|
Energiproduktionen i stjernerne
Af 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).
|
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). 