Fusie in het heelal: we zijn allemaal sterrenstof Understand article
Vertaald door Roland Van Kerschaver en Erik Crampe. Henri Boffin en Douglas Pierce-Price van ESO, in Garching, Duitsland, onderzoeken onze sterrenkundige afkomst.
<sterren
Figuur met dank aan Mark Tiele
Westra
Volgende keer als je naar de sterren staart tijdens een avondwandeling, moet je zeker aan familie denken als die gloeiende ballen zwijgzaam door het uitgestrekte heelal dwalen want je bent in zekere zin naar je voorouders aan het kijken. Mensen en alle andere levende wezens op Aarde – en ook de Aarde zelf – zijn kinderen van de sterren! De meeste elementen waaruit we bestaan en ook die welke ons toelaten te leven – koolstof, zuurstof, stikstof en veel andere – werden gecreëerd in de sterren. Zelfs het fluor dat je tanden sterk maakt!
De materie, zoals we die kennen, bestaat voor drie vierden uit waterstof en ongeveer één vierde helium. Alle andere elementen komen slechts in kleine hoeveelheden voor. De sterrenkundigen noemen die spore-elementen gewoon “metalen” zelfs als het niet echt metalen zijn. Waterstof en helium ontstonden onmiddellijk bij het begin, in de eerste minuten van het bestaan van het heelal. Minder dan een seconde na de Big Bang, de gebeurtenis waardoor alles ontstond werden vluchtige energierijke deeltjes “bevroren” tot de toekomstige bestanddelen van de atoomkernen: protonen en neutronen. “Bevriezen” mag daarbij niet te letterlijk genomen worden want op dat ogenblik bedroeg de temperatuur nog verschillende honderden miljarden graden!
Gedurende de eerste seconde na de Big Bang, was de temperatuur zo hoog dat protonen en neutronen met elkaar in evenwicht waren. Weldra daalde de temperatuur tot beneden een kritische waarde en begonnen neutronen te vervallen in een proton, een elektron en een anti-neutrino. Dit verval was mogelijk omdat neutronen een grotere massa hebben dan protonen. Al heel vlug zouden er in het heelal heel geen neutronen meer overgebleven zijn, ware het niet van een reactie die hen in stand hield. Bij die reactie vormen een neutron en een proton een deuteron: de kern van deuterium.
Deuterium wordt ook zwaar waterstof genoemd. De Duitsers trachtten gedurende Wereldoorlog II een atoombom te maken met behulp van zwaar waterstof. Eens de deuteronen gevormd zijn, kunnen zwaardere kernen ontstaan. Als twee deuteronen botsen, vormen ze een neutron en een heliumkern – in zijn lichte helium-3 variant, bestaande uit een neutron en twee protonen. Het proces kan nog een stap verder gaan waarbij een gewone helium-4 kern gevormd wordt bestaande uit twee neutronen en twee protonen. Nagenoeg alle neutronen in het heelal eindigen zo als helium-4 kernen, maar een klein aantal heliumkernen vormen zwaardere kernen zodat er een kleine hoeveelheid lithium-7 ontstaat.
We hebben dus drie delen waterstof, één deel helium-4, een beetje deuterium en helium-3, en een snuifje lithium. Enkele minuten na de Big Bang, is de grote kosmische soep klaar die de basis is van al de andere bestanddelen die nog hun intrede moeten doen in het heelal: sterren, planeten en eventueel leven. Het is verbazingwekkend dat het bereiden van die soep zo eenvoudig is dat zelfs een kok met weinig ervaring het zou kunnen proberen. Feitelijk hangt het evenwicht van de bestanddelen af van één parameter: de dichtheid van protonen en neutronen bij de start. Wanneer sterrenkundigen de hoeveelheid van die elementen gemeten hebben in het heelal, vonden ze waarden die heel goed overeenkwamen met deze voorspeld door de theorie. Die nauwkeurige overeenkomst was een van de nagels aan de doodskist van de tegenstanders van de Big Bang theorie.
Maar wat doen we met de zwaardere elementen? Als ze niet ontstonden in de eerste ogenblikken van het heelal, waar kwamen ze dan vandaan en wanneer ontstonden ze? Het antwoord daarop ligt in de sterren.
In het binnenste van sterren zijn temperatuur en dichtheid hoog genoeg om de krachten te overwinnen die atoomkernen van elkaar afstoten, zodat de atoomkernen zelfs kunnen samensmelten. In het derde nummer van Science in School, zagen we dat het vermogen van de Zon afkomstig is van de fusie van waterstofkernen tot helium in de binnenste kern van de Zon (Westra MT, Fusie in het heelal: de energie van de Zon, 2006). Hetzelfde gebeurt in alle sterren die zich bevinden in de “hoofdreeks” van het Hertzsprung-Russell-diagram, het stadium waarbij ze waterstof verbranden.
Het mechanisme waarbij sterren helium produceren uit waterstof hangt af van de massa van de ster. Sterren met eenzelfde of kleinere massa dan de Zon zetten waterstof om in helium hoofdzakelijk door de “proton-proton keten” (zie figuur hieronder). Bij sterren met meer massa dan de Zon, is het bijzonderste mechanisme de “CNO cyclus”, waarbij koolstof-, stikstof- en zuurstofatomen zich gedragen als katalysatoren voor de fusie van waterstof in helium.
bestaande uit zeer ijl gas dat
uit de hete ster zichtbaar in
het midden van
bovenstaande foto werd
weggeslingerd, in een van de
laatste fasen van zijn leven
Figuur met dank aan ESO
Bij de CNO cyclus rijst er een schijnbare paradox op: als de elementen koolstof, stikstof en zuurstof zelf gemaakt worden in de sterren, hoe kunnen ze dan gebruikt worden als katalysatoren om waterstof om te zetten in helium? De oplossing ligt in het feit dat sterren gevormd worden uit de resten van vorige generaties sterren. De allereerste sterren bevatten inderdaad alléén waterstof en helium die ze omzetten in zwaardere elementen. Deze zwaardere elementen werden in de interstellaire ruimte geslingerd toen deze sterren ontploften als supernova’s. De interstellaire ruimte werd geleidelijk rijker aan koolstof, stikstof en zuurstof, en de volgende generatie sterren die zich vormde bevatte een kleine hoeveelheid van deze elementen, genoeg om zich te gedragen als katalysatoren.
Zolang een ster zich bevindt in de hoofdtak, en dat is de langste periode in het leven van een ster, wordt waterstof dus omgezet in helium. Eventueel raakt het waterstof op in het midden van de ster, waar het opbranden plaatsgrijpt, en de ster wordt groter, koeler en roder. De ster ontwikkelt zich tot een “rode reus”. Na korte tijd verhoogt de temperatuur en de dichtheid in de kern van de rode reus voldoende zodat er nieuwe reacties kunnen plaatsgrijpen. Deze keer is het helium dat begint te branden. Twee heliumkernen kunnen samensmelten en een berylliumkern vormen. Alhoewel berylliumkernen onstabiel zijn, en meestal heel vlug vervallen, zullen sommige botsen met een andere heliumkern en koolstof vormen. Zo wordt uit drie heliumkernen een koolstofkern gevormd. Een deel van deze koolstofkernen botst met andere heliumkernen om zuurstof te vormen. In de kernen van deze reuzensterren, wordt helium omgezet in een mengsel van koolstof en zuurstof.
Voor sterren die slechts enkele keren groter zijn dan onze Zon, zal dit het einde zijn. Eens deze kern van koolstof en zuurstof gevormd is, slingert de ster zijn buitenste mantel weg in de vorm van een “planetaire nevel”, een witte dwerg achterlatend.
Voor sterren met meer massa gaat het avontuur nog verder. De gravitatiekracht uitgeoefend door zulk een ster is nog altijd sterk zodat de kern verder ineenkrimpt, waarbij de dichtheid en de temperatuur toenemen zodat verder kernreacties met vorming van nog zwaardere elementen mogelijk zijn. Op die manier ontstaan elementen zoals neon, magnesium en silicium en nadien zwavel, chloor en calcium . Al die elementen hebben een aantal nucleonen (protonen en neutronen) dat een veelvoud van vier is, omdat ze afkomstig zijn uit het samensmelten van heliumkernen. Omdat de heliumkern ook alfadeeltje genoemd wordt, zijn deze elementen gekend als de alfa-elementen en komen ze meer voor dan andere zwaardere elementen.
Het vangen van helium is echter niet het enige mogelijke proces waarbij zwaardere elementen gevormd worden. Kernen kunnen ook, minder vaak andere deeltjes zoals protonen en deuteronen vangen. Op die wijze kunnen heel wat elementen, zoals fluor en natrium gemaakt worden. Deze elementen komen echter in veel kleinere hoeveelheden voor.
Uiteindelijk kan nikkel-56 gevormd worden in het alfa-proces (door de combinatie van heliumkernen). Deze kern – met 28 protonen en 28 neutronen – is instabiel, en vervalt spontaan in ijzer-56, die stabiel is en bestaat uit 26 protonen en 30 neutronen. Tot nu toe hebben alle reacties die plaats grepen in de ster energie afgegeven en dit liet de ster toe in leven te blijven en te “vechten” tegen de gravitatie. Maar met de vorming van ijzer-56 komt daar een eind aan. Omdat het de stabielste kern is die er bestaat – ze bezit de grootste bindingsenergie – kan ijzer-56 alléén omgezet worden in andere elementen door energie toe te voeren. De ster kan deze kernreacties niet gebruiken om zichzelf in stand te houden. De productie van een ijzeren kern in een massieve ster is dan ook de aankondiging van zijn ondergang: de ster kan niet langer vechten tegen de gravitatie. De ster klapt in elkaar, en de daaruit volgende knal en schokgolf maakt een einde aan haar leven in een grote en dramatische ontploffing: een supernova. Door te ontploffen, zal de ster al de elementen die ze gevormd heeft, uitstoten in de interstellaire ruimte – en ook andere die ze zal maken juist voor ze sterft. Maar dat is een ander verhaal…
Recensie
Het “drievoudig alfa proces” is een voorbeeld van het vangen van helium. Het is een reactie in twee stappen waarin een koolstofkern gevormd wordt uit drie heliumkernen. Eerst botsen twee alfadeeltjes (heliumkernen) om een beryllium-8-kern te vormen. Deze is instabiel en vervalt heel vlug.
Het is daarom zeer onwaarschijnlijk dat een derde heliumkern zou kunnen gevangen worden vooraleer het beryllium-8 vervalt. Om beduidende hoeveelheden koolstof te maken in het heelal, is een bijkomende factor nodig die een succesvolle combinatie meer waarschijnlijk maakt. Maar we weten dat er koolstof gemaakt is – als dat zo niet was, dan zouden we mensen en alle leven op Aarde hier niet zijn om er over te redetwisten, en zou je dit artikel niet lezen. Dit eenvoudig maar diepgaand argument gebruikend voorspelde de beroemde Britse astronoom Fred Hoyle (1915 – 2001), in een geniale flits, dat er inderdaad een zekere bijkomende helpende factor moest bestaan. Wetenschappers deden experimenten in hun laboratoria en ontdekten een voordien onbekende “resonantie”, een overeenkomst van energieniveaus bij de beryllium-8- en helium-4-kernen, en de koolstof-12-kern dat ze vormen.
Deze resonantie verhoogde aanzienlijk de kans op een succesrijke combinatie, juist zoals Hoyle had voorspeld. Dit is een verbluffend voorbeeld van een wetenschappelijke voorspelling waarbij de argumentatie steunt op het eenvoudige feit dat wetenschappers (en het leven zelf) bestaan om erover na te denken.
References
- Westra MT (2006) Fusie in het heelal: de energie van de Zon. Science in School 3.
Web References
- Voor meer informatie over ESO ( de Europese Organisatie voor Astronomisch Onderzoek in het Zuidelijk Halfrond) en zijn opvoedkundige projecten, bezoek: www.eso.org/public/outreach/eduoff/
Institutions
