lag hvor s-processen har været aktiv. Tunge grundstoffer opblandes således de ydre lag af stjernen, hvor de termiske pulser så gradvist "kaster" disse ydre lag ud i det interstellare rum, nu også indeholdende grundstoffer tungere end jern.

Håber det er mere klart nu!

  • 3
  • 0
Bidrag med din viden – log ind og deltag i debatten