Hvordan oppstår tunge grunnstoffer?

[Simen1]

Jorden består av en rekke forskjellige grunnstoffer: Jern, silisium, oksygen, gull, tinn, wolfram, uran osv.

 

På ett eller annet tidspunkt mellom "big bang" og nå, må disse stoffene ha oppstått. Spørsmålet er hvilke prosesser som lager slike grunnstoffer?

 

De lettere grunnstoffene er enkle å forklare: Hydrogen fusjoneres sammen til Helium. Helium og hydrogen fusjoneres sammen til Litium, Beryllium, Bor, og Karbon. Men noe særlig lengre enn det blir ikke produsert ved fusjon i stjerne-kjerner fordi isotop-massen når et bunnpunkt rundt karbon, og stiger faktisk etter det. Dvs. at det ikke kan frigjøres energi i en slik fusjon, men faktisk vil det sluke energi. En stjerne som har brent opp alle stoffer frem til karbon vil straks dø/kollapse av mangel på drivstoff.

 

Hvordan kan de tyngre grunnstoffene da bli produsert?

[Zethyr]

Prøv å google etter f.eks. Ylem-teorien.. jeg husker å ha lest om det i en gammel bok; mye interessant lesestoff, som bl.a. omfatter hvordan forskjellige grunnstoffer skapes etter BB

 

edit: hovedsakelig går den vel ut på at det er et "superatom" som eksploderer som fører til BB, eller noe liknende, tror jeg.. skal komme med mer utfyllende svar når jeg har sjekka boka i morra, om du ikke finner noe imens.

Endret 9. oktober 2005 av Zethyr

[Ehrgeiz]

The explosion drives a blast wave into the surrounding space, forming a supernova remnant. One famous example of this process is the remnant of SN 1604, shown at right. Supernova explosions are the main source of all the elements heavier than oxygen, and they are the only source of many important elements. For example, all the calcium in our bones and all the iron in our hemoglobin were synthesized in a supernova explosion, billions of years ago. Supernovae inject these heavy elements into the interstellar medium, thus enriching the molecular clouds that are the sites of stellar formation. This enrichment process is what determined the composition of the Solar System 4.5 billion years ago, and ultimately made possible the chemistry of life on Earth as we know it as per the "Big Bang" theory.

 

Supernovae generate tremendous temperatures, and under the right conditions, the fusion reactions that take place during the peak moments of a supernova can produce some of the heaviest elements like californium.

 

Tatt fra Wikipedia.

[kyrsjo]

Man anntar at etter Big Bang hadde kjølt seg ned en del, så hadde man protoner (hydrogenkjerner) og elektroner. Disse dannet hydrogen, og de første (supermassive, kortlivede) stjernene var rene hydrogenstjerner.

 

Stjerner virker ved å fusjonere hydrogen til helium, helium til karbon, karbon til jern. (Dersom jeg har hoppet over noen så må jeg bare beklage). Tyngre stjerner kommer lenger på denne "ferden" enn lettere.

 

Grunnen til at dette skjer er at stoffer som er lettere enn jern, har mye tyngre protoner/nøytroner, men når de spaltes blir kjernepartikklene lettere => energi etter E=mc².

 

Dersom du ser på kjerner som er tyngre enn jern, har disse noe tyngre kjernepartikkler igjen. Så jern har de letteste partiklene, alt annet har mer energi.

 

Men når stjerner kolapser, presses jernet i kjernen deres så hardt sammen at det faktisk blir nok energi til å danne bly, uran, gull, etc.

 

Men nå lurer jeg på en ting: Jordas kjerne består for det meste av jern blandet med div. radioaktive isotoper som holder varmen oppe. Kan det være at jorda opprinnelig er kjernen til en urgammel stjerne? Eller er det totalt usannsynlig...

[Feynman]

Hvordan kan de tyngre grunnstoffene da bli produsert?

Tror det skjer i supernovaer. Dvs. røde kjemper som imploderer pga. stor masse. Har ikke noen kilder, men jeg er rimelig sikker på at bl.a. gull stammer fra disse.

[Gunfreak]

så ett program om det i går faktisk på svensk tv. da var det om gull og andre skjeldene stoffer. i motseting til andre stoffer jern, carbon som det er mye av. (kommer fra "vanlige" supernova'r

 

men for å lage gull måtte to Røde kjemper kolidere og i mitten blir det ca. 1 TRILION grader(det varmeste som skjer i univærset)

 

og da skjer det noe som gjør at man får gull, og siden dette ikke skjer så ofte, er det grunnen til at stoffet er så skjeldent og verdifullt.

[GolfBag]

Stjerner omdanner hydrogen til helium

 

Røde kjemper omdanner helium til karbon

 

Supernovaer omdanner karbon til bla. jern

 

Store supernovaer lager enda tyngre grunnstoff

Endret 10. oktober 2005 av GolfBag

[Codename_Paragon]

Men nå lurer jeg på en ting: Jordas kjerne består for det meste av jern blandet med div. radioaktive isotoper som holder varmen oppe. Kan det være at jorda opprinnelig er kjernen til en urgammel stjerne? Eller er det totalt usannsynlig...

Materien som samlet seg og dannet solsystemet var delvis rester av døde (resirkulerte) stjerner og endel jomfruelig hydrogen, så om vi tolker det generøst (og det er vi jo her, ikke sant?) så har du rett, omenn kanskje ikke helt slik en kunne tro først.

[kyrsjo]

så ett program om det i går faktisk på svensk tv. da var det om gull og andre skjeldene stoffer. i motseting til andre stoffer jern, carbon som det er mye av. (kommer fra "vanlige" supernova'r

 

men for å lage gull måtte to Røde kjemper kolidere og i mitten blir det ca. 1 TRILION grader(det varmeste som skjer i univærset)

 

og da skjer det noe som gjør at man får gull, og siden dette ikke skjer så ofte, er det grunnen til at stoffet er så skjeldent og verdifullt.

Vel, du behøver ikke ha noen kolisjon. Når en stjerne slipper opp for fissilt materiale, vil den slutte å lyse, og stråligstrykket som holder kjernen "oppblåst" forsvinner. Gravitasjonen overtar da, og stjernen kolapser inn i seg selv. Den potentielle energien som stjernen har i form av høydeenergi går da over til kinetisk energi som videre går over til fartsenergi. Dette medfører at det blir *svært* varm i kjernen - og dersom det er nok fusjonerbart materiale i "et høyere trinn" (H->He->C->Fe om jeg ikke husker feil), settes det i gang en ny reaksjon, og stjernen "blåses opp" igjen (dog ikke like mye). Dersom det er en svært tung stjerne som kollapser (spesiellt siste gangen, når den har brent karbon over til jern), så kan vi få dannet tunge grunnstoffer (med atomnummer som er høyere enn jern sitt). Forøvrig er det vel også sannsynelig at det da er mulig å danne lette grunnstoffer igjen...

[Zethyr]

Den potentielle energien som stjernen har i form av høydeenergi går da over til kinetisk energi som videre går over til fartsenergi.

Potensiell->Kinetisk er jeg med på, men "fartsenergi" er jeg ikke med på.

Det er vel slik at høy fart på atomene = høy temperatur som gjør at kjernen blir svært varm?

[kyrsjo]

Ehm... kinetisk -> termisk energi når de bremses ned. Litt kjapp på avtrekkeren der...

[Simen1]

Vel, du behøver ikke ha noen kolisjon. Når en stjerne slipper opp for fissilt materiale, vil den slutte å lyse, og stråligstrykket som holder kjernen "oppblåst" forsvinner. Gravitasjonen overtar da, og stjernen kolapser inn i seg selv.

Hva er egentlig "strålingstrykk"? Jeg vil tro at trykket i kjernen i stor grad avgjøres av temperaturen i kjernen. Høy temperatur = mye termisk bevegelse = høyt trykk. Når stjernen går tom for fissjonsreaktanter så tenker jeg intuitivt at temperaturen og trykket synker i kjernen.

 

Prosessen med å fusjonere lette kjerner sammen til f.eks jern eller gull vil jo være en ekstremt endoterm reaksjon slik at man skulle tro at temperaturen vil stupe brått. Grunnen til at denne reaksjonen må være endoterm er at massen per nukleon er mye høyere for jern og gull enn det er for de lettere atomkjernene. På grunn av e=mc^2 må store mengder energi tilføres fisjonen for at reaksjonen skal gå. Tilført energi vil si at temperaturen på produktet (f.eks gull) må bli ekstremt mye lavere enn temperaturen på reaktantene (f.eks karbon).

 

Omentrent som halon-gass funker mot brann: Hvis brann oppstår så fylles rommet med brannhemmende halon-gass. Hvert sted der temperaturen er over ca 400°C vil halongassen reagere i en endoterm reaksjon og "suge ut" varmeenergien fra området. Omentrent som å kaste vann på alle plasser med over 400°C.

 

Intuisjonen min sier dermed at temperaturen i kjernen på en stjerne aldri vil heve seg så høyt at fusjon til tunge grunnstoffer vil skje. Hvis temperaturen kommer så høyt så vil den straks falle fordi fissjonen omsetter enorme mengder varmeenergi til masse.

 

Edit: Jeg mente selvfølgelig fusjon. Beklager om det ble forvirrende.

Endret 11. oktober 2005 av Simen1

[Zethyr]

Jeg ser at du gjennomgående skriver "fissjon til tunge grunnstoffer". (med to 's'-er også.) Er det ikke fusjon når man slår sammen to partikler til én større partikkel, og ikke fisjon?

 

Fisjon skjer jo også i stjernene, men der bare spalter man allerede produserte stoffer.

[Snillingen]

Jeg ser at du gjennomgående skriver "fissjon til tunge grunnstoffer". (med to 's'-er også.) Er det ikke fusjon når man slår sammen to partikler til én større partikkel, og ikke fisjon?

 

Fisjon skjer jo også i stjernene, men der bare spalter man allerede produserte stoffer.

Er det ikke fusjon når man slår sammen to partikler til én større partikkel, og ikke fisjon?

stemmer

[Simen1]

Beklager, jeg skrev feil. Jeg har rettet det nå.

[kyrsjo]

Vel, du behøver ikke ha noen kolisjon. Når en stjerne slipper opp for fissilt materiale, vil den slutte å lyse, og stråligstrykket som holder kjernen "oppblåst" forsvinner. Gravitasjonen overtar da, og stjernen kolapser inn i seg selv.

Hva er egentlig "strålingstrykk"? Jeg vil tro at trykket i kjernen i stor grad avgjøres av temperaturen i kjernen. Høy temperatur = mye termisk bevegelse = høyt trykk. Når stjernen går tom for fissjonsreaktanter så tenker jeg intuitivt at temperaturen og trykket synker i kjernen.

 

Prosessen med å fusjonere lette kjerner sammen til f.eks jern eller gull vil jo være en ekstremt endoterm reaksjon slik at man skulle tro at temperaturen vil stupe brått. Grunnen til at denne reaksjonen må være endoterm er at massen per nukleon er mye høyere for jern og gull enn det er for de lettere atomkjernene. På grunn av e=mc^2 må store mengder energi tilføres fisjonen for at reaksjonen skal gå. Tilført energi vil si at temperaturen på produktet (f.eks gull) må bli ekstremt mye lavere enn temperaturen på reaktantene (f.eks karbon).

 

Omentrent som halon-gass funker mot brann: Hvis brann oppstår så fylles rommet med brannhemmende halon-gass. Hvert sted der temperaturen er over ca 400°C vil halongassen reagere i en endoterm reaksjon og "suge ut" varmeenergien fra området. Omentrent som å kaste vann på alle plasser med over 400°C.

 

Intuisjonen min sier dermed at temperaturen i kjernen på en stjerne aldri vil heve seg så høyt at fusjon til tunge grunnstoffer vil skje. Hvis temperaturen kommer så høyt så vil den straks falle fordi fissjonen omsetter enorme mengder varmeenergi til masse.

 

Edit: Jeg mente selvfølgelig fusjon. Beklager om det ble forvirrende.

Strålingstrykk er veldig reelt. Det jeg mente var at trykket fra lyset (dvs. lyspartiklene, fotonene) fungerer som en "vind" som blåser ut i fra stjernens sentrum, og slik holder stjernen oppblåst. Dette skyldes at fotoner også har bevegelsesmengde, på tross at de ikke har noen masse, noe som også står bak den teoretiske muligheten for solseil - bare "litt" mer konsentrert.

 

Gravitasjonen forsøker hele tiden å trekke stjernen sammen, men strålingstrykket blåser den hele tiden opp så den ligger i en stabil fase hvor kraften fra gravitasjonen og kraften fra stråligstrykket oppveier hverandre. Det vil si at stjernen er større når den lyser sterkt, noe som medfører mindre kompresjon, medfører mindre lys, medfører mindre størrelse. Så den vil stabilisere seg eller svinge rundt et midtpunkt.

 

Men når kjernen går tom for brensel (dvs. det synker under ett så lavt nivå at det foregår lite fusjon. Det fungerer faktisk som en slags terskel...), slutter kjernen å sende ut stråling (merk: dette er ikke den samme strålingen som synes fra utsiden av stjernen - den skyldes at de ytterste lagene er varme (men "bare" et par-tusen grader i forhold til de millionene i kjernen) og varme ting sender ut stråling etter en planckkurve (stjerner stråler ca. som svarte legemer)), og dermed er det ikke noe som holder stjernen oppe lenger. Kjernen kolapser derfor lynraskt under sin egen vekt, og resten av stjernen kommer dettende ned like etter.

 

Selv om fusjonen stopper, så har kjernen fremdeles mesteparten av den termiske energien den hadde når den var stor. Men når den kollapser, får den ennå mer termisk energi, og ennå mer når resten av stjernen kommer dettende oppå.

 

Temperaturene her kan oppnå sinnsyke høyder. Dersom den er stor nok, kan den nå anntenne "neste ordens" fusjonerbart materiale, og prosessen kan gjennta seg selv. Dersom den er virkelig stor, og har brukt opp alt karbonet, vil den igjen kolapse, og dersom den er virkelig, virkelig, virkelig stor, vil kjernen bli så varm at varmen i seg selv vil være nok til å blåse bort de ytterste lagene (kalles en supernova. Denne prosessen skjer i alle kolaps-reantenn syklene, men kraftigere hver gang). I kjernen av en supernova er temperaturen så høy at man kan oppnå energi-negativ fusjon, dvs. man kan få grunnstoffer med lette kjernepartikler til å fusjonere til grunnstoffer med tyngre kjernepartikkler, selv om dette koster energi. Ja, det sluker varme. Ja, det er nok av det

 

Merk at lette grunnstoffer har et langt høyere nukleonmassetall enn jern, som ikke har så mye mindre enn f.eks. uran. Slå opp i en fysikktabell. Greier ikke finne den fine grafen akkurat nå... Altså har du et langt større massetap ved å fusjonere ett gram hydrogen enn vektøkning ved å fisjonere et gramm jern til uran. Masse er energ ved E=mc², så...

 

Når får du ikke dannet så *mye* uran, gull, etc. Men litt får du Jern, karbon, og helium kan dannes med energigevinst i stjerner.

[Codename_Paragon]

Hva er egentlig "strålingstrykk"? Jeg vil tro at trykket i kjernen i stor grad avgjøres av temperaturen i kjernen. Høy temperatur = mye termisk bevegelse = høyt trykk. Når stjernen går tom for fissjonsreaktanter så tenker jeg intuitivt at temperaturen og trykket synker i kjernen.

Strålingstrykket holder atomene i stjernens sentrum på avstand, synker strålingstrykket vil avstanden synke til trykket fra eksklusjonsprinsippet forhindrer kollaps. Når trykket så overstiger det, faller stjernen sammen.

Prosessen med å fusjonere lette kjerner sammen til f.eks jern eller gull vil jo være en ekstremt endoterm reaksjon slik at man skulle tro at temperaturen vil stupe brått. Grunnen til at denne reaksjonen må være endoterm er at massen per nukleon er mye høyere for jern og gull enn det er for de lettere atomkjernene. På grunn av e=mc^2 må store mengder energi tilføres fisjonen for at reaksjonen skal gå. Tilført energi vil si at temperaturen på produktet (f.eks gull) må bli ekstremt mye lavere enn temperaturen på reaktantene (f.eks karbon).

Fusjon fra hydrogen opp til jern er eksoterm, fisjon fra tynge elementer ned til jern er også eksoterm. En snakker derfor om jerntoppen. Fusjon til elementer tyngre enn jern er derfor ganske riktig endotermisk, omenn ikke så ekstremt som den eksotermiske energidifferansen mellom hydrogen og helium.