Nucleosynthese

Uit Wikipedia, de vrije encyclopedie
Ga naar: navigatie, zoeken

Nucleosynthese (nucleus is Latijn voor "kern", sunthesis is Grieks voor "samenstelling") is in de natuurkunde het opbouwen van kernen van zwaardere elementen uit lichtere. In het binnenste van een ster vinden onder invloed van de enorme druk en zeer hoge temperatuur kernreacties plaats waarbij uit waterstof helium wordt gevormd, en vervolgens uit helium koolstof, en daarna uit koolstof nog weer zwaardere elementen. Op deze manier ontstaan binnenin een ster de meest uiteenlopende elementen.

Optreden in sterren en supernova's[bewerken]

Voornaamste kernreacties voor de vorming van de lichte elementen in het heelal. Linksboven vervalt een neutron n tot een proton p, een elektron e en een antineutrino. Rechtsboven vormen een proton en een neutron samen een deuteron D (zware waterstof), waarbij gammastraling vrijkomt. Op de tweede regel ontmoet dit deuteron een proton om samen helium He te vormen...enzovoorts, totdat rechtsonder lithium Li gevormd is.

Het eerste stadium, dat van de omzetting van waterstof in helium (via de Proton-protoncyclus en de Koolstof-stikstofcyclus), vindt in alle sterren plaats. De andere stadia alleen in de zwaardere sterren. Daar vormt zich dan een kern met een "uienschil" model: in de buitenste laag (bij temperaturen vanaf 10 miljoen graden) wordt waterstof in helium omgezet (4 1H \rightarrow 4He) ; in de laag daaronder wordt onder aanzienlijk hogere temperatuur (vanaf 100 mln. graden) en druk helium omgezet in koolstof (3 4He \rightarrow 12C) (triple-alfaproces). In de nog meer naar binnen gelegen lagen worden achtereenvolgens - bij steeds hogere temperaturen en drukken - koolstof met helium omgezet in zuurstof (16O) en neon (20Ne), neon met helium in magnesium (24Mg), silicium (28Si), zwavel (32S) en calcium (40Ca) en uiteindelijk in ijzer (56Fe).

Elementen zwaarder dan ijzer zijn in supernova's (of supernovae) ontstaan. Tot aan de vorming van ijzer komt namelijk energie vrij. Voor vorming van elementen zwaarder dan ijzer is energie nodig. Deze elementen ontstaan door neutronenvangst. Hierdoor kan de atoomkern overgaan in een isotoop die aan bèta-minverval onderhevig is en zo één plaats verder in het periodiek systeem gaat.

Deze grafiek geeft voor atoomkernen aan hoe sterk de binding van de samenstellende deeltjes (nucleonen (neutron of proton)) is. Verticaal staat de bindingsenergie van atoomkernen per kerndeeltje in een atoomkern in MeV (miljoen elektronvolt) uitgezet tegen horizontaal het aantal kerndeeltjes.
Uit de grafiek valt af te leiden, dat samenvoegen van kerndeeltjes aanvankelijk energie oplevert tot de top van de grafiek bereikt wordt bij ijzer (Fe-56, met 56 nucleonen). Willen we zwaardere atoomkernen samenstellen, dan moet er energie bij. Daarom zijn deze elementen zwaarder dan ijzer, betrekkelijk schaars in het heelal. Supernova's hebben de extra energie geleverd om deze zware elementen te produceren uit lichtere. Omgekeerd levert kernsplijting van die zware atoomkernen in lichtere juist weer energie op.

Generaties van sterren[bewerken]

Een ster is dus eigenlijk een soort fabriek waar chemische elementen worden gemaakt. Alle elementen zwaarder dan waterstof, helium en lithium, met andere woorden het grootste deel van de bestanddelen van de aarde, zijn ooit door nucleosynthese binnenin een ster ontstaan. Ze werden overigens niet gevormd in de zon maar, al veel eerder, in andere, grotere sterren, die zich ooit tot een supernova ontwikkelden, waarbij een groot deel van de zwaardere elementen in de ruimte werd geslingerd. Onze zon is met nucleosynthese namelijk nooit verder gekomen dan de omzetting van waterstof in helium.[1]

Daarom denkt men dat de zon een ster van de tweede generatie is, dat wil zeggen, dat zij gevormd is uit gas waarin zich restanten van geëxplodeerde oudere sterren gemengd hebben. De elementen zwaarder dan waterstof en helium in ons zonnestelsel hebben dus hun ontstaan te danken aan nucleosynthese in oudere sterren. Dit verklaart ook waarom er in ons zonnestelsel beduidend meer ijzer en andere zware elementen aanwezig zijn dan in sterren die veel ouder zijn.

Ontdekking door Hoyle en anderen[bewerken]

De nucleosynthese werd ontdekt door de fysicus Fred Hoyle, die tijdens de jaren vijftig bijzonder belangrijk onderzoek deed naar het ontstaan van chemische elementen in sterren. Dit werk liep uit op het nu klassiek geworden artikel "Synthesis of the Elements in Stars" van het echtpaar Geoffrey en Margaret Burbidge, William Fowler en Fred Hoyle over "nucleosynthese" (het auteurscollectief werd in de wandeling wel "B2FH" genoemd).[2] In het B2FH-artikel worden alle mechanismen geanalyseerd waarmee in het inwendige van de sterren lichtere elementen worden omgezet in zwaardere. Bij dit monumentale werk was Hoyle de theoreticus: hij ontwikkelde de complexe wiskundige modellen waarmee de snelheid van kernreacties kon worden berekend. Hiermee kon ook worden verklaard waarom bepaalde elementen in het heelal in grotere of minder grote hoeveelheden voorkomen dan andere.

Hoyle slaagde er ook in om het tripel-alfa-proces te verklaren, het proces waardoor heliumkernen omgezet konden worden in koolstofkernen.

Het werk van het B2FH-collectief zou uiteindelijk ertoe leiden dat de Nobelprijs voor de Natuurkunde in 1983 werd toegekend aan William Fowler. Merkwaardig genoeg viste Hoyle toen achter het net, waarschijnlijk omdat hij inmiddels in wetenschappelijke kringen een controversieel figuur was geworden door het bepleiten van enkele buitenissige theorieën.

Zie ook[bewerken]

Voetnoten
  1. Zij zal het uiteindelijk nog wel brengen tot het stadium van de omzetting van helium in koolstof, maar dan is zij een rode reus geworden, zodat alle leven op aarde verdwijnt.
  2. E.M. Burbidge, G.R. Burbidge, W.A. Fowler, en F. Hoyle (1957). Synthesis of the Elements in Stars. Rev. Mod. Phys. 29 (4): 547–650 (American Physical Society). DOI:10.1103/RevModPhys.29.547.