Om kjernefusjon i stjerner

Kjernefusjon er stjernenes livsnerv og en viktig prosess for å forstå hvordan universet fungerer. Prosessen er det som driver vår egen sol, og er derfor rotkilden til all energien på jorden. Maten vår er for eksempel basert på å spise planter eller spise ting som spiser planter, og planter bruker sollys til å lage mat. Videre er praktisk talt alt i kroppene våre laget av elementer som ikke ville eksistere uten kjernefusjon.

Fusion er et stadium som skjer under stjernedannelsen. Dette begynner i gravitasjonskollapsen til en gigantisk molekylær sky. Disse skyene kan strekke seg over flere dusin kubiske lysår med rom og inneholde store mengder materie. Når tyngdekraften kollapser skyen, bryter den opp i mindre biter, hver sentrert rundt en konsentrasjon av materie. Når disse konsentrasjonene øker i masse, akselererer den tilsvarende tyngdekraften og dermed hele prosessen, med selve kollapset som skaper varmeenergi. Til slutt kondenserer disse bitene under varme og trykk til gassformede kuler som kalles protostjerner. Hvis en protostjerne ikke konsentrerer nok masse, oppnår den aldri trykket og varmen som er nødvendig for kjernefysisk fusjon, og blir en brun dverg. Energien som stiger fra fusjonen som finner sted i sentrum, oppnår en tilstand av likevekt med vekten av stjernens materie, og forhindrer ytterligere kollaps selv i supermassive stjerner.

Det meste av det som utgjør en stjerne er hydrogengass, sammen med noe helium og en blanding av sporstoffer. Det enorme trykket og varmen i solens kjerne er tilstrekkelig til å forårsake fusjon av hydrogen. Hydrogenfusjon propper to hydrogenatomer sammen, noe som resulterer i dannelsen av ett heliumatom, frie nøytroner og mye energi. Dette er prosessen som skaper all energien som frigjøres av solen, inkludert all varmen, synlig lys og UV-stråler som til slutt når jorden. Hydrogen er ikke det eneste elementet som kan smeltes sammen på denne måten, men tyngre grunnstoffer krever suksessivt større mengder trykk og varme.

Etter hvert begynner stjernene å gå tom for hydrogenet som gir det grunnleggende og mest effektive drivstoffet for kjernefysisk fusjon. Når dette skjer, forhindret den økende energien som opprettholdte likevekten ytterligere kondens av stjernen, og forårsaket et nytt stadium av stjernekollaps. Når sammenbruddet gir tilstrekkelig, større press på kjernen, er en ny fusjonsrunde mulig, denne gangen brenner det tyngre elementet av helium. Stjerner med en masse på mindre enn halvparten av vår egen sol, mangler det å smelte helium og bli røde dverger.

Når en stjerne begynner å smelte helium i kjernen, øker energiproduksjonen i forhold til hydrogen. Denne større effekten skyver stjernens ytre lag lenger ut og øker størrelsen. Ironisk nok er disse ytre lagene nå langt nok fra hvor fusjonen foregår for å avkjøles litt, og gjør dem fra gule til røde. Disse stjernene blir røde kjemper. Heliumfusjon er relativt ustabil, og temperatursvingninger kan forårsake pulsasjoner. Det skaper karbon og oksygen som biprodukter. Disse pulsasjonene har potensial til å blåse av stjernens ytre lag i en novaeksplosjon. En nova kan igjen skape en planetarisk tåke. Den gjenværende stjernekjernen vil gradvis avkjøles og danne en hvit dverg. Dette er den sannsynlige slutten for vår egen sol.

Større stjerner har mer masse, noe som betyr at når heliumet er utmattet, kan de få en ny runde av kollaps og produsere presset for å starte en ny fusjonsrunde, og skape enda tyngre elementer. Dette kan potensielt fortsette til jern er nådd. Jern er elementet som deler elementer som kan produsere energi i fusjon fra de som absorberer energi i fusjon: jern absorberer litt energi i skapelsen. Nå drenerer fusjonen i stedet for å skape energi, selv om prosessen er ujevn (jernfusjon vil ikke foregå universelt i kjernen). Den samme fusjons ustabiliteten i supermassive stjerner kan føre til at de skubber ut de ytre skallene på en måte som ligner på vanlige stjerner, og resultatet blir kalt en supernova.

Et viktig hensyn i stjernemekanikken er at all materie i universet som er tyngre enn hydrogen, er et resultat av kjernefusjon. Virkelig tunge elementer, som gull, bly eller uran, kan bare opprettes gjennom supernovaeksplosjoner. Derfor er alle stoffene vi er kjent med på jorden forbindelser som er bygd opp av rusk fra tidligere dødsfall.