Stjernenukleosyntese

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk
Tverrsnitt av en rød kjempestjerne som viser nukleosyntese og dannede grunnstoffer

Stjernenukleosyntese er en fellesbetegnelse for de nukleære reaksjonene som finner sted i en stjerne og som bygger opp de tyngre grunnstoffenes atomkjerner.

De prosessene som foregår begynte å bli forståelige tidlig i det 20. århundret da det for første gang ble klart at det er energien som frigjøres ved kjernereaksjoner som har gitt solen muligheten til å eksistere som en kilde til varme og lys i milliarder av år. Den viktigste energiproduksjonen i solen skjer ved en kjernefysisk fusjon av hydrogen til helium, noe som skjer ved en minimumstemperatur på 3 millioner K.

Historie[rediger | rediger kilde]

I 1920 var Arthur Eddington den første til å foreslå at stjerner fikk deres energi fra kjernefusjon av hydrogen til helium. Dette skjedde på basis av de presise målingene av atomer som var foretatt av F.W. Aston.

George Gamow utledet i 1928 det som nå kalles Gamow-faktoren, en kvantemekanisk formel, som anga sannsynligheten for at to kjerner kunne komme tilstrekkelig nær hverandre til at den sterke kjernekraften kunne overvinne Coulomb-barrieren. Gamow-faktoren ble benyttet i det følgende tiår av Atkinson og Houtermans og senere av Gamow selv og Teller til å utlede den hastigheten hvor kjernereaksjoner vil gå fremover ved høye temperaturer, som man mente fantes i det indre av stjernene.

I 1939 analyserte Hans Bethe i en avhandling med tittelen Energy Production in Stars (Energiproduksjon i stjerner) de forskjellige mulige reaksjoner hvor hydrogen kan fusjonere og danne helium. Han valgte ut to prosesser som han mente var gode kandidater. Den første, proton-protonkjeden, er den dominerende energikilden i stjerner med en masse opp mot solens. Den andre prosessen, CNO-syklusen som også von Weizsäcker hadde vurdert i 1938, er viktigere i mer massive stjerner. Disse arbeidene vedrørte den energifremføringen som er i stand til å bevare stjerners varme. Derimot vedrørte de ikke frembringelsen av tyngre grunnstoffer. Teorien for dette ble tatt opp av Fred Hoyle i 1946 hvor han argumenterte for at en samling av svært varme kjerner ville smelte sammen til jern.[1] Hoyle fulgte dette opp i 1954 i en større avhandling som viste hvordan fremskredne fusjonsfaser i stjerner ville syntetisere grunnstoffer med en masse mellom kull og jern.

Det ble raskt tilføyet en rekke viktige detaljer til Hoyles teori, begynnende med offentliggjøringen av et berømt skrift i 1957 av Burbidge, Burbidge, Fowler og Hoyle (vanligvis kjedt som B²FH-skriftet).[2] Dette verket samlet og forfinet de tidligere undersøkelsene til en gjennomarbeidet og svært sitert redegjørelse som ga løfte om å kunne forklare de observerte relative mengdene av grunnstoffene. Betydelige forbedringer ble tilføyd av A.G.W. Cameron og Donald D. Clayton. Cameron tok sin egen uavhengige tilgang til nukleosyntese og brukte dataer til tidsavhengige beregninger av nukleære systemers utvikling. Han beregnet de første tidsavhengige modellene av S-prosessen, R-prosessen og fusjonen av silisium til grunnstoffer i jern-gruppen. Han oppdaget også strålingsrelaterte tidsfølger til bruk for bestemmelse av grunnstoffenes alder. Hele forskningsområdet ble kraftig utvidet på 1970-tallet.

Referanser[rediger | rediger kilde]

  1. ^ F. Hoyle (1946). «The synthesis of the elements from hydrogen». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 106: 343–383.
  2. ^ E.M. Burbidge, G.R. Burbidge, W.A. Fowler, F. Hoyle (1957). «Synthesis of the Elements in Stars». Reviews of Modern Physics 29 (4): 547–650. doi:10.1103/RevModPhys.29.547.

Litteratur[rediger | rediger kilde]

astronomistubbDenne astronomirelaterte artikkelen er dessverre kort eller mangelfull, og du kan hjelpe Wikipedia ved å utvide den.