Download jubilæumsskrift - Danmarks Fysik- og Kemilærerforening

kbhsj.fysikkemi.gc.data.dk

Download jubilæumsskrift - Danmarks Fysik- og Kemilærerforening

Fra de første

atomer til alting!

Omkring 3 minutter efter Big Bang var temperaturen faldet

så meget at de letteste atomkerner kunne dannes. Det var

først og fremmest atomkerner af hydrogen, helium samt

en smule lithium der blev dannet. Ud af det oprindelige

hydrogen og helium blev den første generation af stjerner i

universet dannet.

Skabelsen af de første atomkerner:

Neutronen henfalder til en proton (H-atomkerne), en

elektron og en antineutrino

En hydrogenkerne og en neutron danner en deuteriumkerne

(tung hydrogen) og samtidig udsendes et

gammakvant

Grundstoffer med fl ere end 3 protoner i atomkernen er dannet

ved reaktioner mellem atomkerner i stjernernes indre.

Energien i stjernerne stammer fra atomkerneprocesser i

stjernernes indre, hvor noget af massen omdannes til energi!

I 1905 fandt Einstein en sammenhæng mellem energi

og masse.

E = m x c2 Energien = massen x lysets fart kvareret

Energien stammer fra omdannelsen af hydrogen til

helium. Dette kan ske på to forskellige måder. Hvilken

af processerne der forløber afhænger af stjernernes

masse.

Lette stjerner (M* < 1,5 gange solens masse) benytter pp-reaktionen,

hvor hydrogenkerner smelter sammen til heliumkerner:

8 NIELS BOHR · ATOMMODELLEN 100 ÅR

AF ANJA C. ANDERSEN

Stjerner med en masse der er mindre end 1,5 gange solens

masse benytter pp-processen, hvor hydrogenkerner smelter

sammen til heliumkerner. I stjerner med masser der er omkring

1,5 gange solens masse benyttes CNO-processen.

Tunge stjerner (M* > 1,5 gange solens masse) benytter

CNO-reaktionen hvor kulstof (C), kvælstof (N) og oxygen (O)

katalyserer processen, men ikke selv forbruges:

Ved begge processer bliver fi re hydrogenkerner til en heliumkerne

+ energi, de dannede antielektroner annihilerer når de

rammer nogle almindelige elektroner:

Positron + elektron 2 gammakvanter

Forklaringen på at en stjernes masse har betydning for hvilken

af de to mulige processer der forløber er at processerne

afhænger af temperaturen i stjernens indre. Jo større masse

en stjerne har jo højere temperatur vil der være i stjernens

centrum. Ved temperaturer i stjernens indre på under 16·106 K er det hovedsagelig pp-reaktionen der fi nder sted, mens

det for temperaturer over 16·106 K primært er CNO-reaktionen.

I Solens centrum er temperaturen ca. 15·106 K og i

tungere stjerner er der varmere. CNO-processen producerer

energi langt mere effektivt end pp-reaktionerne.

Temperaturen i solens kerne er høj nok til at hydrogen kan

omdannes til helium. For stjerner der har masser over 1,2

gange solens masse kan temperaturen blive høj nok (over

More magazines by this user
Similar magazines