Scherp gesteld zouden wij mensen gewoonweg niet bestaan als er geen sterren waren. In feite zou er waarschijnlijk zelfs helemaal geen leven op Aarde zijn. Maar waarom zijn de sterren dan zo belangrijk?

Het meest voor de hand liggende antwoord is natuurlijk dat ze de energie produceren die nodig is voor leven. Ze doen dit via kernfusie. Als er nooit sterren zouden gevormd zijn in het Heelal zou het voor eeuwig donker geweest zijn met temperaturen dicht bij de allerlaagst mogelijke temperatuur (het absolute nulpunt) van -273˚C. Onze Zon produceert miljarden Watts aan vermogen en warmt daarbij de Aarde op, waarbij ze precies de juiste temperatuur creëert voor vloeibaar water en daardoor ook voor het leven op Aarde.

Maar misschien nog belangrijker is het feit dat sterren veel van de elementen produceren die noodzakelijk zijn voor leven. Het overgrote deel van de belangrijke moleculen in ons lichaam bevatten koolstof. We hebben ook zuurstof nodig om te ademen, en in water. We hebben calcium nodig voor onze botten, ijzer in ons bloed, en zo veel meer. Al die elementen worden aangemaakt in sterren. Wanneer sterren sterven (bv. door een supernova-explosie) komen deze elementen in de ruimte terecht, in het stof en gas waaruit weer nieuwe sterren gevormd worden (zoals met onze Zon het geval was) en mogelijk ook planeten rond die sterren. Zo zijn al deze elementen terechtgekomen in zo goed als alles wat we op Aarde kennen. Wij zijn allemaal letterlijk gemaakt van sterren!

Gedurende bijna gans hun leven verbranden sterren waterstof, waarbij ze atoomkernen van waterstof doen samensmelten (via kernfusie) tot atoomkernen van het volgende element, helium. Er zijn twee manieren om dit te doen. De eerste heet de proton-proton cyclus (of kortweg pp-cyclus), de tweede is de CNO-cyclus.

Sterren die waterstof verbranden noemen we hoofdreekssterren, waarover we het in het vorige hoofdstuk al hadden. Onze Zon is zo een hoofdreeksster. Ze produceert ongeveer 98.5% van haar energie via de pp-cyclus en de resterende 1.5% via de CNO-cyclus. Dit zijn typische waarden voor een ster met de massa van onze Zon. De pp-cyclus is het overheersende nucleaire proces in het inwendige van sterren met massa’s tot 1 à 1.5 keer de massa van de Zon. In sterren met hogere massa’s zal de CNO-cyclus de belangrijkste zijn. Intussen heeft de Zon, die nu ongeveer 4.5 miljard jaar oud is, ongeveer de helft van het waterstof dat in haar binnenste aanwezig was opgebruikt.

De pp-cyclus begint altijd met twee atoomkernen van waterstof en produceert een helium-4 atoomkern. Waterstof atoomkernen zijn eigenlijk gewoon protonen, p, en zouden een waterstofatoom zijn als er een elektron aan werd toegevoegd. Door de zeer hoge temperatuur in het centrum van de Zon (ongeveer 15 miljoen˚C) kunnen elektronen echter niet in hun atoom gebonden blijven zodat de atoomkernen en de elektronen er los van elkaar voorkomen. Als we in wat volgt spreken over waterstof, helium, zuurstof, enz., bedoelen we dus eigenlijk de atoomkernen van deze elementen. Vaak zullen we ook kortweg kern schrijven als we eigenlijk atoomkern bedoelen. Onder invloed van de zeer hoge temperatuur en druk in he centrum van de Zon kunnen atoomkernen er samensmelten om zo atoomkernen van andere, zwaardere elementen te vormen (dit proces noemen we kernfusie). In de pp-cyclus start dit proces met twee protonen die samensmelten en zo deuterium vormen. Deuterium bestaat uit één proton en een neutron. Eén van de oorspronkelijke twee protonen verandert dus in een neutron, en daarbij komen een positron (het antideeltje van het elektron, met een positieve in plaats van een negatieve elektrische lading), een neutrino en een foton vrij. Het deuterium dat zo gevormd werd kan samensmelten met een ander proton, waarbij een isotoop van helium, helium-3 gevormd wordt en een foton vrijkomt.

Dit alles gebeurt op veel plaatsen tegelijk in het centrale deel van de Zon, zodat er dus vrij veel helium-3 atoomkernen beschikbaar zijn. Dan zijn er drie mogelijke paden van kernreacties om helium-4 aan te maken. De ppI-keten is de belangrijkste en produceert 86% van de energie van de Zon. Hierbij smelten twee helium-3 kernen samen waarbij helium-4 ontstaat en de twee overblijvende protonen terug in de omgeving terecht komen waar ze weer kunnen deelnemen aan andere reacties in de pp-cyclus.

De ppII-keten produceert ongeveer 14% van de energie van de Zon. Hierbij smelt een helium-3 kern samen met een reeds eerder gevormde helium-4 kern waarbij beryllium-7 gevormd wordt en een foton vrijkomt. Beryliium-7 is echter onstabiel (radioactief) en vervalt door een elektron uit de omgeving in te vangen waardoor het verandert in lithium-7 en er een neutrino wordt uitgezonden. Het lithium-7 smelt vervolgens samen met een deuteriumkern waarbij dan twee helium-4 kernen ontstaan.

De ppIII-keten, ten slotte, produceert maar 0.02% van de energie van de Zon. Hierbij smelt het onstabiele beryllium-7 samen met een proton waardoor boor-8 en een foton wordt uitgezonden. Boor-8 is zeer onstabiel en vervalt snel door uitzending van een positron en een neutrino, waardoor het isotoop beryllium-8 ontstaat. Beryllium-8 is zelf ook onstabiel en valt onmiddellijk uit elkaar in twee helium-4 kernen.

CNO is een afkorting voor ‘carbon-nitrogen-oxygen’ (koolstof-stikstof-zuurstof). Deze drie elementen treden in de CNO-cyclus op als katalysatoren om helium-4 te produceren. In de CNO-cyclus smelt een proton met een koostof-12 kern samen waarbij het onstabiele stikstof-13 en een foton ontstaan. Het stikstof-13 vervalt door uitzenden van een positron en een neutrino (bèta-plus verval genoemd) naar het stabiele koolstof-13. Dit kan dan weer samensmelten met een ander proton waarbij dan stikstof-14 en een foton ontstaan. Het stikstof-14 smelt op zijn beurt samen met een proton waarbij zuurstof-15 en een foton gevormd worden. Het zuurstof-15 ondergaat bèta-plus verval, waarbij stikstof-15, een positron en een neutrino gevormd worden. Dit stikstof-15, ten slotte, smelt ook samen met een proton waarna dit geheel onmiddellijk uit elkaar valt in een helium-4 kern en een koolstof-12 kern. Met deze laatste kan dan een nieuwe cyclus beginnen.

De kernreacties die in de Zon plaats vinden, de pp-cyclus en de CNO-cyclus, produceren heel wat dingen waar nog veel over te vertellen valt. De energie die de Zon daarbij produceert is vooral in de vorm van fotonen. Maar in deze kernreacties worden ook heel wat neutrino’s geproduceerd.

Natuurkundigen vinden neutrino intrigerende deeltjes omdat ze in vergelijking met andere deeltjes erg ongewone eigenschappen hebben. Neutrino’s kunnen zeer veel energie meedragen maar ze interageren bijna niet met andere dingen (materie). Ze hebben verder geen elektrische lading en een zeer kleine, bijna verwaarloosbare massa. Ze kunnen dwars door grote objecten bewegen, zelfs dwars door de Aarde (!), zoals licht door vensterglas gaat. Ze bewegen ook met de snelheid van het licht, zodat ze er maar 8 minuten voor nodig hebben om van in de Zon tot bij de Aarde te komen.

Door gebruik te maken van ongelooflijk ingewikkelde apparatuur hebben wetenschappers manieren gevonden om neutrino’s waar te nemen in laboratoria diep onder de grond, ver weg van al de straling aan het oppervlak van de Aarde. Deze metingen kunnen ons een idee geven van wat er zich afspeelt in het inwendige van de Zon, waar deze neutrino’s geproduceerd worden door de kernreacties die we daarnet besproken hebben.

De binnenwand van de watertank van de Super-Kamiokande Neutrino Detector in Japan is bedekt met bijna 12.000 foton-detectoren, elk met de grootte van een voetbal. Het ganse volume van de detector is gevuld met water. Zo nu en dan interageert een neutrino dat afkomstig is van de Zon met een watermolecule waarbij een foton geproduceerd wordt dat dan geregistreerd wordt door één of meer van deze detectoren. Bron: Kamioka Observatory, ICRR Tokyo.

Wetenschappers hadden het bestaan van het neutrino voorspeld op theoretische gronden lang voor het voor het eerst werd waargenomen, of nog maar konden voorspellen hoeveel neutrino’s de Zon elke seconde uitzendt, en hoeveel er hiervan waarneembaar zouden zijn op Aarde. Maar toen in de jaren 1960 een eerste experiment werd uitgevoerd dat in staat was om neutrino’s van de Zon te detecteren, bleek dit maar ongeveer 1/3 van het verwachte aantal neutrino’s waar te nemen. Vele jaren lang dachten wetenschappers dat er iets mis was met ons model van de Zon. Dit werd het probleem van de zonneneutrino’s (Solar Neutrino Problem) genoemd.

Om de uiteindelijke oplossing voor dit probleem te begrijpen is het belangrijk om te weten dat er drie soorten (in het Engles ‘flavours’ genoemd) neutrino’s bestaan: elektron-, muon- en tau-neutrino’s. In de kernreacties in het inwendige van de Zon worden alleen elektron-neutrino’s geproduceerd. Maar als men onderstelt dat elektron neutrino’s terwijl ze onderweg zijn van de Zon naar de Aarde op één of andere manier kunnen veranderen in muon- of tau-neutrino’s, zou dit een verklaring geven voor de ontbrekende neutrino’s in het experiment.

Tot 2002 waren al de neutrinodetectoren alleen maar gevoelig aan elektron neutrino’s. De muon- en tau-neutrino’s konden door geen enkele van de experimenten die werden uitgevoerd tussen 1960 en 2002 worden waargenomen. Pas in 2002 was het voor het eerst mogelijk om de drie soorten neutrino’s met éénzelfde detector waar te nemen, het Sudbury Neutrino Observatorium (SNO) in Canada. Hiermee werd onomstotelijk bewezen dat neutrino’s van soort kunnen veranderen en bovendien bleek het totaal aantal met deze detector waargenomen neutrino’s precies overeen te komen met het door het model voor de Zon voorspelde aantal.

TDeze foto toont het grote vat dat met zwaar water gevuld is in het SNO ondergronds laboratorium in Canada. Dit experiment liet toe om de verschillende soorten neutrino’s waar te nemen, waardoor het probleem van de zonneneutrino’s werd opgelost. Bron: Sudbury Neutrino Observatory.

Tegen het einde van de levensloop van een hoofdreeksster, wanneer de hoeveelheid waterstof in haar inwendige stilaan uitgeput raakt, stopt de fusie van waterstof tot helium (pp-cyclus en/of CNO-cyclus). Omdat er dan geen energie meer geproduceerd wordt om de druk van het gewicht van de hogere lagen in de ster tegen te houden, wordt het centrum van de ster dan door haar eigen gewicht samengedrukt, waardoor de temperatuur en de druk sterk toenemen.

Uiteindelijk wordt de temperatuur hoog genoeg om kernreacties waarbij fusie van heliumkernen plaats vindt te laten starten. Door de energie die hierbij vrijkomt zetten de buitenste lagen van de ster nu uit, maar omdat de geproduceerde energie nu over een groter oppervlak verspreid moet worden, neemt de helderheid van de ster echter af en wordt ze roder van kleur. Daarom worden sterren die het einde van hun leven naderen rode reuzen genoemd.

Kernfusie van helium verloopt via een reeks van kernreacties die we het ‘triple-alfa’ proces nomen en waarbij koolstof en zuurstof geproduceerd worden. Koolstof is essentieel voor leven omdat het nodig is voor de vorming van de complexe moleculen die belangrijk zijn voor leven (DNA en proteïnen). Dit geldt ook voor zuurstof omdat alle levende wezens water nodig hebben, dat zuurstof bevat (H₂O). Dit blijkt bijvoorbeeld uit het feit dat er weinig of geen leven voorkomt op plaatsen waar er maar weinig water beschikbaar is, zoals in woestijnen of op de planeet Mars.

Koolstof wordt in sterren geproduceerd door kernreacties met helium via een zeer specifiek proces dat triple-alfa reactie genoemd wordt. Dit proces verloopt in twee stappen waarbij eerst twee helium kernen (ook alfa-deeltjes genoemd) via kernfusie samensmelten waarbij beryllium-8 (⁸Be) gevormd wordt. Daarna smelt een ander alfa-deeltje met deze ⁸Be kern samen waarbij een koolstof-12 atoomkern (12C)(¹²C) ontstaat. De bindingsenergie tussen de twee alfa-deeltjes in ⁸Be (dit is de energie die de twee deeltjes samen houdt) is echter zeer klein waardoor ⁸Be zeer snel weer uit elkaar valt in de twee afzonderlijke alfa-deeltjes. De typische tijdspanne hiervoor is ongeveer 10^-16 s! Het invangen van een derde alfa-deeltje door ⁸Be voordat het uit elkaar valt is enkel mogelijk omdat dit invangen ‘versterkt’ wordt door een zogenaamde resonantie in ¹²C (een toestand in ¹²C waarvan de energie bijna precies overeen komt met de energie van ⁸Be plus een alfa-deeltje), waardoor de efficiëntie voor ⁸Be om een derde alfa-deeltje in te vangen zeer sterk toeneemt.

Het bestaan en de gedetailleerde eigenschappen van deze resonantie werden voorspeld door de Britse fysicus Fred Hoyle (1915-2001) op basis van de redenering dat zonder deze resonantie er in sterren niet genoeg koolstof zou kunnen geproduceerd worden om leven mogelijk te maken. Amper twee jaar na de voorspelling werd de resonantie ook effectief in een laboratorium waargenomen. Het unieke van het ‘triple-alfa’ proces blijkt uit het feit dat blijkbaar het enige geval is waarbij het resultaat van een experiment in een laboratorium correct voorspeld was op basis van het feit dat wij hier anders niet zouden zijn./p>

Sir Fred Hoyle is ook nog bekend voor een aantal andere theorieën en als science-fiction schrijver. Hij was echter geen aanhanger van de Big Bang theorie maar ging er van uit dat het uitzicht van het Heelal continu hetzelfde is en dat het zich dus continu in dezelfde toestand bevindt (‘steady state’ Heelal). De expansie zou volgens hem dan een gevolg zijn van het feit dat er constant nieuwe materie gecreëerd wordt en niet van de Big Bang. De term Big Bang was oorspronkelijk door tegenstanders van de Big Bang theorie, zoals Fred Hoyle, bedoeld om de theorie belachelijk te maken, maar de aanhangers vonden de naam eigenlijk goed gepast en hebben hem daarom overgenomen.

De voorspelling en later de ontdekking van Fred Hoyle’s ¹²C resonantie ondersteunde tegelijk zeer sterk één van zijn andere theorieën: de hypothese van stellaire nucleosynthese, wat betekent dat al de scheikundige elementen die in de natuur voorkomen eigenlijk gevormd worden door kernreacties in sterren, te beginnen met de kernfusie van waterstof.

Als het helium in het centrum van een ster is opgebruikt zal het centrale deel van de ster opnieuw beginnen samentrekken onder invloed van de druk van het gewicht van de hoger gelegen delen van de ster, waardoor temperatuur en druk zo sterk toenemen dat op den duur ook het uit helium gevormde koolstof kernfusiereacties kan aangaan. Dit mechanisme waarbij het centrale deel van de ster samentrekt en de verbranding van een nieuw element kan starten telkens wanneer een vorige element is opgebruikt in de kernfusiereacties, herhaalt zich en leidt tot opeenvolgende fases van verbranding (kernfusiereacties), waarbij de elementen die in de vorige fase geproduceerd werden dan de brandstof zijn voor de volgende verbrandingsfase. Zo worden na de heliumverbranding achtereenvolgens koolstof, zuurstof, neon en silicium in opeenvolgende fase van kernfusiereacties als brandstof gebruikt. De verbranding van silicium, waarbij vooral ijzer geproduceerd wordt, is de laatste verbrandingsfase. Daarna kunnen verdere kernreacties in sterren geen energie meer produceren omdat er bij de kernfusie van ijzer en van elementen zwaarder dan ijzer geen energie meer vrijkomt (er moet daarentegen energie worden toegevoegd om dergelijke reacties te plaats vinden).

De afbeelding toont het centrale deel van een zware ster aan het einde van de siliciumverbranding. De diameter van dit centrale deel is typisch ongeveer gelijk aan de diameter van de Aarde, terwijl de diameter van de ganse ster typisch ongeveer 10 AU (‘astronimical units’; één astronomische eenheid is gelijk aan de afstand van de Aarde tot de Zon) is. Bron: Richard Pogge, OSU.

Naast de kernfusiereacties in het centrale dele van een ster vinden er ook fusiereacties plaats in de meer naar buitengelegen delen van de ster. Dit heet schilverbranding. Telkens wanneer in het centrum een bepaalde brandstof (een element dus) is ‘opgebruikt’ en het centrale deel samentrekt blijft er in het gebied rond het centrum nog een hoeveelheid van dit element over. Terwijl in het centrale deel van de ster het volgende element al verbrand wordt, loopt door de energie die hierbij vrijkomt, de temperatuur in deze ‘schil’ rond het centrum voldoende hoog op om ook verbranding van het element in die schil te laten gebeuren. Dit herhaalt zich telkens opnieuw wanneer een bepaald element in het centrum uitgeput raakt. Hierdoor ontstaat rond het centrum van een zware ster een reeks van schillen die naar buiten toe uit steeds lichtere elementen bestaan (zie de figuur) en waar nog steeds kernfusiereacties plaats vinden (schilverbranding) terwijl in het centrum de verbranding van het zwaarste element plaats vindt. Een zware ster heeft dus eigenlijk een structuur zoals een ui, met concentrische, bolvormige schillen die telkens een ander element bevatten. Wanneer bijvoorbeeld in het centrum koolstof wordt verbrand tot zuurstof bevat de schil rond het centrum nog altijd helium (uit de vorige verbrandingsfase). De energie die bij de verbranding van de koolstof vrij komt verhit de schil met helium waardoor dit ook kan gaan verbranden. De koolstof die zo in de schil gevormd wordt, valt door zijn gewicht naar beneden waardoor het voor extra brandstof zorgt in het centrum van de ster waar de koolstofverbranding plaats vindt.

Niet al de sterren kunnen al de elementen waar we het daarnet over hadden produceren. In grotere (zwaardere) sterren kunnen hogere temperaturen in het centrale deel bereikt worden en kunnen daardoor zwaardere elementen geproduceerd worden (voor elk zwaarder element is er een hogere temperatuur nodig om kernfusiereacties met dit element mogelijk te maken). Onze Zon is maar een eerder kleine (lichte) ster. Momenteel wordt in het centrum van de Zon nog steeds waterstof verbrand tot helium, en naar het einde van haar leven toe (over ongeveer 4 miljard jaar) zal ze er waarschijnlijk in slagen om helium te verbranden tot koolstof, via het ‘triple-alfa’ proces, maar de temperatuur in haar centrum zal waarschijnlijk nooit hoog genoeg worden om koolstof te verbranden.

In sterren met minder dan 8 keer de massa van de Zon kan er alleen waterstof- en helium verbranding plaats vinden omdat de temperatuur en dichtheid in het centrum nooit hoog genoeg kunnen worden om de koolstofverbranding te doen starten. Als de heliumverbranding in zulke sterren stopt bestaat de ster uit het centrale deel met daarrond een schil met helium en aan de buitenkant een schil met waterstof. In het centrum bevinden zich dan koolstof en zuurstof die in het ‘triple-alfa’ proces geproduceerd zijn. Pulsaties (periodieke variaties van de diameter van de ster) en een sterke stellaire wind (een deeltjesstroom vanuit het centrum naar buiten toe) blazen daarna de twee buitenste lagen van de ster weg waardoor een planetaire nevel rond de ster ontstaat. Het centrale deel dat achter blijft noemen we een witte dwerg.

In sterren die zwaarder zijn dan 8 zonnemassa’s kunnen de kernreacties in het centrum veel langer blijven voortduren, tot de verbranding van silicium, waardoor een kern van ijzer ontstaat. Hierna zijn geen nieuwe kernreacties in het centrum meer mogelijk zodat de ster niet langer via de energie van de kernreacties de druk van de hoger gelegen lagen kan compenseren. De bovenste lagen vallen dan letterlijk naar beneden, op het centrale deel van de ster, waartegen ze weerkaatsen. Dit geeft aanleiding tot een zeer krachtige schokgolf waardoor zo goed als al de massa van de ster in de ruimte wordt geslingerd in wat we een type-II supernova explosie noemen. Wat daarna achterblijft is een neutronenster.

Door pulsaties, sterrenwinden en supernova explosies worden de elementen die in de sterren geproduceerd werden als gas- en stofwolken in de ruimte verspreid. Sterren zijn dus eigenlijk zoals fabrieken die elementen produceren die de bouwstenen zijn voor nieuwe sterren, voor planeten, en uiteindelijk ook voor ons, mensen.

links) en supernova explosies (rechts) worden de elementen die binnen in de sterren geproduceerd worden in de ruimte gebracht. Images source: NASA

Het zwaarste element dat via kernfusie in sterren kan worden geproduceerd en waarbij energie vrijkomt, is ijzer. Voor elementen zwaarder dan ijzer is kernfusie veel moelijker omdat die elementen niet zo graag samensmelten. Herinner dat de elementen in sterren voorkomen in de vorm van hun atoomkernen, dus zonder elektronen. Een atoomkern bevat naast neutronen ook een aantal positief geladen protonen (het aantal protonen in de atoomkern noemen we het atoomnummer en bepaalt tot welk element de atoomkern behoort). De atoomkernen die deelnemen aan de verschillende verbrandingsprocessen in het centrum van sterren zijn dus steeds positief geladen. Voor de elementen zwaarder dan ijzer is de afstoting tussen de atoomkernen (door het grote aantal protonen) zó groot dat er een zeer grote hoeveelheid energie, en dus temperatuur, nodig is om deze te laten samensmelten. De hiervoor noodzakelijke hoge temperaturen komen in sterren echter niet voor.

Hoe worden de zwaardere elementen zoals goud en uranium dan geproduceerd?

Wel, een aantal van de bovenstaande problemen kunnen worden omzeild door neutronen in te schakelen. Omdat neutronen geen elektrische lading hebben kunnen ze met een atoomkern samensmelten zonder de elektrostatische afstotingskracht, waar protonen en atoomkernen last van hebben, te moeten overwinnen. Kernen met meer neutronen kunnen dus eenvoudig geproduceerd worden doordat atoomkernen neutronen invangen. Hierdoor verandert de atoomkern van massa, maar blijft hij wel behoren tot hetzelfde element. Als het aantal neutronen in een kern te groot wordt zullen één of meer neutronen veranderen in een proton door bèta-verval (waarbij een positron en een neutrino worden uitgezonden). Daardoor neemt het aantal protonen in de atoomkern toe waardoor die dus tot een ander element zal gaan behoren. Dit is de manier waarop de elementen zwaarder dan ijzer gecreëerd worden.

Dit neutronvangstproces kan echter maar onder zeer specifieke omstandigheden optreden. Er worden twee verschillende processen onderscheiden die samen bekend staan onder de naam stellaire nucleosynthese (het maken van atoomkernen in het binnenste van sterren).

Het trage of s-proces (van ‘slow’): dit vindt plaats tijdens de heliumverbranding in rode reuzen. Hierbij zijn er neutronen aanwezig die kunnen worden ingevangen door de aanwezige atoomkernen. Het proces verloopt traag omdat er niet zo heel veel neutronen beschikbaar zijn en het duurt daarom verschillende miljoenen jaren om een redelijke hoeveelheid zware elementen te produceren. Hierbij wordt onder andere het element zirconium geproduceerd dat gebruikt wordt als edelsteen of in katalysatoren. In dit proces worden vooral stabiele (niet-radioactieve) atoomkernen van een aantal zware elementen geproduceerd omdat het proces zo traag verloopt dat de atoomkernen kunnen vervallen tot ze een stabiel isotoop worden voordat het volgende neutron wordt ingevangen.

Het snelle of r-proces (van ‘rapid’): Dit proces vindt plaats tijdens een type-II supernova explosie. Hierbij worden neutronen geproduceerd door het samengaan van protonen en elektronen (elektronvangst op protonen). Het is snel omdat er veel neutronen geproduceerd worden er in een tijdspanne van slechts enkele seconden een belangrijke hoeveelheid zware elementen wordt aangemaakt. Het is vis dit proces dat elementen als goud en uranium geproduceerd worden. De nieuwe elementen worden nu sneller geproduceerd dan de tijd die ze nodig hebben om te vervallen (bv. via bèta-verval) zodat via dit proces vooral radioactieve isotopen worden geproduceerd.

Kosmische straling die uit de ruimte komt waren de eerste hoog-energetische deeltjes die de mens bestuurde. Per seconde gaan er verschillende kosmische stralingsdeeltjes door ons lichaam, eender waar wij ons bevinden. Het is tot nog toe onmogelijk gebleken om de precieze oorsprong van kosmische straling te achterhalen omdat ze uit alle richtingen komt. De meeste komt van de Zon (vooral in de vorm van snel-bewegende protonen), andere werd mogelijk uitgezonden bij supernova-explosies. De kosmische straling die op de bovenste laag van onze atmosfeer botst bestaat voor uit snel bewegende protonen. Op weg naar het aardoppervlak botsen ze met atomen (vooral stikstof en zuurstof) in de hogere atmosfeerlagen. Daarbij produceren ze nieuwe, meestal radioactive deeltjes die op de Aarde neer ‘regenen’.

Eén van de meest intrigerende verhalen in de geschiedenis van de kernfysica was de ontdekking, in 1972, van een natuurlijke kernreactor in Afrika.

Routinemetingen aan UF₆ (uraniumhexafluoride) stalen van de Oklo mijn, in Gabon, in Centraal Afrika, toonde een tekort aan van het isotoop ²³⁵U in vergelijking met uranium van andere mijnen. Deze lagere concentratie en de aanwezigheid van isotopen van elementen zoals neodymium en ruthenium suggereerden dat een kernreactie (in feite kernsplijting van het 235U ) had plaats gevonden. Deze conclusie zaaide aanvankelijk verwarring en sommigen suggereerden zelfs dat de afvalproducten van kernsplijting die men had gevonden daar zouden gedeponeerd zijn door een buitenaardse beschaving die daar het kernafval van de motoren van hun ruimteschip zou hebben achter gelaten. in vergelijking met uranium van andere mijnen. Deze lagere concentratie en de aanwezigheid van isotopen van elementen zoals neodymium en ruthenium suggereerden dat een kernreactie (in feite kernsplijting van het 235U ) had plaats gevonden. Deze conclusie zaaide aanvankelijk verwarring en sommigen suggereerden zelfs dat de afvalproducten van kernsplijting die men had gevonden daar zouden gedeponeerd zijn door een buitenaardse beschaving die daar het kernafval van de motoren van hun ruimteschip zou hebben achter gelaten.

Uiteindelijk kwam men er achter dat uranium dat daar op natuurlijke wijze voorkomt door geologische processen een zodanig hoge concentratie in de daar aanwezige rotsen bereikt had dat ongeveer 2 miljard jaar geleden vanzelf kettingreacties van kernsplijtingen gestart waren die bijna 1 miljoen jaar lang geduurd hadden.

Kort na de Big Bang, ongeveer 13.7 miljard jaar geleden (linksboven in de figuur), bestond het Heelal uit gas: zuiver waterstof en helium, zonder andere elementen (midden boven). De andere elementen werden in sterren geproduceerd (met ijzer als zwaarste voor de meeste sterren) in de miljoenen tot miljarden jaren na de Big Bang (onder). Aan het einde van hun leven verspreiden de sterren de elementen die in hun binnenste werden aangemaakt in de ruimte, door planetaire nevels uit te stoten en door supernova explosies. Elementen zwaarden dan ijzer worden geproduceerd tijdens de supernova explosies zelf (midden links). Uit deze elementen ontstaan vervolgens nieuwe sterren en het hele proces van vorming van elementen herbegint. Deze cyclus werd al een paar keer doorlopen vooraleer onze Zon en de planeten gevormd werden (rechtsboven). Ons Zonnestelsel bevat dus elementen die in vorige generaties van sterren werden gemaakt. Bron: Behacker & Partner