Menu - Upper Menu

Languages:
AlbanianBulgarianCatalanCroatianCzechDanishDutchEnglishEstonianFrenchFinnishGalicianGermanGreekHungarianItalianLatvianLithuanianMacedonianMaltesePolishPortugueseRomanianRussianSerbianSlovakSloveneSpanishSwedishTurkishUkrainian
Home » Issue 5 » Fusie in het heelal: de bron van alle juwelen

Fusie in het heelal: de bron van alle juwelen

Vertaald door Veronique De Bruyne

Image caption
Figuur met dank aan Mafalda Martins, ESO

Klinkt alchemie te goed om waar te zijn? Paola Rebuso, Henri Boffin en Douglas Pierce-Price, van ESO te Garching, Duitsland, beschrijven hoe goud – en andere zware metalen – kunnen gemaakt worden, maar nammer genoeg niet in een laboratorium.

Hoe worden zware elementen gevormd? De laatste episode in het vervolgverhaal over ‘Fusie in het Universum’ (Boffin & Pierce-Price, 2007) eindigde met het aanmaken van ijzer. Maar het verhaal van nucleosynthese – het proces waarin atoomkernen gevormd worden – stopt daar niet. We zullen ons geheugen even opfrissen. Tijdens de allereerste minuten na de Oerknal daalde de temperatuur in het prille Heelal (tot enkele miljoenen graden!) zodat waterstof en helium konden vormen. Tijdens het grootste gedeelte van hun leven zetten sterren waterstof om in helium. Het is maar als de temperatuur en druk hoog genoeg worden dat zij beginnen met de fusie van heliumatomen tot nieuwe chemische elementen. Lichtere elementen zijn de bouwstenen waarmee opeenvolgend zwaardere elementen gevormd worden, tot uiteindelijk ijzer-56 geproduceerd wordt.

Ijzer-56 is de meest stabiele kern omdat hij over een maximale bindingsenergie beschikt (zie kader en grafiek). Omdat de natuur stabiele configuraties koestert gaat het fusieproces, dat in een eerder artikel beschreven werd en dat waterstof omvormt in steeds zwaardere elementen, niet verder dan de vorming van ijzer-56. Waar komen zwaardere elementen als lood, zilver, goud en uranium dan vandaan? Er komt geen magie aan te pas: het Heelal kent andere fascinerende manieren om deze zware elementen te vormen. In het binnenste van een ster, waar hoge temperatuur en druk heersen, treedt spontaan fusie op, net zoals je niet kan verhinderen dat voorwerpen een heuvel afrollen naar beneden (het zijn beiden processen die energie vrijgeven). De mechanismen om zware elementen te vormen zijn minder voor de hand liggend en vragen energie. Het proces van nucleosynthese dat verder gaat na de vorming van ijzer-56 gaat gepaard met invangen en exploderen, waardoor het een nogal hectische zaak is. Er doen zich drie types van invangen voor, twee ervan gaan over het invangen van neutronen (de s- en r-processen) en één ervan gaat over het invangen van protonen (het p-proces).

Image caption
Grafiek van de bindingsenergie: de lijn toont de nucleaire bindingsenergie per nucleon (dwz. per proton of per neutron), uitgedruk in MeV (1Mev=1.6x10-13J). Bij elementen met een hoger atoomgetal neemt de bindingsenergie toe (in deze voorstelling betekent dit een dalende lijn), totdat het maximum bereikt wordt voor ijzer-56. De nucleosynthese van waterstof naar ijzer-56 is een gunstig proces op gebied van energie en gebeurt door een opeenvolging van fusiereacties. Om verder op te klimmen in de periodieke tabel zijn nieuwe mechanismen nodig, zoals s-processen, r-processen en p-processen. Door het toepassen van kernsplitsing is het ook mogelijk om in de tegengestelde richting doorheen de periodieke tabel te gaan (van zware naar lichte kernen)
Figuur met dank aan Mafalda Martins, ESO

Invangen van neutronen

Eén manier om zwaardere elementen dan ijzer-56 te bekomen begint met het samenklonteren van vrije neutronen samenklonteren en het fuseren met een bestaande kern. Op deze manier worden zwaardere kernen gevormd, verrijkt met neutronen, maar met hetzelfde aantal protonen of met hetzelfde atoomnummer. Deze kernen zijn zwaardere isotopen van het originele element, en zijn nog geen ander nieuw element.

Het proces is ook nog niet ten einde. Deze nieuwe isotopen kunnen stabiel of onstabiel zijn, afhankelijk van hun aantal protonen en neutronen. Als het invangen van een neutron tot een onstabiele isotoop leidt, dan kan deze een spontaan radioactief verval ondergaan. Er treedt dan ‘beta-verval’ op, waarbij een elektron en een anti-neutrino worden uitgezonden, zodat één van de neutronen in de kern omgevormd wordt tot een proton. Het netto resultaat van deze omvorming is een kern met één extra proton en één neutron minder. Aangezien het aantal protonen veranderd is, heeft dit proces een nieuw, ander element gemaakt.

In dit proces waarbij het invangen van een neutron gevolgd wordt door beta-verval, speelt de snelheid waarmee het neutron werd ingevangen een belangrijke rol. Of dit in vergelijking met het beta-verval snel of traag gebeurt, bepaalt of er sprake is van een r-proces of een s-proces. Deze twee processen produceren verschillende elementen en komen voor in verschillende omstandigheden in het Heelal.

Traag invangen van het neutron: het s-proces

Elk neutron dat ingevangen wordt binnen een s-proces zet een kern om in een isotoop van hetzelfde element met een extra neutron. Aanvankelijk leidt deze toename in het aantal neutronen tot een onstabiel isotoop. Omdat het invangen van het neutron relatief traag gebeurt, treedt het beta-verval van de onstabiele kern op vóór er een ander neutron kan ingevangen worden. Met andere woorden, van zodra de eerste onstabiele samenstelling gevormd is, wordt de kern door beta-verval omgevormd in een kern met een extra proton en een neutron minder (zie afbeelding).

Waar kunnen we nu in het Heelal de gepaste omstandigheden terugvinden voor een dergelijk s-proces? In de late fase van het leven van sterren als de Zon. We weten al (zie, bij voorbeeld, Boffin & Pierce-Price 2007) dat sterren met een vergelijkbare initiële massa als de Zon op het einde van hun leven stoppen met verbranding, afkoelen en een witte dwerg worden. Vóór de ster afkoelt worden ongebonden neutronen gevormd (voornamelijk door het verval van koolstof en neon) en dit zijn er ruim voldoende om zware elementen te vormen via een proces van traag invangen van neutronen. Op deze manier worden elementen als barium, koper, osmium, strontium en technetium gevormd.

Image caption

Voorbeelden van het s-proces (bovenaan) en r-proces (onderaan). Iedere positie in het rooster stelt een andere mogelijke kern voor, waarbij het aantal neutronen varieert in de horizontale richting en het aantal protonen varieert in de verticale richting. Iedere horizontale rij stelt dus isotopen van één bepaald element voor. In de afgebeelde trajecten stelt een stap naar recht het invangen van een neutron door de kern voor. Een diagonale stap naar boven en links komt overeen met een beta-verval waarbij een neutron omgezet wordt in een proton, door het vrijlaten van een elektron en een anti-neutrino

Merk op dat het horizontale gedeelte in het traject van het s-proces korter is dan in het r-proces (in het s-proces worden minder neutronen ingevangen); bijgevolg is ook de verplaatsing in verticale richting kleiner (er zijn minder neutronen die kunnen omgezet worden in protonen)
Figuuren met dank aan Mafalda Martins, ESO

Image caption

Snel invangen van neutronen: het r-proces

Als aan de andere kant, op een heel snel tempo neutronen aangemaakt worden, dan hebben de onstabiele kernen die gevormd worden voldoende tijd om meerdere elektronen in te vangen die dan achtereenvolgens vervallen in protonen (zie afbeelding). Op deze manier worden de elementen met de hoogste atoomgetallen gevormd in de natuur.

Let us discover where the r-process takes place in the Universe. As was also discussed in the previous article, when the mass of a star is greater than about eight solar masses, the temperature and pressure at its centre become high enough to trigger the fusion of carbon and oxygen and, ultimately, to form a core of iron. In this final stage, a star’s interior is very like an onion (zie afbeelding): the outermost envelope is composed of hydrogen and helium, with the inner layers consisting of progressively heavier nuclei, due to successive fusion reactions.

Laten we nagaan waar in het Heelal het r-proces kan plaatsvinden. Er werd reeds in een eerder artikel uitgelegd dat, wanneer de massa van een ster groter is dan ongeveer acht keer de massa van de Zon, de temperatuur en de druk in het centrum voldoende hoog kunnen worden om de fusie van koolstof en zuurstof in gang te zetten om uiteindelijk een ijzerkern te vormen. In deze laatste fase lijkt het binnenste van een ster op een ui: de buitenste schil bevat waterstof en helium, en de schillen meer naar binnen toe bevatten steeds zwaardere elementen als gevolg van opeenvolgende fusiereacties.

The onion-like structure in the final stage of a massive star: the outermost envelope is composed of hydrogen and helium, and progressively heavier nuclei (up to iron) are layered, due to successive fusion reactions

De ui-structuur in de laatse fase van het leven van een massieve ster: de buitenste schil bevat waterstof en helium, de schillen meer naar binnen toe bevatten steeds zwaardere elementen (met ijzer in de kern) als gevolg van opeenvolgende fusiereacties
Figuur met dank aan Mafalda Martins, ESO

Ijzer is te stabiel om een nieuwe fase van verbranding op te starten. Het ijzer stapelt zich dus op en de kern blijft groeien. Er bestaat een limiet voor de massa van de ijzerkern (de Chandrasekharlimiet genoemd), boven dewelke de kern zichzelf niet kan in stand houden omwille van de sterke zwaartekracht. Op dit moment doet zich een catastrofale instorting voor (waarbij de buitenste lagen van de kern snelheden tot 250 miljoen km/u ontwikkelen) waardoor de kern ineen krimpt. Deze instorting gaat door tot de invallende materie terugbotst en alle energie overgedragen wordt naar de buitenste lagen in een overweldigende explosie (zie afbeelding). Dit fenomeen is gekend als een supernova-explosie, meer bepaald een Type II Supernova (SN II).

Image caption
De verschillende fasen voor Type II supernovae: inkrimpen van de kern, explosie en supernovarest
Figuur met dank aan Mafalda Martins, ESO

Binnen de instortende ijzerkern van een SN II komen r-processen voor. Tijdens de instorting smelten elektronen en protonen samen tot neutronen en neutrino’s. De flux (het aantal per eenheid van tijd en per eenheid van oppervlakte) van neutronen is zo groot (van de orde van 1022 neutronen per cm2/s) dat een kern tijd heeft om veel neutronen in te vangen voordat er beta-verval optreedt. Goud, europium, lanthanum, polonium, thorium en uranium zijn enkele van de elementen die gemaakt worden via r-processen.

Invangen van protonen

Een andere manier om zwaardere elementen te vormen verloopt via het invangen van protonen (p-proces). Een grote kern bevat veel protonen en heeft daardoor een grote positieve lading.

Waar vinden we voldoende hoge temperaturen voor het invangen van protonen? Opnieuw gaan we te rade bij de sterren. Hoewel ons eigen planetenstelsel slechts één ster bevat – de Zon – komt een groot aantal sterren voor in een systeem met minstens twee sterren. Als twee sterren rond elkaar draaien, vormen ze een ‘binair systeem’. Als de twee sterren voldoende dicht bij elkaar staan, dan is het mogelijk dat één van de sterren met een sterke aantrekkende zwaartekracht gas afsnoept van de begeleidende ster. Dit kan bij voorbeeld voorkomen wanneer een massieve, compacte witte dwerg of neutronenster waterstofrijk gas van zijn partner naar zijn eigen oppervlak toe trekt. Dit materiaal vormt een stroom van vrije protonen die voldoende heet en energetisch zijn om de Coulombgrens te doorbreken en om samen te smelten met andere kernen. Lathanum, ruthenium en samarium zijn typische elementen die via een p-proces gevormd worden.

Besluit

Hoewel kernfusie binnen sterren enkel elementen vormt tot en met ijzer-56, volgens de rangschikking binnen de periodieke tabel, kunnen toch zwaardere elementen gevormd worden door een aantal verschillende processen. Deze processen van nucleosynthese omvatten naast het invangen van neutronen en protonen ook radioactieve verval en komen voor in exotische situaties in het Heelal. Traag invangen van neutronen gebeurt aan het einde van het leven van sterren als de Zon, vlak voor ze in een laatste fase van hun leven witte dwergen worden. Het invangen van protonen is een resultaat van een witte dwerg of neutronenster die gas kanabaliseert van een onfortuinlijke begeleidende ster. Snel invangen van neutronen gebeurt tijdens de catastrofale instorting vlak voor de dramatische explosie van een Type II supernova. Door het ene chemische element om te zetten in een ander zijn deze fascinerende natuurlijke processen geslaagd in iets wat middeleeuwse alchemisten niet konden – de transformatie van basismetalen in (onder andere) goud.

Hoe dan ook, we kunnen er de alchemisten niet voor aankijken. Hun laboratoria waren dan wel goed uitgerust, ze misten een essentiële component: een supernova-explosie.

Het mysterie van de verdwijnende massa

De nucleaire bindingsenergie is de hoeveelheid energie de nodig is om een kern op te splitsen in protonen en neutronen. Het is ook de energie die twee deeltjes vrijgeven wanneer ze samensmelten. Beeld je een proton en een neutron in met dezelfde massa (op zich een goede benadering). Breng ze samen tot ze samensmelten tot een deuteriumkern. Wat is de massa hiervan? Als het proton en het neutron een massa 1 hadden, dan zou je voor het deuterium een massa 2 verwachten, niet? Neen dus: de massa van een deuterium is lager dan de som van de twee componenten – er is een hoeveelheid massa verdwenen! De oplossing van het mysterie wordt geleverd door de befaamde vergelijking van Einstein: E = mc2. Wanneer twee deeltjes samensmelten, laten ze een nucleaire bindingsenergie EB vrij, maar aangezien energie en massa gelijkwaardig zijn, betekent dit dat de overeenkomstige massa mB= EB/c2 verloren gaat.

Kijken we eerst eens naar helium-4 en dan naar ijzer-56. In eenheden van atoommassa (u=1.66 x 10-27 kg = 931.5 MeV/c2) is de massa van een proton mP = 1.00728 u en de massa van een neutron mn = 1.00866 u. De opgemeten massa van een helium-4-kern is mHe = 4.00150 u, terwijl de som van de massa van de componenten 2mP + 2mn = 4.03188 u bedraagt. Het verschil is een massa 4.03188 u - 4.00150 u = 0.03038 u, die overeenkomt met een totale bindingsenergie van ongeveer 28.3 MeV (de bindingsenergie per nucleon is 28.3/(2 + 2) = 7.07 MeV).

Als we dezelfde redenering volgen voor ijzer-56 (dat bestaat uit 26 protonen en 30 neutronen), dan is de totale bindingsenergie veel groter: ongeveer 492.2 MeV, of 8.79 MeV per nucleon. Deze uiterste stabiliteit plaatst ijzer-56 op het laagste punt van de curve in de grafiek van de bindingsenergie, en een fusie tot zwaardere elementen zou een stap ‘heuvelopwaarts’ betekenen en een toevoeging van energie vergen. Dit is de reden waarom helium-4 kan gefuseerd worden tot zwaardere elementen maar er toch speciale processen (zoals beschreven in dit artikel) nodig zijn om elementen te vormen die zwaarder zijn dan ijzer-56.

Margaret Burbidge en het B2HF team

De mechanismen achter de productie van zwaardere elementen (de s- en r-processen) werden voor het eerst beschreven in een lang theoretisch artikel gepubliceerd in 1957:’Synthese van de elementen in sterren’ (Burbidge et al., 1957). Dit revolutionaire en nog steeds actuele artikel is ondertekend met B2HF - dit is geen eigenaardige chemische component, maar is gevormd uit de initialen van de voornamen van de wetenschappers die het geschreven hebben: Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler en Fred Hoyle.

De Britse atronome Margaret Burbidge werd geboren in 1919 en is nog steeds actief als onderzoeker, als professor emeritus in de fysica aan de Universiteit van California, San Diego, USA. Als tiener kreeg ze populariserende boeken over sterrenkunde van haar grootvader. In haar gevatte autobiografie (Burbidge, 1994) schreef ze:’Mijn fascinatie voor de sterren, die bestond vanaf mijn 4 jaar, werd verbonden met één van mijn andere vreugdes, grote getallen.’ Haar leven was gevuld met wetenschappelijke ontdekkingen en politieke gevechten, het was niet altijd makkelijk om een vrouwelijke wetenschapper te zijn maar ze gaf nooit op. ‘Als je een obstakel tegenkomt, zoek dan een weg eromheen’, is haar suggestie. De andere leden van de groep zijn niet minder opmerkelijk: Fred Hoyle en de echtgenoot van Margaret, Geoffry Burbidge, zijn het meest beroemd voor hun iconoclastische theorieën die ze tegenover de Big Bang-theorie stelden. William Fowler kreeg in 1983 de Nobelprijs in de Fysica voor zijn theoretische en experimentele studies over nucleosynthese.

Referenties

Boffin H, Pierce-Price D (2007) Fusie in het heelal: we zijn allemaal sterrenstof. Science in School 4.

Burbidge EM, Burbidge GR, Fowler WA, Hoyle F (1957) Synthesis of the elements in stars. Reviews of Modern Physics 29: 547-650

Burbidge EM (1994) Watcher of the skies. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 32: 1-36

Bronnen

Om uit te vissen wanneer en waar de laatste supernova is afgegaan, zie de Supernovae website, waar wetenschappers en amateurs nieuwe supernova-explosies opsporen en registreren: www.supernovae.net

Copyright: attribution Copyright: non-commercial Copyright: no derivatives


Return to top of page

Support the print journal

Learn more

Menu - My Account

Science in School e-newsletter