Nucleosynthese

Uit Wikipedia, de vrije encyclopedie
Ga naar: navigatie, zoeken
De oorsprong van de verschillende elementen
Vorming van de lichte elementen in het heelal.
Bindingsenergie in de atoomkernen

Nucleosynthese (nucleus is Latijn voor kern, sunthesis is Grieks voor samenstelling) is in de natuurkunde de opbouw van atoomkernen van zwaardere elementen uit lichtere. In het binnenste van een ster vinden kernreacties onder invloed van de enorme druk en zeer hoge temperatuur 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.

Welke atoomkernen er op een gegeven moment het meeste in een ster worden gevormd, hangt van de fase in de evolutie van de ster af. Er zijn sterren van drie verschillende populaties, die ieder een aparte fase beschrijven. Het grote deel van de synthese van nieuwe atoomkernen vindt door kernfusie plaats, alleen in supernova's ontstaan voor een deel ook weer atoomkernen door kernsplijting.

Geschiedenis[bewerken]

De nucleosynthese werd door de fysicus Fred Hoyle ontdekt, die tijdens de jaren vijftig onderzoek naar het ontstaan van chemische elementen in sterren deed. Dit werk resulteerde in een artikel door Geoffrey en Margaret Burbidge, William Fowler en Fred Hoyle.[1] In hun artikel worden de mechanismen uitgelegd, waarmee in het inwendige van de sterren lichtere elementen in zwaardere worden omgezet. Hoyle was de theoreticus: hij ontwikkelde de complexe wiskundige modellen waarmee de snelheid van de kernreacties werd 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 in koolstofkernen konden worden omgezet. Hun werk zou ertoe leiden dat de Nobelprijs voor de Natuurkunde in 1983 aan William Fowler werd toegekend. 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.

Optreden na de oerknal[bewerken]

Kort na de oerknal zijn de lichtste elementen gevormd tijdens de oerknal-nucleosynthese: deuterium, tritium, helium-3, helium-4 en lithium-7.

De meest voorkomende kernreacties voor de vorming van de lichte elementen in het heelal staan in de grafiek daarvoor. Linksboven vervalt een neutron tot een proton , een elektron en een antineutrino. Rechtsboven vormen een proton en een neutron samen een deuteron , zware waterstof, waarbij gammastraling vrijkomt. Op de tweede regel ontmoet dit deuteron een proton om samen helium te vormen...enzovoorts, totdat rechtsonder lithium is gevormd.

Optreden in sterren[bewerken]

Het eerste stadium, dat van de omzetting van waterstof in helium via de proton-protoncyclus, vindt in alle sterren plaats. De andere stadia alleen in de zwaardere sterren. Daar vormt zich dan een kern met schillen daar omheen: in de buitenste laag, bij temperaturen vanaf 10 miljoen graden, wordt waterstof in helium omgezet , in de laag daaronder wordt onder aanzienlijk hogere temperatuur, vanaf 100 miljoen graden, en druk helium door middel van het triple-alfaproces in koolstof omgezet. In de nog meer naar binnen gelegen lagen worden achtereenvolgens, bij steeds hogere temperaturen en drukken, koolstof met helium omgezet in zuurstof en neon , neon met helium in magnesium , silicium , zwavel en calcium en uiteindelijk in ijzer .

Optreden in supernova's[bewerken]

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.

De grafiek met de bindingsenergie voor atoomkernen geeft aan hoe sterk de binding van de samenstellende deeltjes nucleonen: de neutronen en protonen 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 bij ijzer (Fe-56, met 56 nucleonen) wordt bereikt. 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.[2]

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