Hur kan man veta vilka grundämnen som bildas efter att en stjärnas väte tar slut eller att den exploderar?

Jag undrar om hur kan man veta vilka grundämnen som bildas efter att en stjärnas väte tar slut eller att den exploderar?

Frågan ställdes 2023-02-21 av Albatoul, 18 år.

Det är den mer än hundra år gamla kärnfysiken som gör att vi förstår vilka processer som sker längst inne i stjärnorna där temperaturen är många miljoner grader. Vi kan på jorden göra experiment och se vad som händer vid väldigt höga temperaturer. Där och i stjärnornas centra krockar atomerna så häftigt att elektronerna ”lossnar” och atomkärnorna krockar och kommer så nära varandra att de ibland binds till varandra i en process som kallas kärnfusion. Den första processen är att fyra väteatomkärnor, protoner, stegvis slår sig ihop, omvandlas och bildar en heliumkärna. Dessa processer ger nästan all kärnenergi som stjärnan kommer att få under sin ”livstid”. I nästa steg måste temperaturen stiga till ungefär 100 miljoner grader. Då kan tre heliumkärnor bilda en kolatomkärna och kanske en syrekärna om en fjärde tränger sig på. Sedan kan i väldigt massiva (=”tunga”) stjärnor tyngre grundämnen (ända upp till järn och nickel) bildas genom sammanslagning av de lättare.

Som biprodukter bildas även små mängder av ännu tyngre grundämnen, ända upp till bly och uran. I stjärnor som har mer än 10 gånger solens massa får processen ett katastrofalt slut när den innersta kärnan kollapsar och kastar ut stjärnans ytterhölje i en spektakulär explosion. I själva supernovaexplosionen byggs också en del tunga atomkärnor upp.

Ibland händer det också att ”döda” rester av stjärnor i dubbelstjärnesystem smälter samman i andra typer av supernovaexplosioner som också bildar nya grundämnen.

Frågan besvarades av Bengt Edvardsson, universitetslektor vid avdelningen astronomi och rymdfysik, institutionen för fysik och astronomi.