Frå Utgåve 1-17
Skrive av Jørgen Eriksson Midtbø

Kva vi er laga av

Vi trur vi veit korleis universet vart til, og korleis alle grunnstoffa kunne oppstå. Men veit vi så mykje som vi trur? Svaret finst kanskje i stjernene.

 

Universet er i oss. Vi er laga av stjernestøv.

Vi er universet sin måte å bli klar over seg sjølv.

Carl Sagan, amerikansk astronom og vitskapsformidlar

 

Midt i ei gigantisk sky av gass, i det elles tomme verdsrommet, er det rørsle. Ein milliard milliardar små gassatom fell innover mot sentrum av skya, dei aukar i fart. Skya er enorm. Ljos bruker årevis på å reise frå den eine enden til den andre. Men atoma kjem stadig nærmare kvarandre, tyngdekrafta trekker dei saman. Dei byrjar å dulte i kvarandre, i mikroskopiske, men veldige kollisjonar. Plutseleg byrjar eit intenst ljos å skine frå langt inne i midten av skya. Ljoset er så sterkt at det kan flytte materie, og som ein vind blir dei ytre gasslaga pressa utover, vekk. Når gasståka lettar, kjem ho til syne: ein brennande ball, millionar av kilometer brei, med eit uuthaldeleg skarpt ljos – ei stjerne. 

Universet inneheld ufatteleg mange stjerner: Kvar galakse har hundre milliardar av dei, og universet har ti milliardar galaksar. I 1920 kom den amerikanske astronomen Arthur Eddington fram til ei djuptgripande innsikt om stjerner. Til no hadde ein trudd at sola og dei andre stjernene i universet produserte ljos og varme med ein konvensjonell brenselsprosess, som eit gigantisk bål. Men forskarane fekk det ikkje heilt til å stemme. Då dei prøvde å rekne ut kor mykje brensel som skulle til, og samanlikna med storleiken på sola, så burde ho ha slokna for lengst. Eddington forstod at svaret låg i ein heilt annan og hittil ukjend forbrenningsprosess, nemleg kjernefysisk fusjon. Stjerner får energien sin ved å smelte saman atomkjernar. I den prosessen blir det produsert stadig tyngre grunnstoff, som i sin tur kan fusjonere og skape endå tyngre stoff. Samstundes kunne Eddington forklare endå eit mysterium: korleis alle dei tunge grunnstoffa, som jern, gull og bly, hadde blitt til. 

Kjernefysikk er nøkkelen til å forstå danninga av grunnstoff, byggesteinane som vi og heile den verda vi kjenner, er laga av. Dei lette grunnstoffa er biproduktet av fusjon i stjerner, oska frå forbrenninga. Tyngre grunnstoff, som til dømes bly, let seg ikkje produsere ved fusjon, men blir i staden danna i ein stegvis prosess der atomkjernane vekslar mellom å ta til seg nøytron og sende ut elektron, og slik veks litt og litt. Dei aller tyngste grunnstoffa, derimot, slike tungvektarar som uran og thorium, kan ikkje bli laga ved nokon av desse prosessane. Likevel finst dei på jorda, rett nok i små mengder – i jordskorpa er det om lag like mykje thorium som bly. Dei er nøydde til å ha blitt danna ved ein mykje meir eksotisk og eksplosiv prosess som, trass i mykje forsking, er dårleg forstått. Tidlegare har det vore opplese og vedtatt at denne prosessen, kjend som r-prosessen, går føre seg i den avsluttande livsfasen til tunge stjerner, i det dei går tomme for brensel og kollapsar innover under si eiga vekt i ei gigantisk supernova. Men utviklinga av betre fysikkmodellar dei siste ti åra har sådd tvil om dette, og fysikarane har byrja å sjå seg om etter andre, endå meir eksotiske astronomiske stader der dei aller tyngste grunnstoffa kan oppstå.

 

Frå Big Bang til stjernefødsel

I ei tjukk, tett tåke av ladde, subatomiske partiklar som flyg rundt, går sund og oppstår frå ingenting, der ljos ikkje kjem seg fram i trengsla, men berre sprett snart hit og snart dit, startar den moderne fysikkvitskapen. Når vi tar dei beste fysiske teoriane vi har og speler dei av baklengs, er det så langt vi kjem. Det biletet som teiknar seg, er av eit univers som skrumpar inn til ingenting, som blir så tett og varmt at alt, sjølv atoma og atomkjernane, fell ifrå kvarandre og blir til ei elementær suppe av partiklar og krefter. Det er dette som er kjent som Big Bang-teorien. Og han er ikkje nokon teori i tydinga «berre ein teori», men snarare ei slags naturlov, ålment akseptert mellom fysikarar, slik også Einstein sin generelle relativitetsteori er det.

Atoma kjem stadig nærmare kvarandre, tyngdekrafta trekker dei saman. Dei byrjar å dulte i kvarandre, i mikroskopiske, men veldige kollisjonar. Plutseleg byrjar eit intenst ljos å skine frå langt inne i midten av skya.

Namnet The Big Bang, den store smellen, er nesten ironisk meint. Viss ein prøver å spole endå lenger bakover, blir rommet så tett og energirikt at kvantemekanikk og gravitasjon – tyngdekraft – har smelta i hop til ei felles urkraft, kvantegravitasjon. Big Bang-teorien er ei erkjenning av at eit univers som skrumpar i revers, altså utvidar seg, ein gong må ha vore bitte lite – som eit punkt. Dette punktet, denne singulariteten i tidrommet, er det ingen som veit stort om. Det vi veit, er at det var alt som fanst: heile det kjende universet pakka inn i dette punktet, ikkje noko «utanfor», noka utside. Viss det i det heile tatt var ein smell, så var det ingen plass der lyden kunne breie seg, og ingen til stades for å høyre han. Det som skjedde i The Big Bang, var at sjølve rommet oppstod frå ingenting og byrja å utvide seg. Så enkelt, og så innmari vanskeleg.

Fysikkteoriane våre har blitt så gode at vi kan rekne oss tilbake til berre ein brøkdel av eit milliarddels sekund etter smellen, starten, tidas absolutte nullpunkt. Her er universet framleis svært lite, samanlikna med korleis det er i dag, og det inneheld veldige mengder energi. Men det utvidar seg også raskt, som ein bolledeig på eit varmt badegolv, og dermed blir det betre og betre plass til materien og energien. Dette kan vi kalle bolledeigmodellen: Når ein deig med rosiner hevar seg, så aukar avstanden mellom rosinene – materien, atoma, men rosinene sjølv held på storleiken sin. Det er deigen – sjølve rommet – som veks.

Når materien får betre plass, så går temperaturen i universet ned. Når universet har kjølt seg ned til cirka 4000 grader – ikkje spesielt kaldt etter våre menneskelege standardar – blir dei termiske rørslene rolege nok til at elektrona klarer å feste seg til dei ladde atomkjernane og danne elektrisk nøytrale atom. Som ved eit trylleslag blir universet gjennomskinleg for ljos, sidan ljospartiklane, fotona, ikkje lenger kolliderer med alle dei ladde partiklane og i staden kan bevege seg uforstyrra i rette liner. Universet er på dette tidspunktet fire hundre tusen år gamalt. Dei atoma som flyt rundt no, er berre dei aller lettaste grunnstoffa, hydrogen og helium, som består av høvesvis eitt og to par av elektron og proton. Denne tette, varme hydrogen- og heliumgassen ligg jamt fordelt i det elles tomme universet.

 

Ei stjerne blir fødd

Ettersom tida går, blir det tydeleg at gassen er litt ujamt fordelt. Nokre område er litt tettare enn andre og har difor litt større masse. Tyngdekrafta får desse områda til å byrje å trekke seg saman i klumpar. Igjen blir det tettare og varmare. Men denne gongen er det ikkje heile universet som klumpar seg, berre små delar, skyer av gass. Samantrekninga gjer det trongt om plassen for atoma, og dei byrjar å gnisse mot kvarandre. Etter kvart blir gnissingane så kraftige at ein ny prosess blir mogleg: Atomkjernane byrjar å fusjonere.

Atomkjernen, det som elektrona krinsar rundt, består av to typar partiklar: proton og nøytron. Dei limer seg enormt hardt i hop av den naturkrafta som berre blir kalla den sterke krafta, som elektron ikkje blir påverka av. Du har kanskje biletet av atommodellen frå naturfagbøkene i hovudet, atomkjernen med elektron i bane rundt. I verkelegheita er atomet ikkje så kompakt: Viss atomkjernen hadde vore på storleik med eit eple, så kunne vi målt avstanden til elektrona i kilometer. Til gjengjeld bidreg han med over 99,9 prosent av atomvekta.

Atomkjernar har positiv ladning og støyter seg difor frå kvarandre. Men viss dei kjem så nær kvarandre at dei overvinn fråstøytinga, så kan dei smelte i hop til ein felles, større kjerne. Kombinerer ein to atomkjernar av eit lett grunnstoff på denne måten, så blir dei til eit atom av eit tyngre grunnstoff, bestemt av summen av talet på proton dei har med seg. To hydrogenkjernar som har eitt proton kvar, kan på denne måten omskapast, fusjonere, til helium.

Samantrekninga gjer det trongt om plassen for atoma, og dei byrjar å gnisse mot kvarandre. Etter kvart blir gnissingane så kraftige at ein ny prosess blir mogleg: Atomkjernane byrjar å fusjonere.

I Albert Einstein sin spesielle relativitetsteori frå 1905 er det særleg éi likning som blir hugsa i ålmenta. Ho seier at energi og masse er to sider av same sak, eller meir presist: E er lik m multiplisert med ljosfarten, c, i andre potens – E = mc2. I atomkjernen, der proton og nøytron er hardt bundne av den sterke krafta, er det derfor ikkje berre vekta av protona og nøytrona sjølve som betyr noko for kor mykje atomet veg – atomet sin masse blir òg påverka av energien som er lagra i bindingane mellom partiklane i kjernen. Når to lette atomkjernar fusjonerer, blir energien i proton- og nøytronbindingane endra, og den nye atomkjernen får mindre masse enn summen av massane til dei to delane. Energien som blir til overs, forsvinn vekk i form av stråling. Kjernefysisk fusjon er med andre ord forskjellig frå eit nullsumspel; det er energimessig lønsamt å fusjonere. Prinsippet er det same om ein tar to magnetar nær kvarandre slik at dei festar seg saman. I det dei smell i hop, kjem det ein liten lyd, og viss ein målte temperaturen i kontaktflata mellom dei, så ville ein sjå at den auka litt. Energien som vart frigjord ved å feste magnetane saman, bindingsenergien mellom dei, har blitt omgjord til lydbølger og varme.

I gasskya, der hydrogenatoma blir utsette for stadig høgare trykk og tettleik, er det nettopp dette som skjer. I midten av skya blir trykket stort nok til at protona vinn over den elektriske fråstøytinga, og hydrogen fusjonerer til helium. Den måten å frigjere energi som no er opna, er veldig effektiv: For kvart par av hydrogenkjernar som fusjonerer, blir nesten ein hundredel av massen deira frigjord til strålingsenergi, og med milliardar av milliardar av atomkjernar blir effekten enorm. Strålinga, eller ljoset, som blir produsert i midten av gassklumpen, banar seg veg til overflata og slepp ut i det frie verdsrommet for å bringe bod til fjerne strøk om det som har skjedd: Ei stjerne er fødd.

 

Vi er alle stjernestøv

Slik oppstod dei første stjernene i universet, og med det dei første fusjonsprosessane. Men vegen fram til vår tid er framleis lang. Vi omgir oss med svært mange ulike grunnstoff – det offisielle talet er 118 ulike element som er blitt oppdaga. Hydrogen, med sitt eine proton, er det lettaste, og oganesson, med 118 proton og heile 176 nøytron, er det tyngste. Korleis oppstår dei alle saman? Svaret har fleire delar. Dei lettare grunnstoffa blir danna med fusjon – samansmelting av atomkjernar – på liknande måtar som helium, medan tyngre variantar oppstår på andre måtar, og gjennom andre mekanismar som involverer døyande, eksploderande og kanskje til og med kolliderande stjerner.

Produksjonen av dei lettare grunnstoffa – frå helium til og med jern, som har 26 proton – tar den brennande stjerna seg av. Når ho har halde på og brent hydrogen ei stund, byrjar helium å hope seg opp i midten av stjerna. På grunn av den høge temperaturen er materien i stjerna no i ei form som minner om gass eller væske. Sidan helium er tyngre enn hydrogen, så får tyngdekrafta heliumet til å ligge som ein klump i midten av stjerna, lik ei gryte fylt med ei blanding av olje og vatn som skil seg, der vatnet legg seg nedst og olja på toppen. Ettersom stadig meir helium blir danna og søkk inn til midten av stjerna, aukar trykket, og heliumet blir pressa tettare saman. Når heliumklumpen blir stor nok, blir nye fusjonsprosessar moglege, og helium smeltar saman til endå tyngre grunnstoff. Når tre heliumatom går saman, blir dei til karbon, ein viktig del av grunnlaget for at menneska kan eksistere.

 

Jerntoppen

Når tilstrekkeleg mykje karbon er blitt laga, vil det danne endå ein ny klump – innanfor heliumet. Dermed opnar nok ein fusjonskanal seg opp, og endå tyngre stoff blir danna. Slik gjentar mønsteret seg igjen og igjen, heilt til sluttproduktet av fusjonen er jern, grunnstoff nummer 26. Jernet vil nok ein gong flyte inn til midten av stjerna, men uansett kor tett og tungt det blir, så vil det ikkje byrje å fusjonere. Det kjem av ein kjernefysisk kuriositet som har å gjere med den tidlegare nemnde bindingsenergien, energien som er lagra i bindingane mellom protona og nøytrona i atomkjernen. Det er nemleg slik at av alle atomkjernar i verda så er jern den hardast bundne. Dermed er det ikkje noko energi å tene på å fusjonere jern til tyngre grunnstoff – tvert imot kostar det energi. I kjernefysikken er dette kjent som jerntoppen – den maksimale bindingsenergien for nokon atomkjerne – og han markerer endestasjonen for naturlege fusjonsprosessar i universet. 

Jern er likevel langt frå det tyngste grunnstoffet vi finn naturleg på jorda. Gull er grunnstoff nummer 79. For ikkje å nemne uran, som med sine 92 proton er mellom dei aller tyngste grunnstoffa vi kjenner til, og som definitivt finst naturleg på jorda, dagleg i bruk som brensel i kjernereaktorar verda over. Desse grunnstoffa må ha blitt laga på ein eller annan måte – men korleis?

 

Frå nøytralt til negativt

Heilt sidan den russiske kjemikaren Dmitrij Mendelejev fann opp det periodiske systemet i 1869, og med det forklarte korleis dei kjemiske eigenskapane til ulike grunnstoff passar i hop på ein gjentakande, periodisk måte, har vi blitt vande med å klassifisere grunnstoff etter protontalet deira. Det er nemleg talet på proton som betyr noko for dei kjemiske eigenskapane til eit stoff. Men i kjernefysikk er talet på nøytron like viktig. Eit grunnstoff, eller ein atomkjerne, med same protontal kan faktisk ha fleire ulike nøytrontal. Atomkjernar som skil seg berre ved talet på nøytron, blir kalla isotopar. Jern, til dømes, har 26 proton, men kan ha alt frå 19 til 48 nøytron. Vanlegvis er det slik at berre eit fåtal av isotopane er stabile – i jern gjeld det utgåvene med 28, 30, 31 og 32 nøytron – medan dei andre er radioaktive og kan finne på å spontant falle sund til andre element. For at ein atomkjerne skal vere stabil, er det tilhøvet mellom proton og nøytron som er nøkkelen. Som ein tommelfingerregel bør det vere litt fleire nøytron enn proton, sidan protona er elektrisk ladde og difor støyter seg frå kvarandre. For mange proton tett saman gjer kjernen ustabil.

Ein ustabil atomkjerne kan plutseleg finne på å endre seg. Veldig tunge atomkjernar, som uran, kan fisjonere, spalte seg opp til to eller fleire lettare kjernar.

Ein ustabil atomkjerne kan plutseleg finne på å endre seg. Veldig tunge atomkjernar, som uran, kan fisjonere, spalte seg opp til to eller fleire lettare kjernar. For lette kjernar er ikkje fisjon mogleg, men dei kan likevel endre seg ved å sleppe ut eit elektron – dei små, negativt ladde partiklane som vanlegvis sirklar i bane rundt kjernen. Når elektron blir sende ut frå atomkjernar på denne måten, blir dei omtalte som betastråling, og vi kallar prosessen for beta-sundfall. Det som gjer beta-sundfall så oppsiktsvekkande, er at atomkjernen ikkje består av elektron! Faktisk så inneheld han ikkje elektrisk negative partiklar i det heile, berre positive proton og nøytrale nøytron. Så kvar kjem elektronet frå? Svaret er at eit av nøytrona forvandlar seg til eit proton og eit elektron, og dessutan ein usynleg liten partikkel som heiter nøytrino (frå italiensk «den vesle nøytrale»). Det er nemleg inga lov i fysikken som seier at nøytrale partiklar ikkje kan forvandle seg til ladde partiklar, så lenge summen av ladningane forblir den same – i dette tilfellet eit positivt proton og eit negativt elektron som samanlagt blir null og nøytralt.

Når ein atomkjerne går gjennom beta-sundfall, endrar han karakter fullstendig. Elektronet som blir sendt ut, forsvinn, men vi står att med ein atomkjerne som har mista eit nøytron og fått eit ekstra proton. Også den motsette prosessen er mogleg, der eit proton endrar seg til eit nøytron og eit anti-elektron, elektronet sin positive tvilling. Eit døme på ein beta-ustabil kjerne er isotopen av jern med 26 proton og 34 nøytron. Når han fell sund ved å gjere om eit nøytron, så får han 27 proton og 33 nøytron, og blir dermed til ein isotop av grunnstoffet kobolt i staden.

 

Stjerner er ekte alkymistar

Det er òg mogleg for ein atomkjerne å plukke opp eit ekstra nøytron frå omgjevnadane, og dermed skifte isotop. Heldigvis, får vi nesten seie, for det er den essensielle føresetnaden for den kjernefysiske prosessen som skapar nokre av dei grunnstoffa som gjer at menneska kan eksistere. Til dømes molybden, som hjelper bakteriar med å gjere om nitrogen frå lufta til byggesteinar i DNA. Denne kjernefysiske prosessen er eit stort og aktivt forskingsfelt, og han har sitt eige namn: den sakte nøytroninnfangingsprosessen, eller s-prosessen.

Når ei stjerne har kome så langt at ho har nådd jerntoppen, og fusjonen ikkje kjem lenger, er det s-prosessen som tar over. I gamle og tunge stjerner ligg grunnstoffa lagvis, som skal utanpå kvarandre, og fusjonerer. Inst ligg jernet, inaktivt. Men innsida av stjerna er eit varmt, kaotisk miljø, og plutseleg kan ei boble av flytande jern finne på å bane seg veg oppover i laga, som ei luftboble i kokande vatn. I eit skal lenger ute, der lettare grunnstoff framleis fusjonerer aktivt, treffer bobla på ein straum av heilt ferske nøytron, avfallsstoff frå fusjonsreaksjonen.

Så skjer det magiske. Ein atomkjerne av jern fangar eit nøytron og blir til ein tyngre jernisotop. Når det har skjedd eit par gonger, blir det for stor overvekt av nøytron i forhold til proton, og atomkjernen blir beta-ustabil. For å gjenopprette balansen går eit av nøytrona over til å bli til eit proton. Atomkjernen blir stabil igjen, og jernet blir til kobolt, eit anna grunnstoff. Kobolt-kjernen held fram med å fange nøytron til han igjen blir ustabil, og beta-prosessen gjer han om til nikkel – og så bortetter til nye grunnstoff. S-prosessen kan lage grunnstoff så tunge som bly, med 82 proton og 128 nøytron. Og skal vi tru modellane for den sakte prosessen, så lever han opp til namnet sitt: Det kan ta hundretusenvis av år for ei stjerne å gjere om jern til tyngre grunnstoff gjennom s-prosessen. Faktisk er det mogleg at han er så treg at det berre skjer éin innfangingsreaksjon – på ein einaste atomkjerne – kvart år! Heldigvis er det mykje tid og mange stjerner.

 

Stjernedød og tunge mysterium

På same måte som fusjon blir stoppa av jerntoppen og treng avløysing frå s-prosessen, så er det heller ikkje alle tunge grunnstoff s-prosessen klarer å lage. Veldig tunge grunnstoff har det nemleg med å vere svært ustabile. Og dei er ikkje heilt systematiske i sin ustabilitet. Viss ein tar bly, det tyngste stabile stoffet vi kjenner, og fyller på med fleire proton og nøytron, så kjem ein til ei gruppe stoff – bismut, polonium og astat, for å nemne nokre – som er veldig ustabile. Når dei blir til, er sjansen stor for at dei veldig raskt fisjonerer tilbake til eit lettare, stabilt stoff. Men viss ein berre klarer å legge til nok proton og nøytron, så kjem ein seg forbi desse ustabile kjernane og til ei ny gruppe kjernar. Kjernane i denne gruppa har mykje lengre levetid – tusenvis eller til og med milliardar av år – så lenge at dei blir oppfatta som stabile, sjølv om dei teknisk sett ikkje er det. Desse kjernane, som inkluderer thorium, uran og plutonium, kan ikkje s-prosessen forklare. Sidan s-prosessen går så sakte, er han avhengig av at dei stoffa han lagar, er stabile, eller i alle fall har lang levetid. Viss han prøver å bygge vidare på ein atomkjerne av bly, så blir det som eit stigespel som er rigga til tap, der han klatrar oppover i nøytrontal berre for å falle ned att til ein lettare kjerne kvar gong.

Dei siste ti åra har utviklinga av meir sofistikerte modellar for supernovaer sådd tvil om denne teorien. Svære data-simuleringar av supernovaer tyder på at dei ikkje produserer så store mengder nøytron som ein har trudd.

Vi treng ein prosess som er så rask at han kan presse seg forbi denne tendensen til å falle tilbake til stabilitet, som om ein i stigespelet kastar doble seksarar og skundar seg forbi heile området av rutsjebaner. Ein slik prosess vil trenge enorme mengder frie nøytron, som kan bombardere atomkjernane så kraftig at dei ikkje rekk å summe seg og falle tilbake før dei har blitt tunge nok til at dei er trygge. Ein slik prosess har lenge vore teoretisert, og han går under namnet r-prosessen, den raske nøytroninnfangingsprosessen. Igjen er kjernefysikken ganske grei: Ein atomkjerne fangar ein heil drøss med nøytron og får ein svært stor ubalanse i proton- og nøytrontala sine. Det gjer han svært beta-ustabil, og han byrjar å forvandle det eine nøytronet etter det andre til proton for å gjenvinne balansen. Når det heile er over, sit vi att med ein kjerne som har auka både proton- og nøytrontalet sitt drastisk. På denne måten kan vi forklare korleis dei aller tyngste stabile atomkjernane blir produserte naturleg i universet.

Ein har lenge trudd at r-prosessen skjer i det ei stjerne døyr, når fusjonsbrenselet er brukt opp og dei veldige tyngdekreftene får stjerna til å kollapse inn i seg sjølv, og utløyser ein av universets kraftigaste eksplosjonar, som skin sterkare enn ein heil galakse. Ei supernova. Så sikre har fysikarane vore på at supernovaer er heimen til r-prosessen, at det blir presentert som faktum på astronominettstader og i lærebøker. Men dei siste ti åra har utviklinga av meir sofistikerte modellar for supernovaer sådd tvil om denne teorien. Svære datasimuleringar av supernovaer tyder på at dei ikkje produserer så store mengder nøytron som ein har trudd, og definitivt ikkje nok til å presse dei svært tunge og ustabile atomkjernane forbi tendensen til å falle frå kvarandre og over til stabilitet.

 

Verdas tyngste ballspel

Men løysinga på gåta kan likevel vise seg å vere nær knytt til supernovaer. Ein av dei heitaste teoriane for r-prosessen er no at han skjer i kollisjonar mellom svært eksotiske objekt kjende som nøytronstjerner. Nøytronstjerner er blant dei mest kompakte lekamane i universet, og oppstår frå oska etter ei supernova. Når ei tung stjerne har fylt seg opp med jern, og fusjonsforbrenninga stoggar, så tar tyngdekreftene over. På ein augneblink endrar alt seg: Frå ein tilstand av stabil kjernefysisk forbrenning byrjar veldige mengder materie å velte innover; stjerna kollapsar og krympar. Verst går det ut over jernet i midten, som blir pressa i hop av den enorme vekta av stjerna. Jernatoma taklar ikkje presset, og så skjer det som berre er mogleg i kvantemekanikken si forunderlege verd: Elektrona, som går i bane rundt atomkjernen, blir pressa innover. Ettersom dei kjem nærmare kjernen, opnar ei fluktrute seg: Protona og elektrona kan gå gjennom beta-sundfall i revers. Ved å smelte i hop kan dei saman bli til eit nøytron, og dermed frigjere plass. Medan stjerna trekker seg saman, smeltar fleire og fleire elektron inn i protona, heilt til heile stjernesentrumet består av ein einaste stor, varm klump med nøytron. Denne ballen av nøytron, som kan bli 20 kilometer i diameter, har ein så enorm tettleik at om vi hadde hatt ein sukkerbit med nøytronstjerne, hadde han vege hundre milliardar kilo.

Når nesten alle elektrona er blitt pressa inn i nøytronstjerna, er det heilt slutt på plassen. Skulle vi ha pakka dei tettare, måtte det ha vore liknande forhold som under The Big Bang. Dei ytre laga av stjerna, som framleis fell mot midten med ein fart på tusenvis av kilometer i sekundet, møter plutseleg ein vegg av nøytron som ikkje lèt seg rikke. Kollisjonen mot denne veggen lagar ei veldig sjokkbølge som breier seg tilbake, utover i stjerna. Sjokkbølga er så kraftig at ho tenner fusjonen i dei ytre stjernelaga, og plutseleg eksploderer heile stjerna i ei supernova, den største nyttårsraketten i universet. Det einaste som blir att, er den kompakte ballen av nøytron – ei nøytronstjerne.

Teoriane for r-prosessen involverer kollisjonar mellom to nøytronstjerner. I ein slik kollisjon vil dei få atomkjernane som finst att mellom nøytronmaterien, møte eit så ekstremt bombardement av nøytron at mest kva som helst kan bli danna. Sjølv dei aller mest eksotiske isotopane, som har så stor ubalanse mellom proton og nøytron at dei fell sund nesten med det same. Men kor sannsynleg er det eigentleg at to slike astronomiske monster møtest? Verdsrommet er trass alt veldig svært, og det består for det meste av tomt rom. Men med utviklinga av betre teleskop har astronomane oppdaga fleire og fleire stjerner som går i bane rundt kvarandre, såkalla binære stjernesystem. Dei trur no at meir enn halvparten av alle stjerner er del av slike binære system. Viss begge stjernene i eit slikt system går av som supernovaer, kan resultatet bli eit system av to nøytronstjerner som går i bane rundt kvarandre. Ettersom tida går, vil stjernene komme nærmare og nærmare, og til slutt kollidere.

Modellen for r-prosess i kolliderande nøytronstjerner er lovande på papiret. Men ingen har nokosinne sett ein slik kollisjon. Sidan nøytronstjerner ikkje lyser spesielt sterkt, er dei umoglege å sjå i eit vanleg teleskop. For å teste teorien treng ein i staden andre måtar å observere verdsrommet på. Ein slik måte er å sjå etter gravitasjonsbølger, krusningar i sjølve tyngdekrafta, som kan oppstå når svært tunge objekt kolliderer med kvarandre. Slike bølger varsla Einstein oss om for over hundre år sidan, men vi har mangla teknologien for å sjå etter dei. I februar i fjor annonserte endeleg ei gruppe fysikarar ved prosjektet LIGO, eit amerikansk gravitasjonsteleskop, at dei hadde gjort verdas første observasjon av gravitasjonsbølger. Bølgene kom frå to svarte hol som kolliderte, over ein milliard ljosår unna jorda. Det blir sett på av mange astronomar som starten på ein ny æra, der det for første gong blir mogleg å «sjå» fjerne astronomiske objekt, sjølv om dei ikkje sender frå seg ljos. Svarte hol er dei tyngste og fremste døma på slike objekt, og dei er enklast for LIGO å oppdage, men fysikarane reknar med at dei i løpet av få år vil vere i stand til å sjå signal også frå nøytronstjernekollisjonar, dersom dei finst. Det vil gi oss verdifull kunnskap om korleis og kor hyppige dei er – og bidra til anten ei styrking eller ei utelukking av teorien om r-prosessen.

Vitskap handlar om å formulere hypotesar og sjekke hypotesane mot røynda. Uansett kor god ein teori ser ut på papiret, må han skrotast viss eksperimenta viser at han ikkje stemmer. Uavhengig av kva svaret på gåta om dei tunge grunnstoffa viser seg å vere, så vil dei neste åra bli svært spennande for astrofysikken – og gi oss nye bitar i det store puslespelet om korleis universet vårt vart til.

 

Fakta om kjernefysikk:

Atom: Partiklane som utgjer all materien vi kan sjå i universet, inkludert alt vi er laga av. Består av negativt ladde elektron i bane rundt ein positivt ladd atomkjerne.

Atomkjerne: Ein svært tett klump beståande av to typar partiklar: positivt ladde proton og nøytrale nøytron.

Grunnstoff: Nemning for atom med eit visst tal på proton. Døme: Hydrogen (1 proton), bly (82 proton) og uran (92 proton).

Isotop: Nemning for å skilje atom eller atomkjernar med same tal på proton, men ulike tal på nøytron.

Beta-sundfall: Ein prosess der ustabile atomkjernar gjer seg meir stabile ved å omskape eit proton til eit nøytron eller omvendt. I prosessen sender kjernen frå seg eit elektron eller antielektron.

Nøytroninnfanging: Prosessen der ein atomkjerne plukkar opp eit ekstra nøytron. Atomkjernen forblir det same grunnstoffet, men endrar isotop.

Masse: Ein fundamental eigenskap ved materie. Jo meir masse eit objekt har, jo sterkare verkar tyngdekrafta på det.

Gravitasjon (tyngdekraft): Krafta som trekker oss mot bakken. Meir generelt i universet er det ei kraft som verkar tiltrekkande mellom alle objekt med masse, til dømes atom.

Den sterke krafta: Ei anna fundamental naturkraft. Verkar berre på proton og nøytron, ikkje elektron. Held atomkjernen hardt samanbunden.

 

Tyinvegen 27, 2900 Fagernes
knut@synogsegn.no
907 68 797