Rett ut sagt: uten stjerner ville vi rett og slett ikke eksistert. Det ville sannsynligvis ikke fantes noe liv i det hele tatt. Men hvorfor er stjernene så viktige?

Det mest åpenbare svaret er selvsagt energi. Stjernene produserer energien som er nødvendig for liv, ved kjernefusjon. Hvis det aldri hadde blitt dannet stjerner i universet, ville det vært evig mørke og ufattelig kalde temperaturer, nær -273 ˚C. Sola vår frigjør milliarder av watt med effekt og bidrar til å varme opp planeten jorda, slik at temperaturen blir akkurat passe for flytende vann og dermed for liv.

Men det som kanskje er enda viktigere, er at stjernene skaper mange av de grunnstoffene som er nødvendige for liv. De fleste viktige molekylene i kroppen vår er bygd opp av karbon. Vi trenger også oksygen i vann, kalsium i knoklene, jern i blodet og mye mer. Alle disse grunnstoffene skapes inne i stjernene. Når stjernene dør, slippes disse grunnstoffene ut i rommet og blir til nesten alt vi kjenner på jorda. Vi er alle bokstavelig talt laget av stjerner!

Mesteparten av livet sitt forbrenner stjernene hydrogen og smelter sammen hydrogenkjerner til heliumkjerner. Det finnes to ulike måter å gjøre dette på. Den første kalles pp-kjeden, den andre kalles CNO-syklusen.

Stjerner som forbrenner hydrogen, kalles hovedseriestjerner, som vi lærte om i forrige kapittel. Sola vår er en hovedseriestjerne, der det meste av energien, omkring 98,5 %, produseres via pp-kjeden, og de resterende 1,5 % via CNO-syklusen. Dette er typisk for en stjerne med Solas masse. pp-kjeden er den dominerende kjerneprosessen for hovedseriestjerner med masser opptil omkring halvannen gang Solas masse. Ved høyere masser blir CNO-syklusen dominerende. Sola har nå forbrent omtrent halvparten av hydrogenet i sentrum og er omkring 4,5 milliarder år gammel.

pp-kjeden starter alltid med to hydrogenkjerner og produserer helium-4. Hydrogenkjerner (som ville utgjort et hydrogenatom hvis de hadde hatt med seg et elektron) er i praksis bare enkeltprotoner, p. De to protonene smelter altså sammen og danner deuterium, og det frigjøres et positron og et nøytrino når det ene protonet blir omdannet til et nøytron. Deuteriumet smelter deretter sammen med enda et proton og danner en isotop av helium, helium-3, og det frigjøres også et foton.

Dette skjer i hele stjernen, så det finnes et relativt stort antall helium-3-kjerner. Herfra finnes det faktisk tre ulike måter å produsere helium-4 på. ppI-kjeden produserer 86 % av Solas energi. I denne prosessen smelter to helium-3-kjerner sammen og danner helium-4, og de overskytende protonene frigjøres og kan etter hvert bli en del av en ny pp-kjedereaksjon.

ppII-kjeden produserer omkring 14 % av Solas energi. I denne prosessen slår en av helium-3-kjernene seg sammen med en allerede eksisterende helium-4-kjerne og danner beryllium-7 og et foton. Men beryllium-7 er ustabilt og henfaller ved elektroninnfangning, det vil si at det slår seg sammen med et elektron og danner litium-7, og samtidig frigjøres et nøytrino. Til slutt slår litium-7 seg sammen med et proton og danner to helium-4-kjerner.

Det finnes også ppIII-kjeden, som bare står for 0,02 % av Solas energi. Her slår det ustabile beryllium-7 seg sammen med enda et proton og danner bor-8 og et foton. Bor-8 er svært ustabilt og henfaller raskt til en annen ustabil isotop av beryllium, beryllium-8, med et positron og et nøytrino som biprodukter. Beryllium-8 henfaller tilbake til to helium-4-kjerner.

CNO står for «karbon-nitrogen-oksygen». I CNO-syklusen virker disse grunnstoffene som katalysatorer ved produksjonen av helium. Her smelter et proton sammen med en karbon-12-kjerne og danner et ustabilt nitrogen-13 og et foton. Nitrogen-13 betahenfaller til karbon-13, og det frigjøres et positron og et nøytrino. Deretter smelter karbon-13 sammen med enda et proton og danner nitrogen-14 (og et foton), som i sin tur smelter sammen med enda et proton og danner oksygen-15 (og et foton). Oksygen-15 gjennomgår imidlertid positivt betahenfall og danner nitrogen-15, et positron og et nøytrino. Til slutt smelter nitrogen-15 sammen med et proton og spaltes straks og danner en helium-4-kjerne og en karbon-12-kjerne, som så kan starte hele syklusen på nytt.

Kjerneprosessene som foregår i Sola, pp-kjeden og CNO-syklusen, skaper mange produkter som vi ennå ikke har snakket om. Energien som produseres, er naturligvis hovedsakelig fotoner, som vi ser som sollys. Men kjerneprosessene produserer også mange nøytrinoer.

Fysikerne synes nøytrinoer er svært fascinerende: De er svært uvanlige partikler. Nøytrinoer bærer mye energi, men vekselvirker nesten ikke med materie i det hele tatt. De har ingen elektrisk ladning og en ekstremt liten, nesten neglisjerbar masse. De kan bevege seg gjennom objekter slik sollyset går gjennom en ren glassrute. Nøytrinoer kan bevege seg uhindret fra Solas sentrum til jorda på omkring 8 minutter.

Ved hjelp av utrolig avansert utstyr har forskerne funnet måter å påvise disse nøytrinoene på i enorme underjordiske laboratorier, langt unna all stråling fra overflaten. Dette kan gi forskerne en mulighet til å forstå hva som skjer i Solas sentrum, der disse partiklene dannes.

Veggen i vanntanken til nøytrinodetektoren Super-Kamiokande i Japan er dekket med tusenvis av fotondetektorer, hver omtrent på størrelse med en badeball. Av og til vekselvirker et nøytrino fra Sola med et vannmolekyl og produserer fotoner som registreres av en eller flere av disse detektorene. Bildekilde: Kamioka Observatory, ICRR Tokyo

Forskerne forutsa at nøytrinoet fantes lenge før det ble påvist, og de kunne til og med beregne hvor mange nøytrinoer Sola ville produsere hvert sekund, og hvor mange av dem som ville kunne påvises på jorda. Men da det på 1960-tallet ble gjennomført et eksperiment for å bekrefte dette, viste det seg et alvorlig avvik. I mange år trodde forskerne at det var noe galt med modellen vår av Sola, fordi detektorene på jorda bare registrerte omkring en tredjedel til halvparten av det beregnede antallet nøytrinoer. Dette avviket ble kalt solnøytrinoproblemet.

For å forstå løsningen på dette problemet må man vite at det finnes tre typer (eller smaker) av nøytrinoer: elektron-, myon- og taunøytrinoer. Kjernereaksjonene i Solas sentrum produserer bare elektronnøytrinoer. Men hvis man antar at elektronnøytrinoer på en eller annen måte kan omdannes til myon- eller taunøytrinoer på veien fra Solas sentrum til jorda, ville det forklare de manglende nøytrinoene.

Fram til 2002 kunne nøytrinodetektorene på jorda bare se elektronnøytrinoer. Myonnøytrinoene kunne ikke påvises i noen av de tidligere eksperimentene som hadde pågått siden 1960-tallet. Først i 2002 ble det mulig å påvise både elektronnøytrinoer og myonnøytrinoer i en ny detektor, Sudbury Neutrino Observatory (SNO) i Canada. Det ble da eksperimentelt bevist at nøytrinoer kan skifte type, og dessuten ble solnøytrinoproblemet løst, fordi summen av antallet påviste elektronnøytrinoer og antallet påviste myonnøytrinoer stemte nøyaktig med forutsigelsen fra modellen vår av Sola.

Dette bildet viser den store beholderen som er fylt med tungtvann, i det underjordiske SNO-laboratoriet i Canada. Med dette eksperimentet kunne man påvise både elektronnøytrinoer og myonnøytrinoer, og dermed ble solnøytrinoproblemet løst. Bildekilde: Sudbury Neutrino Observatory.

Mot slutten av livet til en hovedseriestjerne, når den går tom for hydrogen å forbrenne, stanser hydrogenfusjonen. Når stjernens kjerne ikke lenger kan produsere energien som trengs for å bære dens egen vekt, begynner den å falle sammen, og samtidig øker trykket og temperaturen.

Til slutt blir kjernen i stjernen varm nok til å begynne å forbrenne helium. Dette får det ytre skallet til å utvide seg, men siden energien som produseres, blir spredt over et større område, blir stjernen faktisk svakere og rødere. Derfor kalles stjerner som nærmer seg slutten av livet, røde kjemper.

Heliumfusjon skjer i en kjerneprosess som kalles trippel-alfa-reaksjonen, og den produserer karbon og oksygen som biprodukter. Karbon er nødvendig for liv fordi det kan danne de nødvendige komplekse molekylene i livet (DNA, proteiner). Det samme gjelder for oksygen, fordi livet trenger vannmolekyler, som inneholder oksygen (H₂O). Dette ser man lett av at liv er sparsomt eller ikke-eksisterende der det ikke finnes mye vann, som i ørkener eller på planeten Mars.

Karbon dannes ved heliumforbrenning gjennom en helt spesiell kjerneprosess, den såkalte trippel-alfa-reaksjonen. Dette er en prosess i to trinn der to heliumkjerner (alfapartikler) først møtes og danner beryllium-8 (⁸Be). I det andre trinnet tas enda en alfapartikkel opp i ⁸Be, og det dannes en karbon-12-kjerne (¹²C). Men bindingen mellom de to alfapartiklene som utgjør ⁸Be, er svært svak, og de faller fra hverandre igjen ekstremt raskt (etter omkring 10^-16 s). At en tredje alfapartikkel kan fanges inn av ⁸Be før det henfaller, er bare mulig fordi denne innfangningen forsterkes av en såkalt resonans i ¹²C, som øker effektiviteten av den tredje alfainnfangningen enormt.

Eksistensen av denne resonansen og de detaljerte egenskapene dens ble forutsagt av den britiske forskeren Fred Hoyle (1915–2001) bare ut fra betraktningen om at karbonproduksjonen i stjernene uten den ikke ville være tilstrekkelig til at liv kunne oppstå. Bare to år etter forutsigelsen ble resonansen virkelig oppdaget i et laboratorieeksperiment. Hvor enestående trippel-alfa-prosessen er, ser man av at dette ser ut til å være det eneste tilfellet der resultatet av et laboratorieeksperiment ble forutsagt korrekt ut fra at vi ellers ikke ville eksistert.

Sir Fred Hoyle er kjent for en rekke teorier og som science fiction-forfatter. Han mente imidlertid at universet var i en «stasjonær tilstand» og utvidet seg på grunn av dannelsen av ny materie, og ikke slik den allment aksepterte Big Bang-teorien sier. Ironisk nok var det han som fant på begrepet «Big Bang», i en av sine artikler der han kritiserte teorien. Opprinnelig var begrepet ment å latterliggjøre teorien, men tilhengerne av teorien syntes det faktisk passet svært godt og beholdt det.

Forutsigelsen og den påfølgende oppdagelsen av Fred Hoyles ¹²C-resonans ga stor støtte til en annen av teoriene hans: hypotesen om stjernenukleosyntese, som sier at alle de naturlige grunnstoffene dannes av hydrogen inne i stjernene.

Når heliumet er brukt opp i sentrum av en stjerne, trekker stjernens kjerne seg igjen sammen, slik at temperaturen og tettheten øker, og nå kan karbon forbrennes. Denne mekanismen, der kjernen trekker seg sammen og et nytt brensel antennes hver gang det forrige brenselet er brukt opp, gjentar seg og fører til flere påfølgende forbrenningsfaser, der produktene fra den forrige forbrenningen er brenselet for de neste forbrenningsfasene. Følgende avanserte forbrenningsfaser finner sted og produserer stadig tyngre grunnstoffer: karbon, oksygen, neon og silisium. Silisiumforbrenningen, som hovedsakelig produserer jern, er den siste forbrenningsfasen i en stjerne. Deretter kan kjerneforbrenning ikke lenger produsere energi, fordi fusjon av jern og kjerner som er tyngre enn jern, ikke frigjør energi.

Bildet viser kjernen i en massiv stjerne ved slutten av silisiumforbrenningen. Kjernens radius er typisk ~R_Jorda mens hylsterets radius er ~5 AE. Kilde: Richard Pogge, OSU.

Kjerneforbrenningen i sentrum av stjernene ledsages av skallforbrenning. Skallforbrenningsprosessene ligner på de foregående forbrenningsfasene i sentrum og skjer samtidig med den avanserte forbrenningen i sentrum, i kuleformede skall rundt sentrum der temperaturen og tettheten ikke er like høye, men der det fortsatt finnes lettere kjernebrensel. Når kjernen i en stjerne for eksempel smelter sammen karbon til oksygen, inneholder skallet fortsatt noe helium som er igjen. Energien som produseres av den karbonfusjonerende kjernen, varmer opp skallet til det er varmt nok til å forbrenne heliumet. Heliumet smelter sammen til karbon, som er tungt og faller ned i kjernen, der det gir mer brensel.

Ikke alle stjerner kan danne alle grunnstoffene som er nevnt ovenfor. Jo større stjernen er, desto høyere temperatur kan kjernen nå, og desto mer sannsynlig er det at den kan lage de tyngre grunnstoffene. Sola vår er for eksempel ikke spesielt stor. For tiden smelter den sammen hydrogen til helium, og mot slutten av livet vil den sannsynligvis klare å smelte sammen helium og danne en karbonkjerne, men den vil neppe nå temperaturene som trengs for å smelte sammen karbon.

I stjerner med mindre enn 8 ganger Solas masse kan bare hydrogen- og heliumforbrenning finne sted, fordi stjernens kjerne aldri når den temperaturen og tettheten som trengs for å antenne en ny forbrenningsfase. Når heliumforbrenningen er over, er det bare de to ytre skallene igjen – hydrogen ytterst og helium litt lenger inne – og stjernens kjerne. Kjernen består av karbonet og oksygenet som ble produsert i trippel-alfa-reaksjonen. Deretter får pulsasjoner og kraftige stjernevinder de ytre lagene til å blåse bort, slik at det dannes en planetarisk tåke, og en hvit dverg blir igjen.

I stjerner som er mer enn 8 ganger så massive som Sola, kan kjerneprosessene fortsette mye lenger, helt fram til silisiumforbrenningen, og det blir igjen en jernkjerne. Når dette er over, kan stjernen ikke bære sin egen vekt, og de ytre skallene faller raskt inn i stjernen og spretter så tilbake fra den tette kjernen i en kraftig sjokkbølge, som fører til den karakteristiske eksplosjonen i en supernova av type II, som etterlater en nøytronstjerne.

Gjennom disse vindene og eksplosjonene blir de nye grunnstoffene som er dannet i stjernene, spredt ut i rommet som gass- og støvskyer. Stjernene er altså som fabrikker som produserer grunnstoffer som er byggematerialet for nye stjerner, planeter og til syvende og sist for oss mennesker.

Gjennom planetariske tåker (til venstre) og supernovaer (til høyre) spres grunnstoffene som er dannet i stjernene, ut i rommet. Bildekilde: NASA

Det tyngste grunnstoffet stjernene kan danne, er jern, gjennom kjernefusjonsprosesser som produserer det nye grunnstoffet og frigjør energi. For grunnstoffer som er tyngre enn jern, er bestanddelene derimot mindre villige til å holde sammen. Hvis for eksempel et positivt ladet proton prøvde å smelte sammen med en positiv kjerne, ville en slik prosess faktisk forbruke energi i stedet for å produsere den, fordi de har samme ladning og frastøter hverandre. For å nå høye nok energier til å overvinne disse frastøtende kreftene trengs det derfor stadig høyere temperaturer.

Hvordan dannes så tyngre grunnstoffer som gull og uran?

Noen av disse problemene unngås når man ser på nøytroner. Nøytroner har ingen ladning, så de kan smelte sammen med en kjerne uten å måtte overvinne den elektriske frastøtningen. Hvis kjerner fanger inn nøytroner, kan det dannes mer nøytronrike kjerner. Hvis en kjerne får for mange nøytroner, vil noen av nøytronene omdannes til et proton ved betahenfall. Slik produseres tyngre grunnstoffer.

Dette kan imidlertid bare skje under helt bestemte forhold. Det finnes to prosesser som sammen utgjør det som kalles stjernenukleosyntese (dannelse av kjerner i stjernene).

Langsom prosess eller s-prosessen: Denne prosessen foregår under heliumforbrenningen i røde kjemper. I denne fasen finnes det mange nøytroner, som fanges inn av andre kjerner. Prosessen er langsom fordi det produseres relativt få nøytroner, og det tar millioner av år før det er produsert en merkbar mengde tunge grunnstoffer. Slik produseres grunnstoffer som zirkonium, som brukes i smykkesteiner eller i katalysatorer. Grunnstoffene som produseres på denne måten, er vanligvis stabile, fordi prosessen er langsom nok til at kjernene rekker å henfalle til stabilitet før de fanger inn et nytt nøytron.

Rask prosess eller r-prosessen: Denne prosessen foregår under supernovafasen av type II. I dette tilfellet produseres nøytronene ved at protoner og elektroner smelter sammen (elektroninnfangning på protoner). Den er rask fordi det produseres et stort antall nøytroner, og det tar bare sekunder å danne en betydelig mengde tunge grunnstoffer. Slik lages grunnstoffer som uran og gull. De nye grunnstoffene dannes mye raskere enn radioaktivt henfall kan skje, så grunnstoffene som produseres på denne måten, er ofte ustabile.

Kosmisk stråling fra verdensrommet var de første høyenergetiske partiklene som noen gang ble studert. Noen få partikler fra den kosmiske strålingen passerer gjennom kroppen din hvert sekund, uansett hvor du er. Det er vanskelig å finne ut nøyaktig hvor den kosmiske strålingen kommer fra, fordi den kommer fra alle retninger. Mye av den stammer fra Sola vår, mens annen sannsynligvis er sendt ut av supernovaer. Den kosmiske strålingen som treffer det ytre laget av atmosfæren, består hovedsakelig av raske, høyenergetiske protoner. Når de suser mot jorda, kolliderer de med atomer i luften (hovedsakelig nitrogen og oksygen) og danner nye partikler, som regner ned mot jordoverflaten. De fleste av disse nye partiklene er ustabile isotoper.

En av de mest fascinerende historiene i kjernefysikkens historie var oppdagelsen i 1972 av en naturlig kjernereaktor i Afrika.

Rutinemålinger på UF₆-prøver fra Oklo-gruven i Gabon i Sentral-Afrika viste et avvik i mengden av isotopen ²³⁵U sammenlignet med uran fra andre gruver. Lavere konsentrasjoner og forekomsten av andre isotoper, som neodym og ruthenium, tydet på at det hadde funnet sted en kjernereaksjon. Det var gåtefullt, og noen spekulerte til og med i om disse avfallsstoffene var etterlatt av en utenomjordisk sivilisasjon som hadde deponert det radioaktive avfallet fra romskipsmotorene sine der.

Til slutt fant man ut at naturlig forekommende uran var blitt konsentrert i bergartene gjennom geologiske prosesser, til så høye konsentrasjoner at kjernefysiske kjedereaksjoner kunne starte av seg selv for omkring to milliarder år siden og holde seg i gang i så lenge som 1 million år.

Etter Big Bang, for omkring 13,7 milliarder år siden (øverst til venstre i bildet nedenfor), besto universet av en gass: rent hydrogen og helium uten noen andre grunnstoffer (øverst i midten). Tettere områder i denne gassen falt etter hvert sammen under sin egen tyngdekraft og dannet stjerner (i midten til høyre). Stjernene produserer grunnstoffer (for de fleste stjerner er jern det tyngste) i løpet av millioner til milliarder av år (nederst). Ved slutten av livet sprer stjernene de dannede grunnstoffene ut i rommet gjennom planetariske tåker og supernovaer. Grunnstoffer som er tyngre enn jern, produseres i supernovaene (i midten til venstre). De frigjorte grunnstoffene danner nye stjerner, og prosessen fortsetter. Dette kretsløpet skjedde flere ganger før Sola og planetene ble dannet (øverst til høyre). Solsystemet inneholder grunnstoffer som er dannet i tidligere generasjoner av stjerner. Bildekilde: Behacker & Partner