4 2 2 H He e positronen neutrino s → + +

Sterrenkunde
Ruimte en tijd (6)
Om het geheugen op te frissen, even een korte inhoud van het voorafgaande:
Ruim tien miljard jaar geleden werd het heelal geboren uit een enorme explosie van protonen,
neutronen, elektronen en neutrino’s, allen met hun antideeltjes , én fotonen.
De dichtheid op t (tijd) =0 bedroeg ongeveer 10.000 kg per mm3(!) en begon vanaf dat
moment met een onvoorstelbare snelheid uiteen te spatten (de zgn. Big Bang of oerknal).
Al na 1/10 sec, waren de antiprotonen en antineutronen door annihilatie verdwenen en na 1
sec, waren ook de positronen (de antideeltjes van de elektronen) ‘weggeannihileerd’. Op elke
100.000 protonen, neutronen en elektronen was er nog net één van elk overgebleven.
Na 14 sec. werd er uit 2 protonen en 2 neutronen één heliumkern gevormd: het 2e element (na
waterstof) was geboren (zie Vesta 31, Pagina 5)!
Na 3 minuten waren alle vrije neutronen verdwenen en is de samenstelling van het heelal:
protonen, He-kernen, elektronen en (100.000 voudig) fotonen.
Pas na 700.000 jaar gebeurde er weer iets wezenlijks: door de steeds verder gaande uitdijing,
koelde het heelal af van 300 miljard graden tot 3000 K (Kelvin).
Nu konden de elektronen zich met de protonen en de He-kernen verenigen tot atomen. Door
plaatselijke verdichtingen balden deze atomen zich samen tot proto-sterren. Hierbij vielen de
atomen met toenemende snelheid naar het (massa)middelpunt van de ster in wording, waarbij
gravitatie-energie werd omgezet in kinetische energie
Door dit proces steeg de temperatuur weer tot boven de 3000K en vielen de atomen weer uit
elkaar in kernen en elektronen.
tenslotte werd in de kern van de ster de temperatuur zó hoog (10 miljoen graden), dat mede
door de grote dichtheid er een kernfusie kon plaatsvinden, enwel:
1
4
He + 2e + ( positronen) + 2ν (neutrino' s)
4 H→
1
2
Dit proces is in feite ingewikkelder, zie bijlage 1, fig 1.
Aan de bovenstaande (totaal)reactie, hebben wij op Aarde in feite ons bestaan (mede) te
danken. Deze reactie veroorzaakt de enorme energie-uitstraling van de Zon, inmiddels al
gedurende 5 miljard jaar; en de Zon zal dat zeker nog wel eens zo lang volhouden. Wat er
daarna gaat gebeuren, zien we dan wel weer...
Het helium, aanwezig in de Zon (daarnaar ook genoemd: Helios = Zon), is dus voor een deel
reeds enkele minuten na het ontstaan van het heelal gevormd. Maar voor een deel óók pas na
bovenstaande reactie. Tòch zijn er nog maar 2 elementen: waterstof en helium.
Tot dusver waren we gekomen.
Het grote probleem bij de vorming van nieuwe kernen is, dat deze niet stabiel zijn; d.w.z. ze
spatten zeer snel weer uit elkaar, waardoor er alleen nog maar ‘elastische’ botsingen
plaatsvinden tussen protonen en heliumkernen met elkaar of onderling.
13
Een voorbeeld van zo’n instabiele kernvorming:
8
4
8
2 He →
Be vormen:
2 He-kernen kunnen botsen en een
4
Be
2
4
Be is de aanduiding voor het instabiele (isotopische) beryllium. De gemiddelde levensduur
(halveringstijd) is 10-16 seconden! Dat is gewoon onvoorstelbaar: deze tijdsduur is, als
vergeleken met 1 sec, evenveel als 1 sec. vergeleken met 100 miljoen jaar.....
Toch zijner sterren met zóveel massa en dus met zó’n compacte hete kern, -bestaande uit bijna
louter helium- dat vóórdat deze Be-kern uiteenspat, er een botsing plaatsvindt tussen deze
Be–kern met een He–kern.
8
4
12
Be + He →
4
C
2
(ons vertrouwde stabiele koolstof)
6
en zo is dan eindelijk, na erg veel ‘moeite’ een derde element gevormd.
Hieronder volgen enige kernfusies (in enigszins chronologische volgorde), waaruit de vorming
van verschillende nieuwe elementen zal blijken.
12
a)
4
16
6
2
16
22
16
O b) 2 O →
C + He →
8
8
S c)
16
4
20
8
2
12
24
Ne d ) 2 C →
O + He →
10
6
Mg
12
Ook zijn er kernreacties mogelijk, waarbij tevens ‘losse’ protonen en neutronen ontstaan:
12
23
e) 2 C →
6
1
12
22
Mg + n f ) 2 C →
12
0
1
6
11
16
31
p g) 2 O →
Na +
1
8
31
P+
15
p
15
Deze protonen en neutronen kunnen nu op hun beurt weer ingevangen worden door kernen en
vormen zo weer nieuwe elementen of isotopen hiervan:
12
h)
1
13
0
1
14
C i) C + n →
C+ n→
6
13
6
6
0
C
6
Sommige gevormde kernen zijn echter niet stabiel en vallen (net zoals Be) na korte of langere
tijd weer uiteen.
Deze kernen noemen we radioactief (zie bijlage 2). Hierbij kan bijvoorbeeld een neutron
omgezet worden in een proton én een neutron, welke de kern (met grote snelheid) zal verlaten
(een zgn. –straler). Een voorbeeld hiervan:
14
14
C→
6
0
N+
7
e
−1
Oppervlakkig zouden we nu kunnen denken, dat al deze kernreacties tegelijkertijd in dezelfde
ruimte van een ster kunnen plaatsvinden.
De werkelijkheid is echter veel ingewikkelder (zie bijlage 3).
Op bovenbeschreven wijze kunnen door botsingen dus diverse kernen gevormd worden, echter
met een bepaalde grens.
14
Doordat er steeds massaverlies (dus energiewinst) optreedt bij deze kernreacties (exotherm),
kunnen geen grotere kernen gevormd worden dan zoals:
56
Fe
25
208
238
Tóch bestaan deze kernen: denk aan lood
Pb en uraan
U.
Hoe deze elementen gevormd zijn, zullen we de volgende keer bespreken.
Jb. Kuyt.
Bijlage 1: Voor kernreacties gelden drie behoudswetten.
1)
De wet van behoud van baryongetal.
Baryonen zijn ‘zware’ elementairdeeltjes, zoals protonen en neutronen. De som per
deeltje hiervan noemt men het massagetal en staat links boven het symbool,
bijvoorbeeld:
4
He
2)
De He-kern bevat 4 baryonen (2 protonen en 2 neutronen).
De wet van behoud van lading.
De lading van een proton = +1, van een elektron –1 en van een neutron 0. Antideeltjes
hebben een tegengestelde lading t.o.v. hun deeltjes. De lading van een positron (het
antideeltje van een elektron) is dus +1. Deze lading wordt aangegeven door een getal
links onder het symbool:
He
2
3)
De lading is dus +2.
De wet van behoud van het leptongetal.
Elektronen en neutrino’s zijn leptonen. Het leptongetal van een elektron is –1.
Ontstaan nu bij een kernreactie bijv.. 2 positronen, dan moeten daarbij dus ook 2
(anti)neutrino’s ontstaan. Leptonen hebben een tegengesteld leptongetal t.o.v. hun
antideeltje. De totaalreactie:
1
4
4 H→
1
0
He + 2 e + 2ν
2
1
bestaat in feite uit meerdere reacties, die (uiteraard) na elkaar verlopen:
1
2
2 H→
1
0
1
2
3
1
1
1
1
3
4
He dus: 2 He →
D + e dan: H + D →
2
2
0
He + 2 e
2
1
Bijlage 2: Atomen waarvan de kernen een gelijk aantal protonen bevatten, zijn chemisch
identiek en behoren dan ook tot hetzelfde element.
Is het aantal neutronen echter verschillend, dus hebben ze een verschillende massa, dan noemt
men deze atomen (en hun kernen) isotopen van elkaar. Een voorbeeld van atomen die isotopen
van elkaar zijn:
4
3
He en He
2
2
Atomen van eenzelfde element, kunnen dus onderling verschillen in massagetal.
15
Chemisch mag dat géén verschil zijn, fysisch zéker wel! Sommige isotopen zijn stabiel,
anderen weer niet. Niet-stabiele isotopen zijn te verdelen in twee groepen:
De alpha-stralers, welke een alpha-deeltje uitzenden (is een 4He-kern) en de bèta stralers,
welke een bèta-deeltje uitzenden (is een elektron).
226
222
Ra →
Voorbeeld van een alpha-straler:
88
14
86
14
C→
Voorbeeld van een bèta-straler:
6
4
Rn + He
2
0
N+ e
7
1
Bijlage 3: Ontwikkelingen in de ster-kern.
Bij de geboorte gaan zich, in de protoster, grote hoeveelheden waterstof en helium
samenballen (door de zwaartekracht).
Tenslotte worden in het inwendige, temperatuur en druk zó hoog, dat zich uit het waterstof (in
veel grotere hoeveelheden aanwezig) nieuw helium gaat vormen. De hierbij ontwikkelde
energie straalt de ster o.a. uit in de vorm van licht (fase 1).
Dan ontstaat er een evenwichtstoestand, waarbij samentrekking door gravitatie en uitzetting
door warmte-ontwikkeling elkaar opheffen.
Tenslotte resteert in het sterinwendige, alleen nog helium (alle waterstof is ‘opgebrand’),
waardoor de kern weer verder kan ineenstorten. De warmte-ontwikkeling neemt dan zó toe,
dat de waterstof buiten de kern weer helium kan vormen. De ster bestaat nu uit drie schillen
(Fase 2).
De kern blijft krimpen, terwijl het volume van de ‘mantel’ sterk toeneemt (door fusie van
waterstof tot helium: bij de minder zware sterren is de zwaartekracht niet voldoende om dit
tegen te gaan).
De ster blaast zich tenslotte op tot een Rode Reus met een relatief koel oppervlak en een zeer
hete, dichte kern met een stijgende temperatuur.
Het einde komt, wanneer de mantel wordt afgestoten tot een zgn. planetaire nevel. De sterkern
wordt na verloop van tijd een Witte Dwerg en tenslotte een Zwarte Dwerg (niet te verwarren
met een Zwart Gat!).
Deze levensloop geldt dus voor vrij licht sterren, zoals de Zon, die nooit zelf nieuwe
elementen zullen produceren.
Zwaardere sterren (massa 3x of meer dan die van de Zon) volgen een andere levensloop:
Druk en temperatuur in de helium-kern worden hier zó groot, dat koolstof (C) gevormd kan
worden (fase 3).
Hierdoor wordt de helium-concentratie zó klein, dat deze reactie stopt en de schil (‘mantel’)
weer ineenstort (fase 4).
Wéér wordt de temperatuur verhoogd en uit helium en koolstof vormt zich zuurstof en daaruit
weer neon (fase 5).
Tenslotte stoppen ook deze reacties (het helium is nu ècht op) zodat ook deze schil ineenstort
(fase 6).
De temperatuur loop weer op, waardoor uit koolstof, magnesium, natrium etc. gevormd
kunnen worden (fase 7).
16
Het verhaal wordt bijna eentonig....
In deze fase bestaat een dergelijke ster dus uit acht schillen, waarin afwisselend wel en niet
reacties optreden (zie figuur 2).
Dit proces gaat door, totdat de energieontwikkeling leidt tot een moment van fatale
instabiliteit: de buitenlagen kunnen dan exploderen en er ontstaat (mogelijk) een supernova.
17