Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - H. 21. 27 maj 1950 - Stjärnornas energikällor, av SHl
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
Below is the raw OCR text
from the above scanned image.
Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan.
Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!
This page has never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
20 maj 1950
507
Stjärnornas energikällor
523.877
När astronomerna för mer än 100 år sedan började
fundera över orsaken till stjärnornas förmåga att under
oerhörda tidrymder utstråla nästan ofattliga energimängder, var
deras första idé, att den var en av gravitationen beroende
kontraktion. En stjärnas massa är nämligen i allmänhet så
stor, att en väldig energimängd skulle friges vid en
långsamt förlöpande minskning av stjärnans volym.
Emellertid fann man så småningom, att denna process icke
kunde förklara den hastighet, varmed energin avges; dessutom
kunde beräknas, att solens energiförråd enligt denna
hypotes skulle ha tagit slut på mycket kortare tid, än som
motsvarar jordens kända ålder. När radioaktiviteten
upptäcktes kring senaste sekelskiftet, riktade man
uppmärksamheten mot denna process, men det blev snart klart, att
radioaktiva sönderfall icke påverkas av temperaturen,
under det flera olika iakttagelser visade, att
energiutvecklingens hastighet är direkt beroende av stjärnornas
temperaturer. Ett studium av de sannolika fysikaliska
förhållandena i deras inre gav emellertid slutligen en
förklaring på deras energiutveckling.
Kärnreaktioner
Ar 1930 hade Eddington och andra visat, att stjärnornas
inre temperaturer måste Ugga mellan 15—30 milj. °C. Vid
så hög temperatur bör alla molekyler ha sönderfallit i
atomer, och dessa bör ha berövats sina elektroner, dvs.
blott fria atomkärnor kan tänkas existera. Dessutom
måste dessa röra sig med så höga hastigheter, att de trots
den elektrostatiska repulsionen kan komma i direkt
kontakt med varandra vid sammanstötningar. Nästa fråga blev
då, hur mycket energi som kan frigöras vid en sådan
kollision. Omkring 1938 fick man klart för sig, att de krafter,
som håller samman protoner och neutroner i en
atomkärna är ca en miljon gånger större än den elektrostatiska
kraft, som verkar mellan en elektron och en kärna. Detta
betyder, att om atomkärnor i en stjärna reagerar med
varandra på sådant sätt, att en del av deras inre energi
avges, skulle denna uppgå till belopp miljoner gånger större
än vid exotermiska kemiska reaktioner.
Alla kärnreaktioner kan emellertid icke ge energi, ty
atomslag med medelstor atomvikt har ett minimum av inre
energi. Det är alltså blott atomer med mycket låg eller
mycket hög atomvikt, som kan väntas delta i energialstrande
kärnreaktioner. Den senare typen har realiserats, i
atombomben, den förra har man hittills blott lyckats genomföra
i liten skala med hjälp av cyklotronen eller liknande
apparater, men man har på senare tid diskuterat möjligheten
att framställa en vätebomb. Det är känt, att stjärnor till
största delen består av grundämnen med låg atomvikt, och
deras energiutveckling måste därför tänkas bero på
reaktioner mellan sådana.
Vid kärnreaktioner i cyklotron frigörs mycket litet energi
i förhållande till den, som åtgår för acceleration av de
partiklar, varmed atomer bombarderas. Orsaken härtill är
emellertid, att antalet träffar blir oerhört litet i förhållande till
antalet projektiler. Vid den höga temperatur och täthet, som
råder i stjärnornas inre, måste sammanstötningarna bli
talrika, och många atomkärnor kan ha tillräckligt stor
hastighet för att kunna reagera. Den energi, som härvid
avges, vidmakthåller den höga temperaturen, denna
möjliggör kärnreaktioner, och därför kan processen fortgå under
oerhörda tidrymder. När astrofysikerna hunnit så långt,
var det möjligt att uppställa en teori. Problemet var att
finna ett system av kedjereaktioner mellan lätta
atomkärnor, vilket kunde förklara stjärnornas energiutveckling.
Referat av uppsats av R E Mashak i Sci. Amer. jan. 1950.
Mekanismen vid stjärnors energiutveckling
En analys utförd av Atkinson, Houtermanns och senare
Gamow och Teller visade, att sannolikheten för en
kärnreaktions inträffande måste bli mycket större för kärnor
med liten elektrisk laddning än för sådana med större.
Protoner med blott en positiv elementarladdning kan
därför väntas spela den största rollen vid energiutvecklingen.
Bethe och — oberoende av denne — Weizsäcker
undersökte omsorgsfullt alla kända kärnreaktioner med protoner,
varvid de fann, att dessa kunde delas upp i två klasser,
nämligen i reaktioner, vid vilka blott protoner förbrukas,
och sådana, vid vilka även andra atomslag är
utgångsmaterial.
Den senare typen kunde genast uteslutas för de flesta
stjärnor. Av de lätta atomerna kan nämligen blott Li, Be
och B reagera tillräckligt fort för att ge nämnvärd
energiutveckling, och He kan ej reagera med H, därför att
reaktionsprodukten är instabil. Det är visserligen tänkbart,
att Li, Be och B är energikälla för några unga stjärnor,
t.ex. de röda jättarna, men dessa element är alltför
sällsynta för att kunna räcka längre tid.
För vår sol, som måste vara mycket gammal, kan därför
blott reaktioner, som förbrukar protoner, komma i fråga,
men andra atomslag kan naturligtvis bilda mellansteg i
reaktionskedjan. Det finns i huvudsak två tänkbara
kedjereaktioner av denna typ, av vilka den ena antas börja
med en direkt kombination av två protoner, under det den
andra sker med kol som katalysator. Den förra brukar
kallas proton-protonreaktionen och den senare kolcykeln;
båda leder till bildning av en heliumkärna ur fyra
protoner. Den förras massa är blott 99 % av summan av de
senares massor. Skillnaden övergår till energi enligt
Einsteins formel Ei=Mc2, där M är den försvunna massan
och c är ljushastigheten.
Kolcykeln börjar, när en proton med hög energi
kolliderar med en kolkärna av den vanligaste isotopen C12.
Härvid måste dess kinetiska energi vara så stor, att den
elektrostatiska repulsionen mellan kärnorna kan
övervinnas. Enligt Bethes beräkningar kan detta för varje
proton inträffa i medeltal en gång på 40 000 år under de
förhållanden, som tros råda i solens inre. Denna reaktion
följs av andra enligt formlerna:
C^ + H1 —>-NM + hv, N13—>C3 + e+- C^ + H1–>Nu + hv;
4 X 104 år 10 min 7 X 103 år
N14-f H1—>Om+7jv; O15—► N15 + e+; Nls + H1–* C^+He»
108 år 2 min 20 år
När kolkärnan upptar protonen, bildas alltså radioaktivt
N13 under avgivande av y-strålning, hv. Efter i medeltal
10 min avger N^-kärnan spontant en positron e+ och
övergår till den stabila kolisotopen C13. Denna infångar efter
ca 7 000 år en proton, varvid stabilt N14 bildas under
utsändande av y-strålar. Omkring en miljon år senare
kolliderar N14 med en proton och ger radioaktivt O1® pius
y-strålning. Den förra utsänder en positron och övergår till
N15, som efter ca 20 år kolliderar med en ny proton.
Härvid sker emellertid icke som förut en "absorption" av
vätekärnan utan i stället bildas C12 +He\ Den ursprungligen
förbrukade kolkärnan återbildas alltså och slutresultatet
blir syntes av helium ur väte enligt formeln
4 H1 + 2 e-—► He4
Utsändande av en positron kan nämligen anses ekvivalent
med absorption av en elektron, e~.
Proton-protonreaktionen antas ske enligt följande schema:
H1+H1—»-H2 + e+; IF + H*—► He8 + hr;
1011 år 2 s
He3 + He4—*■ Be7 + hv;
3 X 107 år
Be7-f-e-—»-Li7; Li7 + H1—► He4 + He4
1 år 1 min
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
