Icon up Overzicht Volgende Icon right

Het ontstaan van elementen

Onderwerp: Astrofysica, Kern- & Deeltjesprocessen (vwo), Kernfysica

Begrippen: Neutron, Proton

De Verenigde Naties hebben 2019 uitgeroepen tot het internationale jaar van het Periodiek Systeem. Het is dit jaar namelijk 150 jaar geleden dat Dmitri Mendelejev de basis legde voor deze ordening van elementen. In veel natuurkunde- of scheikundelokalen op school hangt wel een kleurige kaart van het periodiek systeem. Daarom zullen we eens een natuurkundige blik werpen op de ordening van elementen.

Alle stoffen op aarde blijken te zijn opgebouwd uit atomen. Lange tijd werden deze als kleinste deeltjes beschouwd. Ze lieten zich fraai rangschikken door de Russische scheikundige Mendelejev in zijn beroemd geworden periodiek systeem van atomen.

Atomen en elementen

Mendelejev deed zijn rangschikking op basis van massa. Toen later de atoom- en kernfysica nieuwe onderzoeksgebieden in de natuurkunde werden, bleek dat die kleinste deeltjes uit nog kleinere deeltjes bestaan: de geladen protonen en ongeladen neutronen. Het aantal protonen bepaalt het atoomnummer van het atoom. Het atoomnummer bleek een betere waarde voor de rangschikking dan de massa. Er waren (onbekend bij Mendelejev) namelijk nogal wat atomen die chemisch identiek reageerden, maar een verschillende kernsamenstelling hadden en daarmee een verschillende massa. Daarna werd de naam element gereserveerd voor alle atomen die chemisch identiek waren, terwijl de atoomsamenstelling kon verschillen. Het aantal protonen van een atoom van een element was altijd hetzelfde, maar het aantal neutronen verschilde. Aan elk element was een symbool toegekend (al bleken na Mendelejev sommige elementen geen elementen te zijn). Voor waterstof bijvoorbeeld H (van hydrogenium uit het Latijn) en voor zuurstof O (oxygenium). Het periodiek systeem laat alle elementen van 1 tot en met 103 protonen (= atoomnummer) daarop gerangschikt zien. Het atoomnummer wordt dan onder het symbool geschreven. Voor waterstof is dit 1H en voor zuurstof 8O. Feitelijk zijn symbool en atoomnummer een-op-een aan elkaar gekoppeld en wordt het atoomnummer ook vaak weggelaten.

Isotopen

De verschillende ‘smaken’ atomen van een element staan dus allemaal op één plek in het periodiek systeem en worden isotopen genoemd. Isotoop betekent ‘gelijke plaats’. Zo zijn er voor het voor ons zo belangrijke zuurstof, dat altijd 8 protonen heeft (en daarmee atoomnummer 8), kernen met 8 neutronen (samen 16 kerndeeltjes, 16O, de meest (99%) voorkomende isotoop) maar ook met 11 neutronen (19O) of maar 7 (15O). Al deze isotopen reageren chemisch op dezelfde manier met waterstof om water te vormen (H2O), maar hebben andere natuurkundige eigenschappen. Zoals bijvoorbeeld verschillende vervaltijden. De meeste samenstellingen zijn instabiel en vervallen naar stabielere atoomkernen door uitstraling van energie en/of geladen deeltjes. Deze isotopen noemen we radioactief. Zo merken we maar weinig van de meeste isotopen van zuurstof, omdat bijna alles 16O is en de overige isotopen in korte tijd zijn vervallen en daardoor niet meer bestaan.

Als je om je heen kijkt dan kun je een groot aantal stoffen zien. Als we ze analyseren op samenstelling, dan blijken alle stoffen uit slechts 94 elementen te bestaan, in verschillende verhoudingen (water als H2O en roest als Fe2O3)  of soms puur (zoals edelgas helium He).

Kernfusie

Naarmate de kennis van de kernfysica toenam, konden we ook een reden vinden voor de energie-uitstraling van sterren. Eerder dacht men dat ze moesten bestaan uit koolstof dat verbrandde, daarna dat het misschien door verval van radioactieve stoffen kwam. Er bleek dan wel een groot verschil te zitten tussen de berekende levensduur van de sterren en hun gemeten leeftijd, die vele malen langer was. Pas nadat kernfusie ontdekt was, begreep men dat kernen van elementen onder extreme omstandigheden van druk en temperatuur konden samensmelten tot nieuwe elementen. Bij deze kernfusie komt energie vrij. Protonen worden samengevoegd tot een nieuwe kern. En een ander aantal protonen betekent automatisch een ander element. De grootste energiebron van de zon is het omzetten van vier waterstofkernen van één deeltje (1H) in één heliumkern van vier deeltjes (4He). Daarbij veranderen twee protonen twee neutronen. Het element helium heeft 2 protonen in de kern en 2 neutronen. Dat ladingsoverschot wordt bij fusie in de vorm van twee positief geladen elektronen (zogenaamde positronen) ‘afgevoerd’. Kernfusie kan ook kunstmatig worden toegepast in reactoren voor energie-opwekking.

 

Figuur 1: Energie die vrijkomt door kerndeeltjes in andere kerndeeltjes te veranderen door fusie of splijting. Figuur: Theo de Klerk.

Naarmate sterren meer massa hebben, kunnen ze de druk en temperatuur nog verder opvoeren, zodat de eerder ontstane heliumkernen weer fuseren tot zwaardere elementen – tot het element ijzer aan toe. De energie die vrijkomt bij fusie van helium (2He) via vele tussenstappen naar ijzer (26Fe) is per stap steeds minder groot. Nadat ijzer is gevormd, kost het zelfs energie om elementen met een groter atoomgetal te maken. Dat gebeurt dan ook niet in sterren. Elementvorming, of met een mooi woord nucleosynthese, in sterren stopt daarom bij ijzer. Dat zie je in figuur 1.

Supernova’s

In een ster wil de zwaartekracht alle massa in één punt in het centrum samenballen. Tijdens het leven van de ster verhindert de stralingsdruk van het uitgestraalde licht dit. Maar aan het eind van het leven van een ster gebeurt er iets bijzonders. Dan heeft de ster geen energiebron meer voor die tegendruk en krijgt de zwaartekracht vrij spel: de ster begint te krimpen. Het centrum wordt steeds compacter en heter.

 

Figuur 2: Sterren hebben in modelberekeningen een verschillende levensloop afhankelijk van hun massa. Tekening: Theo de Klerk.

Wat er dan gebeurt met de ster hangt af van de massa van de ster. In figuur 2 zie je dit weergegeven. Bij een kleine massa van de ster (tot zo’n 1,44 zonsmassa’s) zal de ster een compacte dwergster worden die nauwelijks licht geeft. Bij meer dan vijf zonsmassa’s ontstaan er situaties waarbij de buitenschillen weggeblazen worden: dat heet een supernova. Een bekende staat in figuur 3, de Krabnevel. Wat achterblijft, is een kleine neutronenster of, bij grote massa, een zwart gat. Zo’n supernova-explosie is heel heftig en het kan wel miljoenen jaren duren, voordat er van de explosie niets meer te zien is. Het is dus niet te vergelijken met een vuurwerkrotje dat een paar seconden lekker knalt, waarna het dan ook voorbij is. De weggestoten gassen van een supernova leggen duizenden lichtjaren af en zelfs op hoge snelheid duurt dat wel even.

 

Figuur 3: Krabnevel als gezien door de Hubble-telescoop (M1 in sterrenbeeld Stier) – een supernova uit 1054 waarvan vandaag de uitdijende gaswolk te zien is, nadat de ster in het midden is ontploft. Nog steeds straalt deze stervende neutronenster energierijke gamma- en radiostraling uit waarmee de gaswolk verlicht wordt. Bron: Hubble-telescoop.

Het zijn de weggeblazen buitenschillen die interessante verschijnselen tonen. Hier kunnen nu wél elementen zwaarder dan ijzer worden gevormd. Dit kan door neutroneninvangst van wegschietende deeltjes. Uiteindelijk vermengt de materie van deze schillen zich met andere gaswolken in het heelal die vooral uit waterstof bestaan. Hieruit kunnen opnieuw sterren ontstaan: de 2e generatie. En het patroon kan zich herhalen tot 3e, 4e en hogere generaties.

 

Figuur 4: De Pilaren van creatie als gezien door de Hubble-telescoop (M16 in sterrenbeeld Adelaar) – stofwolken waaruit nieuwe, hogere generatie, sterren ontstaan. De wolk wordt verlicht door licht van al geboren sterren. Bron: Hubble-telescoop .

Telkens ontstaat aan het einde van het leven van een zware ster een supernova-uitbarsting. Opnieuw worden zware elementen gevormd en hun aandeel wordt steeds groter. In het heelal zijn samenklonterende gaswolken te vinden, zoals in figuur 4. Restanten van de gaswolken waaruit sterren ontstaan, kunnen ook samenklonteren tot planeten die om de ster heen draaien. Zo denken we dat de aarde ontstaan is uit restanten die overbleven toen de zon zich gevormd had. De stralingsdruk die de zon al kon opbouwen, duwde de rest van de gaswolk van zich af tot een wolk rondom de zon waaruit in de loop van vele miljoenen jaren de planeten zijn ontstaan. Die wolk bestaat uit een mengsel van waterstofgas en elementen die uit vroegere supernova’s zijn ontstaan. Zo hebben we op aarde uiteindelijk 94 verschillende elementen in verschillende hoeveelheden of ‘abundantie’. Sommige zijn moeilijk te maken in supernovae en komen dan ook weinig op aarde voor. Het kan ook zijn dat de ontstane isotopen van de elementen in de supernova instabiel (radioactief) zijn en inmiddels al vervallen zijn in andere elementen.

Als we de abundantie in een grafiek zetten in verhouding tot het voorkomen van het element silicium (grootste bestanddeel van zand en rotsen) dan zie je in figuur 5 dat de elementen met atoomnummer hoger dan ijzer duidelijk in de minderheid zijn – maar sommige minder dan andere. En de verspreiding over de aarde is ook niet gelijkmatig. Sommige elementen worden vooral in bepaalde landen gevonden.

 

Figuur 5: Abundantie van elementen vergeleken met silicium (bestanddeel van zand). Bron: Wikipedia (vertaald).

Sterrenstof

Zoals de bekende overleden astronoom Carl Sagan al zei: “The cosmos is within us. We are made of star-stuff. We are a way for the universe to know itself.”

Elementen tot aan ijzer kunnen rechtstreeks uit de sterrenfabriek gekomen zijn als producten van de kernfusies die in de kern optraden. Zwaardere elementen moeten op een andere manier tot stand zijn gekomen: door supernova-explosies. Boven atoomnummer 94 (voor element plutonium) komt geen enkel element meer van nature voor. Als ze al bestonden, dan zijn ze vervallen (door splijting) in brokken van lichtere elementen. We kunnen ze met veel moeite wel weer maken door atoomkernen met neutronen te beschieten. Maar de resultaten tonen ons dat die nieuwe elementen een bijzonder korte levensduur hebben. Al lijkt er uit berekeningen wel een ‘stabiliteitszone’ te zijn voor bepaalde isotopen van elementen met een hoog atoomnummer. Van nature zijn ze niet gemaakt en wij ontberen nog de middelen om ze te maken. Dat blijft dus nog even een hypothetisch gebied.