Af hverju myndast þung frumefni í sumum stjörnum en öðrum ekki?

Nafn þitt

Netfang þitt

Netfang móttakanda

Ruslpóstvörn =

Svar

Af hverju myndast þung frumefni í sumum stjörnum en öðrum ekki?
Lotukerfi Dmitris Mendelejevs var fullmótað árið 1869. Röðun frumefna í það byggði á lotubundinni reglu atómmassanna, en sætistalan aðgreinir þar eitt frumefni frá öðru, þ.e. fjöldi róteinda í kjarnanum. Til dæmis hefur vetni eina róteind í kjarna en köfnunarefni sjö. Upphaflega voru í lotukerfinu nærri 60 frumefni, til dæmis kolefni, súrefni, járn, kopar og gull. Lota atómmassanna gaf til kynna að fleiri frumefni gætu verið til, þess vegna voru eyður í lotukerfinu sem með tímanum voru setnar eftir því sem ný frumefni fundust. Nú eru þar 118 frumefni og er vetni léttast en oganesson þyngst. Öll frumefni með sætistölu hærri en 95 eru manngerð, til dæmis í kjarnakljúfum, agnahröðlum og kjarnorkusprengingum.

Léttustu frumefnin mynduðust skömmu eftir Miklahvell þegar heitur og þéttur alheimurinn tók að kólna. Kenningum og mælingum ber saman um að massahlutföll vetnis og helíns hafi þá verið nálægt 75% og 25%, auk snefilmagns af litíni. Næstu 100—200 milljón árin stóð myndun nýrra frumefna í stað því að næsta skref krefst tilvistar sólstjarna.

Meginhluti ævi sérhverrar stjörnu fer í glímu við þyngdarkraftinn sem reynir að þjappa henni saman. Í iðrum stjörnunnar þar sem heitast er verður gríðarmikil orkulosun með kjarnasamruna, þrýstingurinn sem því fylgir nær jafnvægi við þyngdarkraftinn og hindrar að hún falli saman. Allar stjörnur byrja þannig á að brenna vetni í helín allt þar til vetnið klárast í kjarnanum, en næsta skref ræðst af massa stjörnunnar. Því massameiri sem hún er, því fleiri og þyngri frumefni myndast. Til dæmis mun sólin okkar brenna helín og mynda kolefni og súrefni. Massameiri stjörnur geta meðal annars myndað magnesín, kísil, járn og nikkel.

Járn og nikkel (sætistölur 26 og 28) eru þyngstu frumefnin sem myndast geta í kjarna stjörnu. Talið er að um helmingur enn þyngri frumefna myndist með svokölluðu hægfara s-ferli (e. slow) og hinn helmingurinn með hraðfara r-ferli (e. rapid). Bæði ferlin byggja á betahrörnun þar sem nifteind í atómkjarna breytist í róteind og rafeind og sætistalan hækkar um einn. En hvar í alheiminum gerist þetta og hvernig?

Heppilegar aðstæður fyrir s-ferlið verða seint á ævi sumra stjarna. Þar er járnatóm í hlutverki frækorns sem gleypir nifteind. Þá verður annað hvort betahrörnun eða að atómið gleypir aðra nifteind en áratugir geta liðið áður en það gerist. Þannig myndast ýmis frumefni þyngri en járn og er heildartímaskali ferlisins þúsundir ára. Hversu þung frumefni myndast ræðst aðallega af getu stjörnunnar til að framleiða nifteindir.

Meginskilyrði fyrir r-ferlinu er gríðarlegur þéttleiki frjálsra nifteinda. Það gerist í náttúrunni í sprengistjörnum og í samruna tveggja nifteindastjarna. Hér er ferlið hraðfara, tíminn er talinn í sekúndum, því að frækornið getur gleypt ört nifteindir áður en betahrörnun verður og því hægt að mynda önnur og þyngri frumefni en í s-ferlinu.

Nýlegar mælingar, meðal annars frá James Webb-geimsjónaukanum á litrófi geislunar frá samruna tveggja nifteindastjarna, hafa gefið vísbendingar um að þar hafi myndast ýmis frumefni með r-ferlinu. Má þar nefna strontín (sætistala 38), yttrín (39), tellúr (52), lanþan (57) og serín (58).

Myndir:

• Yfirlitsmynd: File:PIA23865-W51Nebula-StarFactory-20200825.jpg - Wikimedia Commons. (Sótt 16.03.2026). NASA/JPL-Caltech.
• File:The Sun in white light.jpg - Wikimedia Commons. (Sótt 16.03.2026). Myndin er birt undir CC-leyfi.

Texti þessa svars birtist fyrst í Almanaki Háskóla Íslands 2026 en var endurskoðaður fyrir Vísindavefinn. ...