Hur bildas ämnen tyngre

En stjärna ser ju ut som en liten prick, även i en kikare eller i stora teleskop. Några atomer kan man inte få syn på. En stjärna är i själva verket en boll av het gas, hetast i centrum miljontals grader och kallast vid ytan några tusen grader. Stjärnan lyser därför att allt som är varmt ger ifrån sig strålning. Stjärnljuset består av alla möjliga färger, men en kall stjärna strålar mest i rött ljus och en het stjärna mest i blått.

Du själv strålar också, men i osynligt infrarött ljus eftersom din temperatur bara är Kelvingrader. Vår stjärna är ju Solen, och vi har den att tacka för att den värmer upp Jorden så att vi kan leva. Solen är en medelvarm stjärna, kan man säga, och lyser starkast i gult ljus. Klicka på bilden för att se detaljerna - Det är sant att vi inte kan se atomerna själva, men vi kan ändå se spåren av dem i stjärnornas spektra.

För att få ett fint spektrum av en stjärna använder man ett teleskop med en spektrograf. Teleskopet fungerar då ungefär som en tratt för att samla in ljus från stjärnan. Ju större teleskop man har desto ljussvagare och mer avlägsna stjärnor kan man observera. Det här är en bild av ett teleskop som jag använt många gånger.

Det är inte särskilt stort, bara knappt 1 ½ meter i diameter. Det står på ett meter högt berg i Chile, där vädret är fint nästan nätter per år, och himlen är mörk och klar. CAT-teleskopet vid Europeiska Sydobservatoriet i Chile, foto ESO Klicka på bilden för att se detaljerna För att få ett spektrum av den stjärna man riktar teleskopet mot måste man använda ett hjälpinstrument, en sk spektrograf.

Den enklaste spektrograf man kan tänka sig är ett glasprisma. Prismat delar upp ljuset i dess olika färger, och med hjälp av en elektronisk kamera lagras bilden av stjärnspektrumet direkt i en dator. Jag brukar likna spektrografen vid ett eller flera såll som sorterar ljus av olika färg eller våglängd i olika "högar". Klicka på bilden för att se detaljerna I själva verket är ju spektrografen lite mer invecklad än den förra bilden.

Det här är en ritning av en väldigt effektiv spektrograf tillhörande ESOs Very Large Telescope i Chile, den har en blå och en röd arm och kan observera ett stjärnspektrum i mycket fina detaljer samtidigt i både blått och rött ljus. Klicka på bilden för att se detaljerna På nästa bild ser vi överst en skiss av ett stjärnspektrum.

Nedanför ser vi hur starkt ljuset är i de olika färgerna. Ute i kanterna kommer rätt litet ljus och mot mitten mer. Den här stjärnan tycks vara ljusast i det blågröna området och är därför varmare än Solen. Klicka på bilden för att se detaljerna Vi ser också några mörka band i stjärnans spektrum. I den nedre delen av figuren ser vi att det beror på att det kommer mindre ljus där.

Vad är en supernova

Det vi ser är faktiskt det väldigt karakteristiska fingeravtrycket av stora mängder väteatomer. Här kommer ännu en bild av en väteatom, den är exciterad till sin andra nivå. Plötsligt kommer en stackars blå foton och krockar med väteatomen. Fotonen har precis den energi som behövs för att knuffa upp elektronen till den 4e nivån, och då försvinner fotonen, ljus har omvandlats till energi hos väteatomen.

Klicka på bilden för att se detaljerna Det är precis så här den här blå linjen kommer till, mängder av exciterade väteatomer suger upp ljuspartiklar av vissa bestämda våglängder, och vi kan därför se att det finns väte i alla normala stjärnor. På samma sätt ger varje atomslag sitt speciella fingeravtryck i stjärnornas spektra. Vi vet därför att de atomer, eller grundämnen, som finns på Jorden är exakt desamma som finns överallt i Universum.

Heta stjärnor och kalla stjärnor visar olika spektrallinjer, även om dom kanske har precis samma sammansättning. Bilden visar att de heta stjärnorna i övre delen av bilden framförallt visar vätelinjer samma som vi såg i den förra bilden. Kalla stjärnor längst ner på bilden har mycket svaga vätelinjer, men de har istället mängder av linjer från andra atomer.

Klicka på bilden för att se detaljerna Det här är ju en bra början - vi vet att samma atomer finns i stjärnorna och i hela Universum. Nu kan vi faktiskt också mäta hur mycket det finns av olika grundämnen. Med hjälp av datormodeller av stjärngasen kan vi göra ett modellspektrum och jämföra med det riktiga stjärnspektrum.

Om linjerna från järnatomer är för starka, så säger vi till datorn att räkna med litet mindre järn tills vi tycker att det stämmer med verkligheten. Då kommer vi till den fjärde och sista delen av pusslet: Om stjärnornas liv och leverne. En stjärna kan inte lysa för evigt. Det krävs energi för att hålla sig het och strålande, och det vet vi ju från vårt dagliga liv att energi är en ändlig tillgång.

Klicka på bilden för att se detaljerna En stjärna blir till genom att ett moln av gas och stoft i vår jättegalax "Vintergatan" börjar dra sig samman. Det är dragningskraften eller gravitationskraften som ibland lyckas få grepp på gasen. När molnet drar ihop sig mer och mer stiger trycket och temperaturen långt inne i molnet, och så småningom är temperaturen så hög att kärnreaktioner kan börja.

Den här stjärnbildningsprocessen är ingalunda en lugn tillställning. En omärklig rotation hos ursprungsmolnet tilltar och den nybildade stjärnan roterar väldigt snabbt. Stjärnan kan inte ta åt sig all gas från molnet, utan det bildas en snabbt roterande skiva av gas och stoft i ekvatorsplanet. Där finns också väldigt starka magnetfält som fastnar i och sliter i gasen.

Där stjärnor bildas ser vi strålar av het gas som skjuts iväg från stjärnans poler. Nästa bilde visar exempel på detta. I "HH30" ser vi till vänster en mörk skiva av gas och stoft - från kanten. Den är flera gånger så stor som vårt planetsystem. Gömd mitt inne i skivan är den nybildade stjärnan, och den skickar ut två strålar av lysande gas vinkelrätt från skivan.

Vi ser också, till höger och vänster om skivan, att en del av skivans gas lyses upp av de våldsamma processerna nära stjärnan. Den övre högra bilden visar att gasstrålen kan skjutas ut som pulser i våldsamma eruptioner.

Vad är en exoplanet

Den nedersta panelen visar att gas som nyligen skjutits ut från den här stjärnan nära centrum av bilden inte skjuts ut i samma riktning som "äldre" gas. Detta kan bero på att den dolda centralstjärnan inte är ensam, och att rotationsaxeln störs av en kompanjon. De flesta stjärnorna föds inte ensamma som Solen tycks ha gjort, utan i par eller grupper om flera stjärnor.

Klicka på bilden för att se detaljerna Den här bilden från rymdteleskopet Hubble visar hur en ung, het, massiv stjärna som finns ovanför bilden med sin mycket kraftiga utstrålning "fräter" och trycker bort gas och stoft-moln i sin närhet. Högt upp till vänster ser vi också att två klumpar av gasen redan hunnit börja dra ihop sig och inte låter sig skjutas undan så lätt.

Säkert håller nya stjärnor på att bildas inne i molnen. Klicka på bilden för att se detaljerna - Vad är det då för kärnreaktioner som ger stjärnorna energi? Nu måste jag bli litet teknisk igen ett tag - men det går snart över. Jag nämnde tidigare att protonerna i atomkärnorna stöter bort varandra eftersom dom har samma laddning, men att dom med hjälp av den starka kraften och oladdade neutroner faktiskt kan hålla ihop och bilda tyngre atomer.

Bild: Privat. Ledtrådar i kemin Att få svar på dessa frågor är inte helt trivialt. Det går inte att reproducera de kosmiska förhållandena för r-processen i ett laboratorium här på jorden. Närmare bestämt studerade gruppen kemin hos 42 stjärnor i Vintergatan — stjärnor som sedan tidigare är kända för sin gamla ålder och för att bestå av mycket tunga grundämnen.

Vad är mörk materia

När de kollade övergripande på grundämnena fann de höga mängder av ämnen nära mitten av periodiska systemet — såsom silver och rhodium, vilket endast kan förklaras på ett sätt. Sammansmältande neutronstjärnor tror forskarna står för större delen av grundämnen i periodiska systemet, men detaljerna, och ifall det finns fler ställen där r-processen kan ske, är fortfarande oklart.

Med sina resultat kan gruppen fastställa att r-processen kan producera extremt tunga grundämnen. Överskottet av bland annat silver i stjärnorna tyder på fission av ett grundämne med masstal , mycket tyngre än det tyngsta grundämnen som finns naturligt i naturen. Fram tills nu har vi inte haft några observationella bevis för detta, men nu har vi bevis för att r-processen kan producera dessa supertunga grundämnen, säger Terese Hansen.

Men ingen vet vid vilken punkt i r-processen eller hur många gånger fission kommer in i bilden. Kanske genomgår atomkärnorna många cykler där de först byggs upp och sedan klyvs, eller så sker det bara en gång, säger Andreas Heinz. Gemensamt för atomkärnorna i r-processen är att de innehåller ovanligt många neutroner.

Kunskapen om hur neutronrika kärnor klyvs är idag mycket liten, men det vill nu Andreas Heinz och hans två kollegor ändra på genom nyskapande experiment vid den europeiska forskningsanläggningen CERN. Där har nämligen acceleratorn för radioaktiva atomkärnor, ISOLDE, precis utrustats med en helt ny typ av instrument som gör det möjligt att mäta under vilka förhållanden väldigt instabila atomkärnor klyvs.

I projektet kommer forskarna bland annat att noggrant mäta energin som krävs för att klyva olika tunga atomkärnor, till exempel francium, radon och vismut, liksom sannolikheten för att klyvning ska ske. De kunskaperna kan sedan användas för att utveckla modeller som hjälper forskarvärlden att kartlägga och förstå kärnklyvningens roll i r-processen. Kornmesser, Anna-Lena Lundqvist Publicerad: Atomkärnor är uppbyggda av två typer av partiklar: positivt laddade protoner och elektriskt neutrala neutroner.

Antalet protoner i atomkärnan bestämmer vilket grundämne den tillhör. Isotoper är atomer av samma grundämne, men med olika antal neutroner i atomkärnan. I betasönderfall av neutronrika atomkärnor omvandlas en neutron till en proton, samtidigt som en elektron och en så kallad anti-elektronneutrino skickas ut från kärnan.