Har du noen ganger tenkt over at sola er barn av andre stjerner som en gang levde sine stjerneliv? Har du fundert over hva slags stjerner forfedrene til sola var og hvordan de ble født og døde? Det har jeg. Kunnskap om hvordan tyngre grunnstoffer dannes i eksploderende stjerner gir oss innsikt i solas forhistorie. Eksperimenter utført ved syklotronlaboratoriet her ved UiO bidrar til at modellene innen fagfeltet blir mer nøyaktige. Selv forsker jeg på noen av de sjeldneste isotopene du finner på jorda. Hvor kommer de fra? Arbeidet med å forstå dette vil gi oss ny innsikt i hva som skjedde i vår krok av universet før sola ble til.
Sjeldent stjernestøv
“Vi er alle stjernestøv” er et velkjent sitat takket være Carl Sagan. Tidlig på 1900-tallet begynte man å få forstå at grunnstoffene som alt og alle er bygget opp av, kommer fra stjernene. Ved å studere hvor mye det finnes av de forskjellige grunnstoffene og deres isotoper på jorda, har man lært mye. Undersøkelser av meteoritter som inneholder stjernestøv fra før solsystemet vårt ble dannet, eller som kanskje har kommet drivende inn fra et annet solsystem, gir også viktig informasjon. De lettere grunnstoffene, som karbon og oksygen, kan stjerner lage ved å smelte sammen atomkjernene som utgjør stjernens brensel. Dette gjelder alle grunnstoffer lettere enn jern og skjer av seg selv fordi prosessen ikke krever, men frigir energi. Solsystemet kan derimot by på mange grunnstoffer tyngre enn jern, som gull og sølv. For å forklare hvor de kommer fra må vi da se på andre mekanismer.
En sakte, men eksplosiv død
Den fredeligste måten tyngre grunnstoffer kan dannes på er når et stabilt isotop fanger et nøytron. Det ekstra nøytronet gjør kjernen ustabil. Stabilitet gjenopprettes ved at ett nøytron blir til et proton samtidig sosm det sender ut et elektron. Slik øker atomkjernen antallet protoner i kjernen og beveger seg dermed et hakk bortover i periodetabellen – det blir et nytt og tyngre grunnstoff. Så går det tid, kanskje noen tiår, og atomkjernen vil fange inn et nytt nøytron. Og prosessen gjentar seg.
Ut fra analyser av stråling fra stjerner vet vi at dette skjer sent i livet til stjerner med lav til middels stor masse (0.6-8 ganger solas masse). Denne prosessen kalles s-prosessen, hvor s står for sakte og er en prosess som kan foregå over hundre-tusener av år. At våre modeller av hva som skjer i denne prosessen er gode, tester vi ved å simulere det som skjer i stjernen og sammenligner med observasjoner. Men uansett hvordan man modellerer s-prosessen, så kan ikke alle isotopene av grunnstoffene vi har på jorda forklares av denne.
Helst skulle vi sendt måleutstyr inn i eksploderende stjerner, men det mildt sagt vanskelig.
Rask og eksplosiv død
I dag vet vi at mange av de tyngre grunnstoffene bare kan bli til når stjerner dør – som gjerne skjer eksplosivt. Hvis mange nok nøytroner produseres i eksplosjonen, så kan en atomkjerne rekke å fange inn flere nøytroner før den rekker å henfalle. Trolig ble mange av isotopene vi finner på jorda laget på denne måten i det man kaller r-prosessen, hvor r står for rask. En eksplosjon som resulterer i mange nok nøytroner og høy nok temperatur til at r-prosessen kan skje, vil være så voldsom at den ikke kan vare stort lengre enn noen sekunder. Det er langt mer krevende å studere r-prosessen. Isotopene man tror inngår i prosessen er mye vanskeligere å lage og studere i laboratoriet. Dermed er det større usikkerhet i utregninger av hva som skjer i stjernene når nøytronene blir fanget. I tillegg vet vi ikke så mye om disse eksplosjonene. Helst skulle vi sendt måleutstyr inn i eksploderende stjerner, men det mildt sagt vanskelig.
Hva lyset fra stjernene avslører
Stjernelyset kan analyseres og forteller oss mye om hva stjerner er laget av og hva som skjer inne i dem. For virkelig å forstå detaljene om hvordan grunnstoffene lages, må vi også vite hvor mye det er av ulike stoffer det er lite av i stjernene. Men informasjonen om dette drukner i signalene fra stoffene det er mye av. Dermed er det for r-prosessen desto viktigere at man kan simulere og beregne forskjellige stjerneeksplosjoner nøyaktig og sammenligne resultatene med observasjonsdata.
En viktig ingrediens i slike modeller er tall på hvor sannsynlige forskjellige typer reaksjoner er for en gitt temperaturfordeling. Hvor ofte vil et nøytron faktisk bli fanget inn av en gitt isotop og hvor ofte vil isotopen henfalle før den rekker å fange inn enda et nøytron? Uansett hvordan man finjusterer modeller for s- og r-prosessen, gjenstår det rundt 35 stabile isotoper som ikke under noen omstendighet kan produseres i s- eller r-prosessen. Disse isotopene er svært sjeldne.
Et hav av gamma-kvanter som eroderer vekk kjernepartikler?
Protoner er vanskeligere enn nøytroner å få inn i en atomkjerne på grunn av den elektriske frastøtningen mellom atomkjernen og protonet. Sannsynligvis er ikke alle de 35 isotopene laget ved å fange inn protoner. For å forklare disse 35 sjeldne isotopene må man gjerne ty til en modell hvor også gammastråling kan bidra til å danne disse isotopene. Et gammakvant treffer atomkjerner og sparker ut et proton, et nøytron eller kanskje en alfapartikkel. En god modell må beskrive kvantitativt hvor sannsynlig det er at forskjellige ting inntreffer ved en gitt temperatur. I tillegg må man beskrive det som skjer i stjernen på riktig måte. Siden man tror gammakvanter har mye av ansvaret for denne prosessen, kan man regne seg fram til at stjernen må nå en temperatur på minst 1.5 milliarder grader (omtrent tusen ganger varmere enn i solas indre).
Siden man tror gammakvanter har mye av ansvaret for denne prosessen, kan man regne seg fram til at stjernen må nå en temperatur på minst 1.5 milliarder grader.
For mange isotoper må vi regne ut egenskaper og hvordan de reagerer ved å bruke kunnskap om andre isotoper som utgangspunkt – nemlig dem vi har målinger for. Når en atomkjerne ”varmes opp”, for eksempel ved at en atomkjerne fanger inn et nøytron som har bevegelsesenergi, kan den bare gå inn i diskrete, eksiterte tilstander. Hvor lett en atomkjerne har for å fange inn et nøytron avhenger av hvor mange eksiterte tilstander, også kalt nivåtettheter, som er tilgjengelige for nøytronet som fanges inn.
Oslo-metoden
Hvor sannsynlig det er at atomkjernen rekker å fange inn flere nøytroner før den henfaller, henger sammen med hvor lett det er for kjernen å kjøle seg ned ved å sende ut gammastråling. Et mål på dette er gammastyrkefunksjonen som varierer for ulike isotoper. Ved hjelp av et metode utviklet ved UiO – Oslometoden – klarer vi å avdekke både nivåtettheten og gammastyrkefunksjon samtidig i ett og samme eksperiment. Noen isotoper vi undersøker i laboratoriet er viktigere enn andre. En av mine favoritter er 92Mo, den letteste av molybdenisotopene med sine 42 protoner og 50 nøytroner. Denne isotopen kan ikke lages av s- eller r-prosessen fordi det er andre stabile isotoper som sperrer for dens produksjon. Vanligvis er det lite av slike isotoper, men 92Mo utgjør nesten 15 % av all molybden på jorda.
Hvorfor er det så mye av denne isotopen? Når p-prosessen modelleres med det beste av dagens modellinput er svaret at det burde være mye mindre 92Mo enn det faktisk er. Resultatene stemmer ellers godt for de fleste andre isotopene. På UiO har vi undersøkt nivåtettheten og gammastyrkefunksjonen til 92Mo empirisk. Våre resultater avviker fra de vanligste modellene som brukes. Disse resultatene bruker vi til å regne på hvor mye 92Mo som vil få sine protoner sparket ut av gammakvanter, slik at man isteden sitter igjen med 91Nb, ved forskjellige temperaturer. Spørsmålet blir om våre resultater er nok til å forklare forekomsten av isotoper som 92Mo. Må kanskje hele vår forståelse av p-prosessen må revurderes?
Gry M. Tveten er postdoktor i kjernefysikk ved Fysisk institutt ved Universitetet i Oslo. Hun gjør eksperimenter for å undersøke hvordan atomkjerner oppfører seg når de varmes opp og designer instrumentering for kjernefysiske eksperimenter.
