Ganske enkelt sagt: Uden stjerner ville vi slet ikke eksistere. Der ville faktisk sandsynligvis slet ikke være noget liv. Men hvorfor er stjerner så afgørende?

Det mest oplagte svar er naturligvis energi. Stjernerne producerer den energi, der er nødvendig for livet, ved kernefusion. Hvis der aldrig var blevet dannet stjerner i universet, ville der være evigt mørke og ufatteligt lave temperaturer, tæt på -273˚C. Vores Sol udsender milliarder af watt og er med til at varme planeten Jorden op, så den får lige præcis den rette temperatur til flydende vand og dermed til liv.

Men måske endnu vigtigere er det, at stjernerne skaber mange af de grundstoffer, der er nødvendige for livet. De fleste af de vigtige molekyler i vores krop er opbygget af kulstof. Vi har også brug for ilt i vand, calcium i vores knogler, jern i vores blod og meget mere. Alle disse grundstoffer dannes inde i stjernerne. Når stjernerne dør, slynges disse grundstoffer ud i rummet, hvor de kan blive til næsten alt det, vi kender på Jorden. Vi er alle bogstaveligt talt lavet af stjerner!

I det meste af deres liv forbrænder stjernerne brint og smelter brintkerner sammen til heliumkerner. Det kan ske på to forskellige måder. Den første kaldes pp-kæden, den anden kaldes CNO-cyklussen.

Stjerner, der forbrænder brint, kaldes hovedseriestjerner, som vi lærte om i det forrige kapitel. Vores Sol er en hovedseriestjerne, hvor det meste af energien, omkring 98,5 %, dannes via pp-kæden, og de øvrige 1,5 % via CNO-cyklussen. Det er typisk for en stjerne med Solens masse. pp-kæden er den mest dominerende kerneproces for hovedseriestjerner med masser op til omkring halvanden gang vores Sols masse. Ved større masser vil CNO-cyklussen dominere. Solen har nu forbrændt omkring halvdelen af brinten i sit centrum og er omkring 4,5 milliarder år gammel.

pp-kæden starter altid med to brintkerner og producerer helium-4. Brintkerner (som ville udgøre et brintatom, hvis der hørte en elektron til) er reelt blot enkelte protoner, p. De to protoner smelter altså sammen og danner deuterium, idet der udsendes en positron og en neutrino, når den ene proton omdannes til en neutron. Det dannede deuterium smelter derefter sammen med endnu en proton og danner en isotop af helium, helium-3, hvorved der også udsendes en foton.

Det sker overalt i stjernen, så der er et relativt stort antal helium-3-kerner til rådighed. Herfra er der faktisk tre forskellige måder at danne helium-4 på. ppI-kæden producerer 86 % af Solens energi. I denne proces smelter to helium-3-kerner sammen og danner helium-4, og de overskydende protoner frigøres, så de på et tidspunkt kan indgå i en ny pp-kædereaktion.

ppII-kæden producerer omkring 14 % af Solens energi. I denne proces går en af helium-3-kernerne sammen med en allerede eksisterende helium-4-kerne og danner beryllium-7 og en foton. Beryllium-7 er dog ustabilt og henfalder ved elektronindfangning, dvs. det går sammen med en elektron og danner lithium-7, og der udsendes en neutrino i processen. Til sidst går lithium-7 sammen med en proton og danner to helium-4-kerner.

Der er også ppIII-kæden, som kun står for 0,02 % af Solens energi. Her går det ustabile beryllium-7 sammen med endnu en proton og danner bor-8 og en foton. Bor-8 er meget ustabilt og henfalder hurtigt til en anden ustabil isotop af beryllium, beryllium-8, idet der udsendes en positron og en neutrino som biprodukter. Beryllium-8 henfalder tilbage til to helium-4-kerner.

CNO står for ‘carbon-nitrogen-oxygen’ (kulstof-kvælstof-ilt). I CNO-cyklussen fungerer disse grundstoffer som katalysatorer for dannelsen af helium. Her smelter en proton sammen med en kulstof-12-kerne og danner et ustabilt kvælstof-13 og en foton. Kvælstof-13 gennemgår betahenfald til kulstof-13, idet der udsendes en positron og en neutrino. Så smelter kulstof-13 sammen med endnu en proton og danner kvælstof-14 (og en foton), som igen smelter sammen med endnu en proton og danner ilt-15 (og en foton). Ilt-15 gennemgår dog positivt betahenfald og danner kvælstof-15, en positron og en neutrino. Til sidst smelter kvælstof-15 sammen med en proton og spaltes straks derefter i en helium-4-kerne og en kulstof-12-kerne, som så kan starte hele cyklussen forfra.

Kerneprocesserne i Solen, pp-kæden og CNO-cyklussen, danner mange produkter, som vi endnu ikke har talt om. Den producerede energi består naturligvis for det meste af fotoner, som vi ser som sollys. Men kerneprocesserne danner også mange neutrinoer.

Fysikerne finder neutrinoer meget spændende: De er meget usædvanlige partikler. Neutrinoer bærer en masse energi, men vekselvirker næsten ikke med stof. De har ingen elektrisk ladning og en ekstremt lille, næsten forsvindende masse. De kan bevæge sig gennem genstande, ligesom sollys gennem en ren rude. Neutrinoer kan bevæge sig uhindret fra Solens centrum til Jorden på omkring 8 minutter.

Ved hjælp af utroligt avanceret udstyr har forskerne fundet måder at påvise disse neutrinoer på i enorme underjordiske laboratorier, langt fra strålingen ved jordoverfladen. Det giver forskerne en mulighed for at forstå, hvad der foregår i Solens centrum, hvor disse partikler dannes.

Væggen i vandtanken i neutrinodetektoren Super-Kamiokande i Japan er beklædt med tusindvis af fotondetektorer, hver på størrelse med en badebold. Indimellem vekselvirker en neutrino fra Solen med et vandmolekyle og danner fotoner, som registreres af en eller flere af disse detektorer. Billedkilde: Kamioka Observatory, ICRR Tokyo

Forskerne forudsagde teoretisk neutrinoens eksistens længe før, den blev påvist, og kunne endda forudsige, hvor mange neutrinoer Solen ville producere hvert sekund, og hvor mange af dem der ville kunne påvises på Jorden. Men da man i 1960'erne udførte et eksperiment for at bekræfte dette, var der en alvorlig uoverensstemmelse. I mange år troede forskerne, at der var noget galt med vores model af Solen, fordi detektorerne på Jorden kun registrerede omkring en tredjedel til halvdelen af det beregnede antal neutrinoer. Denne uoverensstemmelse blev kaldt solneutrinoproblemet.

For at forstå løsningen på dette problem må man vide, at der findes tre slags (eller smagstyper) neutrinoer: elektron-, myon- og tau-neutrinoer. Kernereaktionerne i Solens centrum danner kun elektronneutrinoer. Men hvis man antager, at elektronneutrinoer på en eller anden måde kan omdannes til myon- eller tau-neutrinoer på vejen fra Solens centrum til Jorden, ville det forklare de manglende neutrinoer.

Indtil 2002 kunne neutrinodetektorerne på Jorden kun se elektronneutrinoer. Myonneutrinoerne kunne ikke påvises i nogen af de tidligere eksperimenter, der havde kørt siden 1960'erne. Først i 2002 blev det muligt at påvise både elektronneutrinoer og myonneutrinoer i en ny detektor, Sudbury Neutrino Observatory (SNO) i Canada. Det blev da eksperimentelt bevist, at neutrinoer kan skifte type, og desuden blev solneutrinoproblemet løst, fordi summen af antallet af påviste elektronneutrinoer og antallet af påviste myonneutrinoer svarede nøjagtigt til forudsigelsen fra vores model af Solen.

Dette billede viser den store beholder, der er fyldt med tungt vand, i SNO's underjordiske laboratorium i Canada. Dette eksperiment gjorde det muligt at påvise både elektronneutrinoer og myonneutrinoer og løste dermed solneutrinoproblemet. Billedkilde: Sudbury Neutrino Observatory.

Mod slutningen af en hovedseriestjernes liv, når den løber tør for brint at forbrænde, ophører brintfusionen. Når stjernens kerne ikke længere kan producere energi nok til at bære sin egen vægt, begynder den at falde sammen, hvorved trykket og temperaturen stiger.

Til sidst bliver stjernens kerne varm nok til at begynde at forbrænde helium. Det får den ydre skal til at udvide sig, men da den producerede energi fordeles over et større område, bliver stjernen faktisk svagere og mere rød. Det er derfor, stjerner, der nærmer sig slutningen af deres liv, kaldes røde kæmper.

Heliumfusion sker i en kerneproces, der kaldes triple-alfa-reaktionen, og den danner kulstof og ilt som biprodukter. Kulstof er afgørende for livet, fordi det kan danne de komplekse molekyler, livet har brug for (DNA, proteiner). Det samme gælder ilt, fordi livet har brug for vandmolekyler, der indeholder ilt (H₂O). Det kan man let se af, at liv er sparsomt eller ikke-eksisterende, hvor der ikke er meget vand til rådighed, som i ørkener eller på planeten Mars.

Kulstof dannes ved heliumforbrænding gennem en enestående kerneproces, den såkaldte triple-alfa-reaktion. Det er en proces i to trin, hvor der først mødes to heliumkerner (alfapartikler) og danner beryllium-8 (⁸Be). I det andet trin optages endnu en alfapartikel i ⁸Be, hvorved der dannes en kulstof-12-kerne (¹²C). Bindingen mellem de to alfapartikler, der udgør ⁸Be, er dog meget svag, og de falder ekstremt hurtigt fra hinanden igen (efter omkring 10^-16 s). Indfangningen af en tredje alfapartikel i ⁸Be før dens henfald er kun mulig, fordi den forstærkes af en såkaldt resonans i ¹²C, som enormt øger effektiviteten af den tredje alfaindfangning.

Denne resonans' eksistens og detaljerede egenskaber blev forudsagt af den britiske forsker Fred Hoyle (1915–2001) alene ud fra den betragtning, at kulstofproduktionen i stjernerne uden den ikke ville være tilstrækkelig til, at liv kunne opstå. Blot to år efter hans forudsigelse blev resonansen faktisk opdaget i et laboratorieeksperiment. Hvor enestående triple-alfa-processen er, kan man se af, at det tilsyneladende er det eneste tilfælde, hvor udfaldet af et laboratorieeksperiment blev forudsagt korrekt med den begrundelse, at vi ellers ikke ville eksistere.

Sir Fred Hoyle er kendt for en række teorier og som science fiction-forfatter. Han mente dog, at universet var i en ‘stationær tilstand’ og udvidede sig på grund af dannelsen af nyt stof, og ikke ifølge den bredt accepterede “Big Bang”-teori. Ironisk nok fandt han på udtrykket “Big Bang” i en af sine artikler, hvor han kritiserede teorien. Oprindeligt var udtrykket ment som en hån mod teorien, men teoriens tilhængere fandt, at det faktisk passede rigtig godt, og beholdt det.

Forudsigelsen og den efterfølgende opdagelse af Fred Hoyles ¹²C-resonans gav stor støtte til en af hans andre teorier: hypotesen om stjernernes nukleosyntese, som siger, at alle de naturlige grundstoffer dannes ud fra brint inde i stjernerne.

Når heliummet er opbrugt i en stjernes centrum, trækker stjernens kerne sig igen sammen, og temperaturen og tætheden stiger, så kulstof nu kan forbrænde. Denne mekanisme med sammentrækning og antændelse af et nyt brændsel, hver gang det forrige er opbrugt, gentager sig og fører til flere på hinanden følgende forbrændingsfaser, hvor produkterne fra den forrige forbrænding er brændslet i de efterfølgende faser. Følgende videregående forbrændingsfaser finder sted og danner flere og flere tunge grundstoffer: kulstof, ilt, neon og silicium. Siliciumforbrændingen, som hovedsageligt danner jern, er den sidste forbrændingsfase i en stjerne. Derefter kan kerneforbrænding ikke længere producere energi, fordi fusion af jern og kerner, der er tungere end jern, ikke frigør energi.

Billedet viser kernen i en massiv stjerne ved slutningen af siliciumforbrændingen. Kernens radius vil typisk være ~R_Jord, mens hylsterets radius vil være ~5AE. Kilde: Richard Pogge, OSU.

Kerneforbrændingen i stjernernes centrum ledsages af skalforbrænding. Skalforbrændingsprocesserne minder om de forudgående forbrændingsfaser i centrum og foregår samtidig med den videregående forbrænding i centrum, i kugleskaller omkring centrum, hvor temperaturen og tætheden ikke er så høje, men hvor der stadig er lettere kernebrændsel til rådighed. Når en stjernes kerne for eksempel fusionerer kulstof og danner ilt, indeholder skallen stadig noget tilbageværende helium. Den energi, som den kulstoffusionerende kerne producerer, opvarmer skallen, indtil den er varm nok til at forbrænde heliummet. Heliummet fusionerer til kulstof, som er tungt og falder ned i kernen, hvor det giver mere brændsel.

Ikke alle stjerner kan danne alle de grundstoffer, der er nævnt ovenfor. Jo større stjernen er, desto højere temperatur kan kernen nå, og desto mere sandsynligt er det, at den kan danne de tungere grundstoffer. Vores Sol er for eksempel ikke særlig stor. I øjeblikket fusionerer den brint til helium, og mod slutningen af sit liv vil den sandsynligvis kunne fusionere helium og danne en kulstofkerne; men det er usandsynligt, at den vil nå de temperaturer, der kræves for at fusionere kulstof.

For stjerner med mindre end 8 gange Solens masse kan der kun ske brint- og heliumforbrænding, fordi stjernens kerne aldrig når den temperatur og tæthed, der er nødvendig for at antænde endnu en forbrændingsfase. Når heliumforbrændingen er overstået, er der kun de 2 ydre skaller tilbage – brint yderst og helium lidt længere inde – samt stjernens kerne. Kernen består af det kulstof og den ilt, der er dannet i triple-alfa-reaktionen. Derefter får pulsationer og kraftige stjernevinde de ydre lag til at blæse bort, så der dannes en planetarisk tåge, og en hvid dværg bliver tilbage.

I stjerner med mere end 8 gange Solens masse kan kerneprocesserne fortsætte meget længere, helt op til siliciumforbrænding, så der efterlades en jernkerne. Når den er færdig, kan stjernen ikke længere bære sin egen vægt, og de ydre skaller falder hurtigt ind i stjernen og preller derefter af mod den tætte kerne i en kraftig trykbølge, der fører til den karakteristiske eksplosion i en type II-supernova, som efterlader en neutronstjerne.

Gennem disse vinde og eksplosioner spredes de nye grundstoffer, der er dannet i stjernerne, ud i rummet som gas- og støvskyer. Stjernerne er altså som fabrikker, der producerer grundstoffer, som er byggematerialer til nye stjerner, planeter og i sidste ende til os mennesker.

Gennem planetariske tåger (til venstre) og supernovaer (til højre) spredes de grundstoffer, der dannes i stjernerne, ud i rummet. Billedkilde: NASA

Det tungeste grundstof, stjernerne kan danne, er jern, via kernefusionsprocesser, der danner det nye grundstof og frigør energi. For grundstoffer, der er tungere end jern, er bestanddelene derimod mindre villige til at holde sammen. Hvis en positivt ladet proton for eksempel forsøgte at fusionere med en positiv kerne, ville processen – fordi de har samme ladning og frastøder hinanden – faktisk forbruge energi i stedet for at producere den. For at nå energier, der er høje nok til at overvinde disse frastødende kræfter, kræves der derfor højere og højere temperaturer.

Hvordan dannes tungere grundstoffer som guld og uran så?

Nogle af disse problemer undgås, når man ser på neutroner. Neutroner har ingen ladning, så de kan fusionere med en kerne uden at skulle overvinde den elektriske frastødning. Hvis kerner indfanger neutroner, kan der dannes mere neutronrige kerner. Hvis en kerne får for mange neutroner, vil nogle af neutronerne blive omdannet til en proton ved betahenfald. Tungere grundstoffer dannes på denne måde.

Det kan dog kun ske under helt særlige forhold. Der er to processer, som tilsammen udgør det, der kaldes stjernernes nukleosyntese (dannelse af kerner i stjernerne).

Den langsomme proces, s-processen: Denne proces finder sted under heliumforbrændingen i røde kæmper. I denne fase er der masser af neutroner, som indfanges af andre kerner. Processen er langsom, fordi der dannes relativt få neutroner, og det tager millioner af år, før der er dannet en nævneværdig mængde tunge grundstoffer. Den danner grundstoffer som zirconium, der bruges i smykkesten eller i katalysatorer. De grundstoffer, der dannes på denne måde, er som regel stabile, fordi processen er langsom nok til, at kernerne kan nå at henfalde til stabilitet, før de indfanger endnu en neutron.

Den hurtige proces, r-processen: Denne proces finder sted under type II-supernovafasen. Her dannes neutronerne ved, at protoner og elektroner smelter sammen (elektronindfangning på protoner). Den er hurtig, fordi der dannes et stort antal neutroner, og det tager kun sekunder at danne en betydelig mængde tunge grundstoffer. Det er sådan, grundstoffer som uran og guld dannes. De nye grundstoffer dannes meget hurtigere, end radioaktivt henfald kan nå at ske, så de grundstoffer, der dannes på denne måde, er ofte ustabile.

Kosmisk stråling fra det ydre rum var de første højenergetiske partikler, man nogensinde studerede. Der passerer nogle få partikler fra den kosmiske stråling gennem din krop hvert sekund, uanset hvor du befinder dig. Det er svært at bestemme den kosmiske strålings nøjagtige oprindelse, fordi den kommer fra alle retninger. Meget af den stammer fra vores Sol, mens andet sandsynligvis er udsendt af supernovaer. Den kosmiske stråling, der rammer atmosfærens yderste lag, består hovedsageligt af hurtige, højenergetiske protoner. Når de suser mod Jorden, støder de sammen med atomer i luften (hovedsageligt kvælstof og ilt) og danner nye partikler, som regner ned over jordoverfladen. De fleste af disse nye partikler er ustabile isotoper.

En af de mest spændende historier i kernefysikkens historie var opdagelsen i 1972 af en naturlig atomreaktor i Afrika.

Rutinemålinger af UF₆-prøver fra Oklo-minen i Gabon i Centralafrika viste en afvigelse i mængden af isotopen ²³⁵U sammenlignet med uran fra andre miner. Lavere koncentrationer og tilstedeværelsen af andre isotoper som neodym og ruthenium tydede på, at der havde fundet en kernereaktion sted. Det var gådefuldt, og nogle spekulerede endda i, at disse affaldsprodukter var blevet efterladt af en fremmed civilisation, som havde deponeret det radioaktive affald fra sine rumskibsmotorer dér.

Til sidst fandt man ud af, at naturligt forekommende uran ved geologiske processer var blevet koncentreret i klipperne i så høje koncentrationer, at nukleare kædereaktioner kunne starte af sig selv for omkring to milliarder år siden og blev opretholdt i helt op til 1 million år.

Efter Big Bang for omkring 13,7 milliarder år siden (øverst til venstre på billedet nedenfor) bestod universet af en gas: ren brint og helium uden andre grundstoffer (øverst i midten). Tættere områder af denne gas faldt til sidst sammen under deres egen tyngdekraft og dannede stjerner (i midten til højre). Stjernerne danner grundstoffer (det tungeste er jern for de fleste stjerner) i løbet af millioner til milliarder af år (nederst). Ved slutningen af deres liv spreder stjernerne de dannede grundstoffer ud i rummet gennem planetariske tåger og supernovaer. Grundstoffer, der er tungere end jern, dannes under supernovaerne (i midten til venstre). De frigjorte grundstoffer danner nye stjerner, og processen fortsætter. Dette kredsløb gentog sig et antal gange, før Solen og planeterne blev dannet (øverst til højre). Solsystemet indeholder grundstoffer, der er dannet i tidligere generationer af stjerner. Billedkilde: Behacker & Partner