Rent ut sagt: utan stjärnor skulle vi helt enkelt inte finnas. Det skulle förmodligen inte finnas något liv alls. Men varför är stjärnor så viktiga?

Det mest uppenbara svaret är naturligtvis energi. Stjärnorna producerar den energi som livet behöver genom fusion. Om det aldrig hade bildats några stjärnor i universum skulle det råda evigt mörker och ofattbart låga temperaturer, nära -273˚C. Vår sol avger miljarder watt och bidrar till att värma upp planeten jorden, så att den får precis rätt temperatur för flytande vatten och därmed för liv.

Men kanske ännu viktigare är att stjärnorna skapar många av de grundämnen som livet behöver. De flesta viktiga molekylerna i våra kroppar är uppbyggda av kol. Vi behöver också syre i vatten, kalcium i skelettet, järn i blodet och mycket mer. Alla dessa grundämnen bildas inuti stjärnorna. När stjärnorna dör släpps dessa grundämnen ut i rymden, där de kan bli till nästan allt vi känner till på jorden. Vi är alla bokstavligen gjorda av stjärnor!

Under större delen av sitt liv förbränner stjärnorna väte och slår samman vätekärnor till heliumkärnor. Det kan ske på två olika sätt. Det första kallas pp-kedjan, det andra kallas CNO-cykeln.

Stjärnor som förbränner väte kallas huvudseriestjärnor, som vi lärde oss om i det föregående kapitel. Vår sol är en huvudseriestjärna, där det mesta av energin, omkring 98,5 %, bildas via pp-kedjan och de övriga 1,5 % via CNO-cykeln. Det är typiskt för en stjärna med solens massa. pp-kedjan är den dominerande kärnprocessen för huvudseriestjärnor med massor upp till ungefär en och en halv gånger vår sols massa. Vid högre massor dominerar CNO-cykeln. Solen har nu förbränt ungefär hälften av vätet i sitt centrum och är omkring 4,5 miljarder år gammal.

pp-kedjan börjar alltid med två vätekärnor och producerar helium-4. Vätekärnor (som skulle bilda en väteatom om de åtföljdes av en elektron) är i praktiken bara enskilda protoner, p. De två protonerna slås alltså samman och bildar deuterium, varvid en positron och en neutrino sänds ut när den ena protonen omvandlas till en neutron. Det bildade deuteriumet slås sedan samman med ytterligare en proton och bildar en isotop av helium, helium-3, varvid också en foton sänds ut.

Detta pågår i hela stjärnan, så det finns ett relativt stort antal helium-3-kärnor tillgängliga. Härifrån finns det faktiskt tre olika sätt att bilda helium-4. ppI-kedjan producerar 86 % av solens energi. I denna process slås två helium-3-kärnor samman och bildar helium-4, och de överblivna protonerna frigörs för att så småningom ingå i en ny pp-kedjereaktion.

ppII-kedjan producerar omkring 14 % av solens energi. I denna process förenas en av helium-3-kärnorna med en redan befintlig helium-4-kärna och bildar beryllium-7 och en foton. Beryllium-7 är dock instabilt och sönderfaller genom elektroninfångning, dvs. det förenas med en elektron och bildar litium-7, varvid en neutrino sänds ut. Slutligen förenas litium-7 med en proton och bildar två helium-4-kärnor.

Det finns också ppIII-kedjan, som bara står för 0,02 % av solens energi. Här förenas det instabila beryllium-7 med ytterligare en proton och bildar bor-8 och en foton. Bor-8 är mycket instabilt och sönderfaller snabbt till en annan instabil isotop av beryllium, beryllium-8, varvid en positron och en neutrino sänds ut som biprodukter. Beryllium-8 sönderfaller tillbaka till två helium-4-kärnor.

CNO står för ’carbon-nitrogen-oxygen’ (kol-kväve-syre). I CNO-cykeln fungerar dessa grundämnen som katalysatorer för bildningen av helium. Här slås en proton samman med en kol-12-kärna och bildar ett instabilt kväve-13 och en foton. Kväve-13 genomgår betasönderfall till kol-13, varvid en positron och en neutrino sänds ut. Sedan slås kol-13 samman med ytterligare en proton och bildar kväve-14 (och en foton), som i sin tur slås samman med ännu en proton och bildar syre-15 (och en foton). Syre-15 genomgår dock positivt betasönderfall och bildar kväve-15, en positron och en neutrino. Slutligen slås kväve-15 samman med en proton och delar sig sedan omedelbart i en helium-4-kärna och en kol-12-kärna, som sedan kan starta hela cykeln på nytt.

Kärnprocesserna i solen, pp-kedjan och CNO-cykeln, bildar många produkter som vi ännu inte har talat om. Den producerade energin består naturligtvis mest av fotoner, som vi ser som solljus. Men kärnprocesserna producerar också många neutriner.

Fysiker tycker att neutriner är mycket spännande: de är mycket ovanliga partiklar. Neutriner bär mycket energi men växelverkar nästan inte alls med materia. De har ingen elektrisk laddning och en extremt liten, nästan försumbar massa. De kan färdas genom föremål ungefär som solljus genom en ren fönsterruta. Neutriner kan färdas obehindrat från solens centrum till jorden på omkring 8 minuter.

Med hjälp av otroligt avancerad utrustning har forskarna hittat sätt att detektera dessa neutriner i enorma underjordiska laboratorier, långt från strålningen vid markytan. Det ger forskarna en möjlighet att förstå vad som pågår i solens centrum, där dessa partiklar bildas.

Väggen i vattentanken i neutrinodetektorn Super-Kamiokande i Japan är klädd med tusentals fotondetektorer, var och en ungefär lika stor som en badboll. Ibland växelverkar en neutrino från solen med en vattenmolekyl och ger upphov till fotoner som registreras av en eller flera av dessa detektorer. Bildkälla: Kamioka Observatory, ICRR Tokyo

Forskarna förutsade teoretiskt att neutrinon fanns långt innan den detekterades och kunde till och med förutsäga hur många neutriner solen skulle producera varje sekund, och hur många av dessa som skulle kunna detekteras på jorden. Men när ett experiment för att bekräfta detta genomfördes på 1960-talet fanns det en allvarlig avvikelse. I många år trodde forskarna att det var något fel på vår modell av solen, eftersom detektorerna på jorden bara registrerade omkring en tredjedel till hälften av det beräknade antalet neutriner. Denna avvikelse kallades solneutrinoproblemet.

För att förstå lösningen på detta problem måste man veta att det finns tre sorter (eller smaker) av neutriner: elektron-, myon- och tauneutriner. Kärnreaktionerna i solens centrum producerar bara elektronneutriner. Men om man antar att elektronneutriner på något sätt kan omvandlas till myon- eller tauneutriner på vägen från solens centrum till jorden skulle det förklara de saknade neutrinerna.

Fram till 2002 kunde neutrinodetektorerna på jorden bara se elektronneutriner. Myonneutrinerna kunde inte detekteras av något av de tidigare experiment som hade pågått sedan 1960-talet. Först 2002 blev det möjligt att detektera både elektronneutriner och myonneutriner i en ny detektor, Sudbury Neutrino Observatory (SNO) i Kanada. Då bevisades det experimentellt att neutriner kan byta typ, och dessutom löstes solneutrinoproblemet, eftersom summan av antalet detekterade elektronneutriner och antalet detekterade myonneutriner exakt motsvarade förutsägelsen från vår modell av solen.

Detta foto visar den stora behållare som är fylld med tungt vatten i SNO:s underjordiska laboratorium i Kanada. Experimentet gjorde det möjligt att detektera både elektronneutriner och myonneutriner och löste därmed solneutrinoproblemet. Bildkälla: Sudbury Neutrino Observatory.

Mot slutet av en huvudseriestjärnas liv, när den inte längre har något väte att förbränna, upphör vätefusionen. Eftersom kärnan inte längre kan producera tillräckligt med energi för att bära sin egen vikt börjar den falla samman, vilket ökar trycket och temperaturen.

Till slut blir stjärnans kärna tillräckligt het för att börja förbränna helium. Det får det yttre skalet att expandera, men eftersom den producerade energin sprids över en större yta blir stjärnan faktiskt ljussvagare och rödare. Det är därför stjärnor som närmar sig slutet av sina liv kallas röda jättar.

Heliumfusion sker i en kärnprocess som kallas trippel-alfa-reaktionen, och den producerar kol och syre som biprodukter. Kol är avgörande för livet eftersom det kan bilda de komplexa molekyler som livet behöver (DNA, proteiner). Detsamma gäller syre, eftersom livet behöver vattenmolekyler, som innehåller syre (H₂O). Det ser man lätt av att liv är sparsamt eller obefintligt där det inte finns mycket vatten, som i öknar eller på planeten Mars.

Kol bildas vid heliumförbränning genom en unik kärnprocess, den så kallade trippel-alfa-reaktionen. Det är en process i två steg, där först två heliumkärnor (alfapartiklar) möts och bildar beryllium-8 (⁸Be). I det andra steget tas ytterligare en alfapartikel upp i ⁸Be, vilket ger en kol-12-kärna (¹²C). Bindningen mellan de två alfapartiklar som utgör ⁸Be är dock mycket svag, och de faller isär igen extremt snabbt (efter omkring 10^-16 s). Infångningen av en tredje alfapartikel i ⁸Be innan den sönderfaller är bara möjlig eftersom infångningen förstärks av en så kallad resonans i ¹²C, som enormt ökar effektiviteten hos den tredje alfainfångningen.

Denna resonans existens och detaljerade egenskaper förutsades av den brittiske forskaren Fred Hoyle (1915–2001) enbart utifrån resonemanget att kolproduktionen i stjärnorna utan den inte skulle räcka för att liv skulle kunna uppstå. Bara två år efter hans förutsägelse upptäcktes resonansen verkligen i ett laboratorieexperiment. Hur unik trippel-alfa-processen är framgår av att detta tycks vara det enda fall där utfallet av ett laboratorieexperiment förutsades korrekt med motiveringen att vi annars inte skulle finnas.

Sir Fred Hoyle är känd för ett antal teorier och som science fiction-författare. Han ansåg dock att universum befann sig i ett ’stationärt tillstånd’ och expanderade på grund av att ny materia skapades, och inte enligt den allmänt accepterade ”Big Bang”-teorin. Ironiskt nog myntade han uttrycket ”Big Bang” i en av sina artiklar där han kritiserade teorin. Ursprungligen var uttrycket tänkt att håna teorin, men teorins anhängare tyckte att det faktiskt passade mycket bra och behöll det.

Förutsägelsen och den efterföljande upptäckten av Fred Hoyles ¹²C-resonans gav stort stöd åt en annan av hans teorier: hypotesen om stjärnornas nukleosyntes, som säger att alla naturliga grundämnen bildas ur väte inuti stjärnorna.

När heliumet är slut i en stjärnas centrum drar stjärnans kärna åter ihop sig, och temperaturen och tätheten stiger så att kol nu kan förbrännas. Denna mekanism med sammandragning och antändning av ett nytt bränsle varje gång det föregående har tagit slut upprepas och leder till ytterligare förbränningsfaser i följd, där produkterna från den föregående förbränningen är bränslet i de efterföljande faserna. Följande avancerade förbränningsfaser äger rum och producerar allt tyngre grundämnen: kol, syre, neon och kisel. Kiselförbränningen, som främst producerar järn, är den sista förbränningsfasen i en stjärna. Därefter kan kärnförbränning inte längre producera någon energi, eftersom fusion av järn och kärnor som är tyngre än järn inte frigör energi.

Bilden visar kärnan i en massiv stjärna i slutet av kiselförbränningen. Kärnans radie är typiskt ~R_Jorden medan höljets radie är ~5AE. Källa: Richard Pogge, OSU.

Kärnförbränningen i stjärnornas centrum åtföljs av skalförbränning. Skalförbränningsprocesserna liknar de föregående förbränningsfaserna i centrum och sker samtidigt med den avancerade förbränningen i centrum, i sfäriska skal runt centrum, där temperaturen och tätheten inte är lika höga men där det fortfarande finns lättare kärnbränsle. När en stjärnas kärna till exempel fusionerar kol och bildar syre innehåller skalet fortfarande lite överblivet helium. Den energi som den kolfusionerande kärnan producerar värmer upp skalet tills det är tillräckligt hett för att förbränna heliumet. Heliumet fusioneras till kol, som är tungt och faller ner i kärnan, där det ger mer bränsle.

Inte alla stjärnor kan skapa alla de grundämnen som räknas upp ovan. Ju större stjärnan är, desto högre temperatur kan kärnan nå, och desto troligare är det att den kan bilda de tyngre grundämnena. Vår sol är till exempel inte särskilt stor. Just nu fusionerar den väte till helium, och mot slutet av sitt liv kommer den troligen att klara av att fusionera helium och bilda en kolkärna; men det är osannolikt att den når de temperaturer som krävs för att fusionera kol.

För stjärnor med mindre än 8 gånger solens massa kan bara väte- och heliumförbränning äga rum, eftersom stjärnans kärna aldrig når den temperatur och täthet som krävs för att antända ytterligare en förbränningsfas. När heliumförbränningen är över återstår bara de 2 yttre skalen – väte ytterst och helium lite längre in – och stjärnans kärna. Kärnan består av det kol och det syre som bildats i trippel-alfa-reaktionen. Sedan får pulsationer och kraftiga stjärnvindar de yttre lagren att blåsa bort, så att en planetarisk nebulosa bildas och en vit dvärg blir kvar.

I stjärnor med mer än 8 gånger solens massa kan kärnprocesserna fortsätta mycket längre, ända upp till kiselförbränning, så att en järnkärna blir kvar. När den är klar kan stjärnan inte längre bära sin egen vikt, och de yttre skalen faller snabbt in mot stjärnan och studsar sedan tillbaka mot den täta kärnan i en kraftig chockvåg, vilket leder till den karakteristiska explosionen i en supernova av typ II, som lämnar en neutronstjärna efter sig.

Genom dessa vindar och explosioner sprids de nya grundämnen som har bildats i stjärnorna ut i rymden som gas- och stoftmoln. Stjärnorna är alltså som fabriker som producerar grundämnen, vilka är byggmaterial för nya stjärnor, planeter och i slutändan för oss människor.

Genom planetariska nebulosor (till vänster) och supernovor (till höger) sprids de grundämnen som bildats i stjärnorna ut i rymden. Bildkälla: NASA

Det tyngsta grundämne som stjärnorna kan bilda är järn, via fusionsprocesser som bildar det nya grundämnet och frigör energi. För grundämnen som är tyngre än järn är beståndsdelarna däremot mindre benägna att hålla ihop. Om till exempel en positivt laddad proton försökte fusionera med en positiv kärna skulle processen – eftersom de har samma laddning och stöter bort varandra – i själva verket förbruka energi i stället för att producera den. För att nå tillräckligt höga energier för att övervinna dessa repulsiva krafter krävs därför allt högre temperaturer.

Hur bildas då tyngre grundämnen som guld och uran?

Vissa av dessa problem kan undvikas om man ser på neutroner. Neutroner har ingen laddning, så de kan slås samman med en kärna utan att behöva övervinna den elektriska repulsionen. Om kärnor fångar in neutroner kan mer neutronrika kärnor bildas. Om en kärna får för många neutroner omvandlas några av neutronerna till protoner genom betasönderfall. Tyngre grundämnen bildas på detta sätt.

Detta kan dock bara ske under mycket speciella förhållanden. Det finns två processer som tillsammans utgör det som kallas stjärnornas nukleosyntes (bildning av kärnor i stjärnorna).

Den långsamma processen, s-processen: Denna process äger rum under heliumförbränningen i röda jättar. I denna fas finns det gott om neutroner, som fångas in av andra kärnor. Processen är långsam eftersom det bildas relativt få neutroner, och det tar miljontals år innan en nämnvärd mängd tunga grundämnen har bildats. Den bildar grundämnen som zirkonium, som används som ädelstenar eller i katalysatorer. De grundämnen som bildas på detta sätt är oftast stabila, eftersom processen är så långsam att kärnorna hinner sönderfalla till stabilitet innan de fångar in ytterligare en neutron.

Den snabba processen, r-processen: Denna process äger rum under supernovafasen av typ II. Här bildas neutronerna genom att protoner och elektroner slås samman (elektroninfångning på protoner). Den är snabb eftersom det bildas ett stort antal neutroner, och det tar bara sekunder att bilda en betydande mängd tunga grundämnen. Det är så grundämnen som uran och guld bildas. De nya grundämnena bildas mycket snabbare än radioaktivt sönderfall hinner ske, så de grundämnen som bildas på detta sätt är ofta instabila.

Kosmisk strålning från yttre rymden var de första högenergetiska partiklar som någonsin studerades. Några partiklar från den kosmiska strålningen passerar genom din kropp varje sekund, var du än befinner dig. Det är svårt att fastställa den kosmiska strålningens exakta ursprung, eftersom den kommer från alla håll. Mycket av den kommer från vår sol, medan annat troligen har sänts ut av supernovor. Den kosmiska strålning som träffar atmosfärens yttersta lager består främst av snabba, högenergetiska protoner. När de rusar mot jorden kolliderar de med atomer i luften (främst kväve och syre) och bildar nya partiklar som regnar ner över jordytan. De flesta av dessa nya partiklar är instabila isotoper.

En av de mest fascinerande historierna inom kärnfysikens historia är upptäckten 1972 av en naturlig kärnreaktor i Afrika.

Rutinmätningar av UF₆-prover från Oklogruvan i Gabon i Centralafrika visade en avvikelse i mängden av isotopen ²³⁵U jämfört med uran från andra gruvor. Lägre halter och förekomsten av andra isotoper som neodym och rutenium tydde på att en kärnreaktion hade ägt rum. Det var gåtfullt, och vissa spekulerade till och med i att dessa avfallsprodukter hade lämnats av en utomjordisk civilisation som hade dumpat det radioaktiva avfallet från sina rymdskeppsmotorer där.

Till slut fann man att naturligt förekommande uran genom geologiska processer hade koncentrerats i berggrunden till så höga halter att kedjereaktioner kunde starta av sig själva för omkring två miljarder år sedan och pågick i så länge som 1 miljon år.

Efter Big Bang för omkring 13,7 miljarder år sedan (uppe till vänster på bilden nedan) bestod universum av en gas: rent väte och helium utan några andra grundämnen (uppe i mitten). Tätare områden av denna gas föll till slut samman under sin egen gravitation och bildade stjärnor (till höger i mitten). Stjärnorna bildar grundämnen (det tyngsta är järn för de flesta stjärnor) under miljontals till miljarder år (nederst). I slutet av sina liv sprider stjärnorna de bildade grundämnena ut i rymden genom planetariska nebulosor och supernovor. Grundämnen som är tyngre än järn bildas under supernovorna (till vänster i mitten). De frigjorda grundämnena bildar nya stjärnor, och processen fortsätter. Detta kretslopp upprepades ett antal gånger innan solen och planeterna bildades (uppe till höger). Solsystemet innehåller grundämnen som har bildats i tidigare generationer av stjärnor. Bildkälla: Behacker & Partner