18 april 2014

Nucleosynthese en de oerknal – waarom het heelal begon met waterstof en helium, en verder niets

Vandaag even geen Messier Maandag. In plaats daarvan maken we een uitstapje naar een ander artikel van onze astro-vriend Ethan Siegel van Starts With a Bang – de ultieme herkomst van de elementen.

BB nucleo 1

Als je rondkijkt in het huidige universum, dan zal je één ding opvallen: het stikt werkelijk van de waterstof en helium. Dat is ook logisch – het is immers de fusie van waterstof tot helium dat de krachtbron vormt van de meeste sterren die het heelal vullen met hun licht.

BB nucleo 2

Hier op aarde gaat deze vlieger niet op: waterstof en helium maken slechts een heel klein deel uit van onze thuiswereld. Sterker nog: gesorteerd op massa bestaat de aarde voor minder dan een procent uit waterstof en helium. Als we ons beperken tot de aardkorst, zakt dit percentage zelfs nog meer naar beneden. De conclusie is duidelijk: onze planeet bestaat vrijwel geheel uit elementen die zwaarder zijn dan waterstof en helium

BB nucleo 3 abundance of elements per silicium

Vrijwel al deze zware elementen zijn ontstaan in eerdere generaties van sterren. Deze sterren hebben tijdens hun leven kernbrandstof gefuseerd tot zwaardere elementen. Uiteraard zijn deze sterren ook weer overleden, waarbij de zware en verrijkte elementen zijn teruggegeven aan de kosmos. Vervolgens zijn deze zware elementen terecht gekomen in de volgende generatie van sterren en uiteindelijk, nadat er voldoende van gemaakt was, ook in rotsachtige planeten.

BB nucleo 4 Beta Pictoris dustdisk

Het heelal is echter niet begonnen met deze zwaardere elementen. Sterker nog, volgens de oerknaltheorie is het heelal momenteel aan het uitdijen en afkoelen. Dat betekent dat alle materie in het verleden veel dichter opeengepakt moet zijn geweest en dat de straling ooit veel heter moet zijn geweest. Als je ver genoeg teruggaat in de tijd, dan is de dichtheid en temperatuur zelfs te hoog voor de productie van neutrale atomen – althans, zonder deze weer direct uit elkaar te laten knallen. Toen het heelal vroeger voldoende was afgekoeld, is de productie van neutrale atomen echt goed op gang gekomen – dit is waar de kosmische achtergrondstraling vandaan komt.

BB nucleo 5

Op dat moment bestond het heelal voor 92% uit waterstof en voor 8% uit helium, in absolute aantallen – of voor 75% uit waterstof en voor 25% helium, gesorteerd op massa. Daarnaast was er ook een minuscule hoeveelheid lithium en beryllium, maar verder helemaal niets. Maar hoe is die verhouding precies ontstaan? Het had immers niet zo hoeven te zijn – als het universum vroeger heet en dicht genoeg was voor spontane kernfusie, waarom is er dan niet meer helium ontstaan? En waarom zijn er helemaal geen andere elementen gevormd?

Om het antwoord op die vraag te vinden, moeten we zeer ver teruggaan in de tijd. Niet naar de eerste paar honderdduizend jaar van het heelal, toen de eerste (stabiele) atomen gevormd werden. Ook niet naar de eerste jaren, dagen of uren! Nee, we moeten teruggaan naar de tijd dat de temperatuur dusdanig hoog was, dat atoomkernen niet gevormd konden worden zonder direct weer uiteen te vallen. We moeten zelfs nog verder terug, naar het moment waarop het heelal gevuld was met bijna gelijke aantallen materie en antimaterie – het heelal was toen een fractie van een seconde oud.

BB nucleo 6 particle equilibrium

Het heelal was ooit dusdanig heet, dat het gevuld was met een vrijwel gelijke hoeveelheid materie en antimaterie: protonen en antiprotonen, neutronen en antineutronen, elektronen en positronen, neutrino’s en antineutrino’s en natuurlijk fotonen (die hun eigen antideeltjes zijn). Overigens zijn ze niet exact gelijk, maar daar kun je hier meer over lezen. Als het universum heet is – en met heet bedoel ik boven de temperatuur die nodig is om spontaan materie/antimaterie paren te vormen vanuit normale fotonen – dan krijg je een enorme hoeveelheid materie en antimaterie.

Nu komt het opmerkelijke: de snelheid waarmee materie/antimaterie paren gevormd worden is exact gelijk aan de snelheid waarmee ze weer vernietigd worden. Immers: zodra een materie/antimaterie paar gevormd wordt, trekken ze elkaar aan. Zodra materie en antimaterie elkaar raken, annihileren ze weer terug naar fotonen! Naarmate het universum verder afkoelt, beginnen de materie/antimaterie paren elkaar sneller te annihileren. Daarnaast wordt het moeilijker om fotonen te vinden met voldoende energie om deze paren te maken. Uiteindelijk is het dusdanig afgekoeld dat exotische deeltjes verdwijnen, waarna alle antiprotonen en antineutronen annihileren met protonen en neutronen. Alles wat overblijft is een kleine asymmetrie van materie (in de vorm van protonen en neutronen), badend in een zee van straling.

BB nucleo 7 annihilation

Op dat moment (het universum is nog altijd minder dan een seconde oud) zijn er ongeveer evenveel protonen en neutronen, met een verhouding van ongeveer 50:50. Deze protonen en neutronen zullen uiteindelijk de atomen van ons universum worden, maar zover is het nog lang niet. Elektronen (en positronen) zijn echter veel lichter en bestaan dus nog altijd in enorme aantallen (met enorm veel energie) – maar ook daar zal een einde aan komen.

BB nucleo 8 pair production

Het is nog altijd heet genoeg om protonen en neutronen vrij gemakkelijk in elkaar te laten veranderen: een proton kan combineren met een elektron om een neutron te maken (en een elektron-neutrino), terwijl een neutron kan combineren met een elektron-neutrino om een proton en een elektron te maken. Dit is waarom er destijds bijna evenveel protonen als neutronen waren.

Neutronen zijn, zoals je misschien wel weet, iets zwaarder dan protonen – een verschil van ongeveer 0,2%. Naarmate het universum verder afkoelt (en de positronen weg-annihileren), wordt het steeds moeilijker om een proton-elektron paar te vinden met voldoende energie om een neutron te maken. Het is echter relatief gemakkelijk voor een neutron-neutrino paar om een proton-elektron paar te vormen. Hierdoor wordt – in de eerste drie seconden van het heelal – een behoorlijke fractie van de neutronen omgezet in protonen. Tegen de tijd dat deze interacties insignificant worden, is de verhouding tussen protonen en neutronen veranderd van 50:50 naar 85:15.

BB nucleo 9 neutron proton ratio

Deze protonen en neutronen zijn heet, dicht en algemeen genoeg om te fuseren tot zwaardere elementen en geloof me, dat willen ze graag! Helaas gooien fotonen (stralingsdeeltjes) roet in het eten. Er zijn namelijk een miljard keer meer fotonen dan protonen en neutronen, zodat de komende minuten iedere vorm van fusie ongedaan wordt gemaakt. Zodra een proton en een neutron samen komen om deuterium te vormen (de eerste stap van kernfusie), dan zal altijd een hoogenergetisch foton langskomen om het geheel weer uit elkaar te laten knallen. Dit proces staat bekend als de deuterium-flessenhals; aangezien deuterium relatief fragiel is, zal deze fragiliteit ervoor zorgen dat verdere kernreacties niet plaats kunnen hebben.

BB nucleo 10 deuterium bottleneck

In de tussentijd, enkele minuten later, gaat er iets anders gebeuren. Een vrij proton is stabiel, zodat er niets mee kan gebeuren. Een vrij neutron is echter instabiel – het zal vervallen tot een proton, elektron en elektron-neutrino met een halfwaardetijd van ongeveer tien minuten. Tegen de tijd dat het universum voldoende is afgekoeld om deuterium niet meteen te vernietigen, zijn nog eens drie minuten verstreken. Hierdoor is de verhouding tussen protonen en neutronen veranderd van 85:15 tot bijna 88:12.

BB nucleo 11 neutron decay

Nu deuterium (eindelijk) stabiel geproduceerd kan worden, begint de kernfusie op gang te komen – en hoe! Het heelal is nog altijd heet en dicht genoeg om (via enkele “fusiekettingen”) ervoor te zorgen dat vrijwel ieder neutron een groepje zal vormen met nog een neutron en twee protonen. Het resultaat is helium-4, een isotoop van helium dat (qua energie) veel stabieler is dan deuterium, tritium of helium-3!

BB nucleo 12 helium-4 formation

Tegen de tijd dat dit gebeurt is, op het moment dat het heelal vijf minuten oud is, zal de dichtheid te ver zijn afgenomen om de volgende fusiereactie spontaan te laten plaatsvinden. Dat betekent dat de volgende stap – de fusie van helium-4 tot koolstof-12 – pas tientallen miljoenen jaren later zal beginnen, als de eerste sterren gevormd zijn!

Maar de zojuist gevormde atoomkernen zijn stabiel en er zal daarnaast ook een beetje helium-3 zijn (waarin tritium uiteindelijk zal vervallen), deuterium (waterstof-2) en een heel klein beetje lithium en zelfs beryllium, het resultaat van heel zeldzame fusiereacties.

BB nucleo 13 element abundance to hydrogen

Maar de overgrote meerderheid van alle neutronen (99,9%) zullen uiteindelijk opgesloten zitten in helium-4 kernen. Aangezien het heelal vlak voor de nucleosynthese (de fusie naar zwaardere elementen) voor 12% uit neutronen heeft bestaan en voor 88% uit protonen, dat betekent dat al deze neutronen en een gelijk aantal protonen (ook ongeveer 12% van het heelal) terecht komen in helium-4 – dat is omgerekend zo’n 25% van de totale massa, waardoor de overige 75% van het heelal bestaat uit protonen oftewel waterstofkernen.

BB nucleo 14

Nou, dat is dus waarom het heelal voor 75% uit waterstof bestaat en voor 25% uit helium. Aangezien iedere heliumkern ongeveer vier keer meer weegt dan een waterstofkern, komen we uit op 92% waterstof en 8% helium (qua aantal atoomkernen). Overigens heeft 13 miljard jaar aan geavanceerde kernfusie in sterren ervoor gezorgd dat 1% van het heelal bestaat uit atomen die zwaarder zijn dan waterstof en helium.

Dat is hoe alle elementen in het heelal begonnen zijn! Alles wat je bent, alles wat je weet en ieder materiaal dat je hebt aangeraakt is uiteindelijk afkomstig van een oersoep van protonen en neutronen en was ooit niets meer dan een verzameling van waterstof- en heliumatomen.

En toen gebeurde het universum…….en voila, hier zijn we dan met z’n allen :)

BB nucleo 15 Infrared Eagle Nebula

Bron: Starts With a Bang

Share

Laat wat van je horen

* Copy This Password *

* Type Or Paste Password Here *