Martin Rees gennemgår her den stærke kernekraft, som skal have en ganske bestemt værdi for at vores univers overhovedet kan eksistere. Hvem har fastlagt denne værdi? Jeg er ikke i tvivl: Det har en intelligent skaber gjort. I teksten anvendes ε som er det græske bogstav epsilon.

Alkymi i stjernerne

I naturen findes 92 forskellige slags atomer, som er opført i det periodiske system. Hvert enkelt grundstofs placering i det periodiske systemet bestemmes af antallet af protoner i kernen. Systemet starter med hydrogen, som er grundstof nr. 1, og fortsætter op til uran, som er nr. 92. Atomkernerne indeholder ikke blot protoner, men også en anden slags partikler kaldet neutroner. En neutron vejer lidt mere end en proton, men har ingen elektrisk ladning. Atomerne i et grundstof kan eksistere i forskellige udgaver som kaldes isotoper – de har forskelligt antal neutroner. For eksempel har carbon, som er nummer 6 i det periodiske system, en kerne med 6 protoner. Den mest kendte form for carbon indeholder 6 neutroner i kernen (skrives som ¹²C), men der findes også isotoper med 7 eller 8 neutroner (skrives som ¹³C eller ¹⁴C). Uran er det tungeste naturligt forekommende grundstof, men endnu tungere grundstoffer med en atomvægt op til 114 er blevet fremstillet i laboratorier. Disse partikler er ustabile. Nogle af dem, som plutonium (nr. 94), har en levetid på tusinder af år; dem med numre over 100 fremstilles ved, at atomkerner kolliderer med høj hastighed, men de henfalder efter meget kort tid.

Når al hydrogen i midten af en stor stjerne er blevet lavet om til helium (nr. 2), trækker kernen sig sammen, og temperaturen stiger indtil helium er i stand til at reagere. Heliums kerne har dobbelt så stor ladning som hydrogen, og skal derfor kollidere med en højere hastighed for at overvinde den elektriske frastødning, og dette kræver højere temperatur. Når al helium er opbrugt, trækker stjernen sig sammen og opvarmes yderligere. I en stjerne som Solen bliver kernen aldrig varm nok til, at denne reaktion kan finde sted i nogen særlig grad, men i tungere stjerner kan det lade sig gøre, fordi gravitationen er kraftigere, og temperaturen kan nå op på en milliard grader. Yderligere energi frigøres ved dannelsen af carbon (6 protoner) og endnu tungere kerner som oxygen (nr. 8), neon (nr. 10), natrium (nr. 11), silicium (nr. 14) osv. Den mængde energi som frigøres, når en atomkerne dannes, afhænger af kampen mellem den kraft, som holder protoner og neutroner sammen, og den elektriske kraft, som frastøder protonerne. I jern er de 26 protoner i atomkernen tættere forbundet end i andre kerner, og derfor skal der tilføres energi (modsat frigørelse af energi) for at processen kan fortsætte. Der opstår en energikrise, når det indre i en stjerne er blevet omdannet til jern.

Konsekvenserne er store. Når først jernets masse i stjernens indre overstiger 1,4 gange stjernens vægt, får gravitationen magten og kernen falder sammen (imploderer) til størrelsen af en neutronstjerne. Herved frigøres tilstrækkelig energi til at fjerne materialet i overfladen ved en kæmpe eksplosion – en supernova er skabt. Materialet i overfladen har løgstruktur: Hydrogen og helium findes stadig i de ydre lag, mens de varmere indre lag indeholder atomer fra de højere numre i det periodiske system. Det materiale, som kastes ud i rummet, indeholder en blanding: Oxygen er det mest almindelige stof, herefter følger carbon, nitrogen, silicium og jern. Når vi tager hensyn til alle former for stjerner og den måde, de udvikler sig på, svarer forholdet mellem disse stoffer til det forhold, de forekommer i her på Jorden.

Jern er nr. 26 i det periodiske system, og tilsyneladende udgør de tungere atomer et problem, fordi det kræver energi at danne dem. Men det viser sig, at den intense varmedannelse, når stjernen imploderer, og eksplosionen, som kaster materiale ud i rummet, tilsammen producerer små mængder af de resterende atomer i det periodiske system, helt op til uran (nr. 92).

[…]

Nuklear effektivitet når ε = 0,007

En af astrofysikkens store sejre er at kunne redegøre for dannelsen af de forskellige atomer. Skaberen behøvede ikke 92 forskellige ‘knapper’ for at skabe dem alle. Enkelte detaljer er stadig uklare, men pointen er klar: Alt afhænger af den kraft, som binder partiklerne (protoner og neutroner) i atomkernen sammen.

Einsteins berømte formel E = mc² betyder, at massen (m) er forbundet til energien (E) ved hjælp af lysets hastighed (c). Lysets hastighed har grundlæggende betydning. Det er faktoren mellem masse og energi. Den eneste måde, hvorpå masse kan omdannes 100 % til energi, er ved at tilføre den samme mængde antistof, og det findes der ikke ret meget af i vores galakse, hvilket er heldigt for os. Blot 1 kg antistof kunne frembringe lige så meget energi som et stort kraftværk producerer på 10 år. Almindeligt brændstof som benzin, og selv eksplosiver som TNT, frigør kun omkring en milliardedel af stoffets energi. Disse brændstoffer virker ved en kemiske reaktion, hvor atomkernerne ikke ændres, men hvor det er elektronernes baner og og bindingen mellem atomerne, der ændres. Energiudladningen ved kernefusion er enorm fordi processen er millioner af gange mere effektiv end en kemisk reaktion. Kernen i et helium-atom vejer 99,3 % sammenlignet med de 2 protoner og 2 neutroner, som den består af. De resterende 0,7 % frigøres som varme. Brændstoffet som driver Solen – hydrogen i gasform i Solens kerne – konverterer 0,007 af sin masse til energi, når det omdannes til helium. Dette tal kaldes ε, og det bestemmer en stjernes livslængde. Yderligere omdannelse af helium hele vejen op til jern frigør kun yderligere 0,001. De sene stadier i en stjernes liv er derfor relativt korte. Det skyldes, at i midten af de varmeste stjerner trækker neutrinoer energi væk.

Når simple atomer gennemgår kernefusion, afhænger den frigjorte energi af den kraft, som binder partiklerne i kernen sammen. Denne kraft er forskellig fra de kræfter, jeg allerede har nævnt, nemlig gravitation og elektricitet, og den er kun virksom på meget kort afstand. I modsætning til gravitation og elektricitet kan vi ikke opfatte denne kraft direkte. I en atomkerne holder kraften protoner og neutroner sammen. Den elektriske frastødning, som ellers ville få de positivt ladede protoner til at flyve væk fra hinanden, bliver udlignet. Fysikerne kalder kraften for den stærke kernekraft (strong interaction).

Lars Petersen: Den stærke kernekraft beskrives i dette indlæg på min blog: Helle og Henrik Stub om Universets finjustering.

Den stærke kernekraft er en dominerende kraft inden for atomernes verden. Den er stærk nok til at fastholde protonerne i heliumkernen og i større atomkerner på en sådan måde, at kernefusion kan frigøre nok energi til vores egen Sol, som er forudsætningen for vores eksistens. Uden den stærke kernekraft ville Solen synke sammen om 10 millioner år som Kelvin indså for et århundrede siden. Da den stærke kernekraft kun virker inden for korte afstande, er den knap så effektiv i større og tungere atomkerner. Det er grunden til, at atomkerner tungere end jern er knap så hårdt sammenbundne (i stedet for det modsatte).

ε er nøje justeret

Kræfterne i atomkernen er uomgængelige, men hvor stor betydning har de egentlig? Hvad ville ændres, hvis ε havde værdien 0,006 eller 0,008 i stedet for 0,007? Ved første øjekast skulle man tro, at det næppe ville gøre den store forskel. Hvis ε var mindre, ville hydrogen ikke være helt så effektivt som brændstof, og Solen og stjernerne ville have kortere levetid. Dette ville i sig selv ikke være den store katastrofe – vi lever trods alt, og Solen er endnu ikke halvvejs i sin levetid. Men det viser sig, at der er både følsomhed og skrøbelighed forbundet med den proces, som omdanner hydrogen til resten af grundstofferne i det periodiske system.

Det første, svage led i kæden er omdannelsen af hydrogen til helium, som er meget afhængig af den stærke kernekraft. En helium kerne indeholder 2 protoner, men indeholder også 2 neutroner. I stedet for at samle de 4 partikler på en gang, bliver heliumkernen opbygget trinvis via deuterium (tung hydrogen), som indeholder en proton og en neutron. Hvis den atomare ‘lim’ var svagere, så ε var 0,006 i stedet for 0,007, kunne protonen ikke bindes til neutronen og deuterium ville ikke være stabilt. I så fald ville vejen til dannelse af helium være lukket. Så ville vi have et simpelt univers kun bestående af hydrogen, hvor alle atomer bestod af en proton og en elektron. Ingen kemiske forbindelser ville forekomme. Stjerner kunne godt eksistere i et sådant univers (hvis alle andre faktorer var uændrede), men de ville ikke indeholde atomart brændstof. De ville falde sammen og afkøles, og til sidst ende som affald. Der ville ikke være eksplosioner, som kunne sprede stof ud i rummet, så nye stjerner kunne dannes. Der ville ikke eksistere grundstoffer, som kunne danne planeter af sten.

Ud fra ovenstående ræsonnement ville nogen måske foreslå, at en højere værdi af den stærke kernekraft ville være en fordel for livet, fordi den nukleare fusion blev mere effektiv. Men vi ville ikke eksistere, hvis ε var større end 0,008 fordi hydrogen ikke ville eksistere siden Big Bang. I vores nuværende univers frastøder 2 protoner hinanden med så stor kraft, at de ikke kan bindes sammen, undtagen ved hjælp af 1 eller 2 neutroner. Disse neutroner er den ‘lim’, som binder kernen sammen, men som ikke påvirker kernen elektrisk, da neutroner ingen ladning har. Hvis ε havde værdien 0,008 ville 2 protoner kunne bindes direkte sammen. Dette ville ske allerede i det tidlige univers, og dermed ville der ikke være hydrogen tilbage til de almindelige stjerner, og vand (H₂O) ville ikke findes.

I ethvert univers med kompleks kemi kræves det, et ε er i området 0,006-0,008. Nogle detaljer er endda mere delikate end beskrevet. Den engelske astronom Fred Hoyle fandt ved et tilfælde en finjustering, da han var ved at beregne, hvordan carbon og oxygen dannes i stjerner. Carbon (6 protoner og 6 neutroner i kernen) fremstilles ved at kombinere 3 heliumkerner. Der er kun ringe chance for, at alle 3 kerner kombineres på samme tid, så processen har et mellemstadie, hvor 2 heliumkerner bliver til en beryllium-kerne (4 protoner og 4 neutroner). Senere skal beryllium kombineres med helium for at danne carbon. Hoyle stødte ind i det problem, at denne beryllium-kerne ikke var stabil, men vil henfalde så hurtigt, at en tredie helium-kerne næppe kunnen nå at binde sig, inden beryllium-kernen var forsvundet. Hvordan kunne carbon så dannes? Det viste sig, at der er en egenskab ved carbon-kernen, som kaldes for “resonans” og som indeholder ekstra energi, der forøger chancerne for at beryllium-kernen kombineres med en helium-kerne et kort øjeblik inden den henfalder. Hoyle havde forudset, at denne “resonans” eksisterede, og han fik sine kolleger til at måle den hvilket lykkedes. Dette tilsyneladende ‘uheld’ i kernefysikken muliggør dannelse af carbon, men en lignende effekt er ikke til stede ved næste trin i processen, hvor carbon indfanger endnu en helium-kerne og danner oxygen. Den vigtige “resonans” er yderst følsom over for den stærke kernekraft. Bare en ændring på 4 % nedsætter dannelsen af carbon betydeligt. Derfor argumenterede Hoyle, at hele vores eksistens ville være i fare, hvis ε blev ændret nogle få procentpoint.

[…]

Antallet af grundstoffer afhænger af ε. Det er værd at bemærke, at ingen carbon-baseret biosfære kunne eksistere, hvis ε havde værdien 0,006 eller 0,008 i stedet for 0,007.

Kilder

Ovenstående tekst stammer fra bogen Just six numbers s. 49-57 af Martin Rees,
ISBN 978-0-465-03673-8. Oversat af Lars Petersen.

Forsiden er lavet af Sandbh fra Wikimedia Commons.