fysikk 1

Dannelse av tunge grunnstoffer

Dannelsen av grunnstoffer i universet forklares gjennom flere viktige teorier og modeller. Den første er Big Bang-nukleosyntese, som fant sted kort tid etter universets begynnelse. Her ble de letteste grunnstoffene dannet, hovedsakelig hydrogen og helium, samt små mengder litium. Senere, inne i stjerner, skjer stjernenukleosyntese. Gjennom fusjonsprosesser dannes stadig tyngre grunnstoffer, fra helium til karbon, oksygen og videre opp mot jern. Hvilke grunnstoffer som dannes, avhenger av stjernens masse og temperatur.

For grunnstoffer tyngre enn jern trengs andre prosesser. I astrofysikken snakker man om ulike former for nøytroninnfangning, som betyr at en atomkjerne fanger inn et nøytron og dermed blir tyngre. Den ene er s-prosessen (slow), der nøytroner fanges langsomt inn i atomkjerner over lang tid, ofte i røde kjemper. Denne prosessen kan ta fra hundretusen til millioner av år og fører til dannelse av flere tunge grunnstoffer. Den andre er r-prosessen (rapid), som skjer svært raskt under ekstreme forhold, som i supernovaeksplosjoner eller kollisjoner mellom nøytronstjerner. Her fanges nøytroner så raskt at det dannes svært tunge grunnstoffer som gull og uran på bare sekunder.

Nyere forskning viser at disse to prosessene ikke alltid er nok til å forklare alle observasjoner. I såkalte halostjerner har forskere funnet uvanlige fordelinger av tunge grunnstoffer, der noen stjerner inneholder grunnstoffer som burde blitt dannet sammen, men likevel mangler enkelte av dem. Dette har ført til hypotesen om en tredje prosess, kalt i-prosessen (intermediate), som ligger mellom s- og r-prosessen. Denne prosessen kan forklare de “mellomliggende” mønstrene av grunnstoffer som ikke passer med de to klassiske modellene. For eksempel kan noen halostjerner inneholde grunnstoffer som barium (typisk fra s-prosessen) eller europium (typisk fra r-prosessen), men ikke begge deler, noe som utfordrer tidligere teorier.

Paulis eksklusjonsprinsipp sier at to fermioner, som protoner og nøytroner, ikke kan være i samme kvantetilstand samtidig. Dette fører til et såkalt degenerasjonstrykk i nøytronstjerner, som hindrer dem i å kollapse fullstendig under sin egen tyngdekraft. Dermed kan nøytronstjerner eksistere som ekstremt tette objekter med svært mange frie nøytroner. Når slike stjerner kolliderer, oppstår forhold som gjør r-prosessen mulig.

Kunnskap om fusjon og grunnstoffdannelse er også relevant i diskusjoner om energi og klima. Fusjon trekkes ofte fram som en mulig framtidig energikilde fordi den kan gi store mengder energi uten utslipp av karbondioksid. I tillegg er råstoffene, som hydrogen, lett tilgjengelige. På den andre siden er teknologien svært krevende, blant annet fordi fusjon krever ekstremt høye temperaturer og avansert teknologi for å kontrollere reaksjonen. Derfor er det usikkert når fusjonskraft kan bli en praktisk energikilde i stor skala. Selv om fusjon har stort potensial, er det derfor ikke en løsning på klimakrisen på kort sikt, men kan bli viktig på lengre sikt.

Hva er fusjon

Fusjon er en kjernereaksjon der to lette atomkjerner slår seg sammen og danner en tyngre kjerne. I denne prosessen blir noe av massen omdannet til energi i tråd med Einsteins formel E=mc². Dette er hovedenergikilden i stjerner, inkludert sola. Et typisk eksempel er fusjon av hydrogenkjerner til helium, noe som frigjør store mengder energi og gjør at stjerner kan lyse i milliarder av år.

Grunnen til at fusjon frigjør energi, ligger i begrepet bindingenergi per nukleon. Når lette kjerner smelter sammen, får den nye kjernen høyere bindingenergi per nukleon, noe som betyr at den er mer stabil. Overskuddsenergien som oppstår, sendes ut som stråling. Denne prosessen gir energi helt opp til grunnstoffet jern. For tyngre grunnstoffer enn jern vil fusjon derimot kreve energi i stedet for å frigjøre den.

D

D

D

D