En privile­gierad tid

Det var först efter att den mörka materian tillsammans med den synliga hade börjat dra ihop väte- och heliumatomerna i gigantiska, massiva ”klumpar”, som stjärnor och galaxer kunde bildas. Men det skulle dröja ytterligare några miljarder år innan de stora grund­ämnes­byggande stjär­norna föddes. Man tror nämligen att de allra första stjär­norna var för kortlivade för att det skulle kunna ske. Vissa anser till och med att det var först i den andra generationen av stjärnor som för­hål­landena var de rätta för att tyngre grundämnen skulle kunna byggas. Man talar totalt om tre generationer – eller populationer – av stjärnor, och av någon anledning är de namngivna i bakvänd ordning. Så den tidigaste gene­rationen av stjärnor kallas för Population III-stjärnor (ibland för­kortat Pop III). Dessa stjärnor finns inte längre kvar men antas ha bestått av i princip enbart de ursprungliga grund­ämnena väte och he­lium. Stjär­norna var mycket stora och brann upp för­hål­landevis snabbt, så några tyngre grundämnen hann aldrig bildas.

Nästa generation stjärnor, Pop II, kallas ”metallfattiga stjärnor”, men det var ändå i dessa som tyngre grundämnen började bildas. Bara ett få­tal av dessa stjärnor finns kvar idag. Av alla de miljontals stjärnor som människan har studerat hittills är det bara runt 35 stycken som har varit Pop II-stjärnor. En av de senast upptäckta är SPLUS J2104 28.­01−004934.2, med ”smek­namnet” SPLUS J2104−0049. Den har till exempel bland de lägsta nivåerna av kol som har uppmätts i en stjärna, och det beror alltså på att den är en Pop II-stjärna. [2]

Vår egen sol tillhör den senaste populationen av stjärnor, Pop I. Dessa innehåller en större andel tyngre grundämnen (som järn, nickel och kol) än Pop II-stjärnorna, men det beror på att de har ”stulit” dessa ämnen från den tidigare populationen. Det var nämligen tack vare de största Pop II-stjärnorna som de övriga av de 118 grundämnena kunde börja bildas genom nukleosyntes. Sådana processer på­går också fort­farande i riktigt stora Pop I-stjärnor.[3]

Det är otroligt komplexa processer som behövs för att nya större atom­kärnor ska kunna bildas ur de mindre. Vissa av atomkärnans be­stånds­delar, protonerna, är ju positivt laddade och vill egentligen stöta bort varandra, men de hålls ihop av en ännu starkare kraft, den starka kärnkraften. Två atomkärnor kan i normala fall inte komma så nära varandra så att de slås ihop av den starka kärnkraften, eftersom de stöter bort varandra långt innan den kraften tar över. Denna frånstötande (re­pulsiva) kraft mellan atomkärnor kallas Coulomb-barriären[4] och det är den som gör att det i princip är omöjligt för oss människor att skapa nya grundämnen genom att slå ihop atomkärnor. Utanför kärnorna lig­ger ju dessutom ett ”moln” av negativt laddade elektroner som också hindrar dem från att komma intill varandra. För att två kärnor ska kunna pressas tillräckligt nära varandra krävs därför mycket höga tryck och tem­peraturer, vilket man har i mycket stora stjärnor. I stjärnor finns dess­utom ytterligare en väg för atomkärnor att växa och det är genom så kallad tunnling (eller tunnel­effekt), som har med så kallad kvantfysik att göra. I en stjärna medför tunneleffekten att en proton på grund av kvant­effekter helt plötsligt kan befinna sig inne i en annan atomkärna – och vips så har det ursprungliga grundämnet förvandlats till ett tyngre.

Nukleosyntesen är en oerhört komplex och fascinerande process (om man är intresserad av vårt ursprung!). Det första steget är att två pro­toner ska kunna slås ihop och bilda en tyngre partikel. Det är ett extremt svårt steg eftersom de två positivt laddade protonerna är starkt åtskilda av Coulomb-barriären. När två protoner slås ihop till en tyngre partikel sker det därför just genom tunneleffekten. Tunnlingen medför att par­tiklarna kan övervinna barriären trots att de egentligen inte har till­räckligt hög energi. När partiklarna slås ihop på detta sätt bildas i stället energi, vilket bidrar till den energi som strålar ut från en stjärna. Tack vare att tunneleffekten är mycket ovanlig så är det här en väldigt lång­sam process, och det är tur för oss. Om den hade varit snabbare skulle inte en stjärna kunna lysa i flera miljarder år. Då skulle det inte finnas tillräckligt med tid för planeter att bildas, eller för livet att ut­veck­las.

Efter det första, långsamma steget fortsätter sedan nukleosyntesen genom att fler och fler protoner och neutroner tillförs till atomkärnan. Ett helt avgörande steg för oss människor – och alla levande varelser – är den så kallade trippel-alfa-processen, vilket är det steg där den livs­nödvändiga kolatomens kärna bildas.

Snabbare än 0,0000000000000003 se­kun­der

Trippel-alfa-processen innebär att tre heliumkärnor (så kallade alfa­par­tiklar, 4He) slås ihop till kol-12 (12C). I riktigt massiva stjärnor kan pro­cessen sedan fortsätta till att bilda syre (16O) och ännu större kärnor. Processen fram till kol-12 är mycket svår, eftersom mellansteget mellan he­liumkärnan 4He och kol-12-kärnan 12C är extremt instabilt. I mellan­steget har två alfa­partiklar bildat ämnet beryllium-8 (8Be), vilket har en halve­rings­tid på i stor­leks­­ordningen bara 0,0000000000000003 se­kun­der. Det betyder att beryllium-8-kärnan inom bråkdelen av en sekund sönderfaller till ett annat ämne. Men – om denna mycket instabila kärna hinner träffas av ännu en alfa­partikel bildas den stabila kol-12-kärnan, 12C. Och den ge­nom­snittliga träfftiden av alfapartiklar på 8Be-kärnorna är faktiskt ännu kortare än halverings­tiden, åtminstone i stjärnor med temperaturer runt 800 000 000 °C. På så sätt kan processen fortgå. Puh, tur för oss![6]

Alla grundämnen i periodiska sys­te­met upp till järn (nummer 26) kan bildas genom nuk­leo­syntes i stora stjärnor, men sedan räcker inte ens värmen och trycket i dessa jättestjärnors inre till för att pressa ihop åter­stående ämnen. För att det ska hända krävs det en riktig stjärnsmäll. Bokstavligen. Genom kärnreaktioner i stjär­nans inre bildas tyngre och tyng­re ämnen, upp till järn. När till­räckligt mycket järn och andra äm­nen har bildats kollapsar stjärnan, och många av de bildade grund­äm­nena slungas ut i rymden i en super­nova.[7] Och det är just under några sekunder av denna stjärnsmäll, denna supernova, som de åter­stående grundämnena utöver järn kan bildas. Dessa ämnen sprids sedan ut i rymden tillsammans med det övriga ”stjärnstoftet”. Man har också sett att många av de tyngre grund­ämnena kan bildas när en viss typ av stjär­nor (”neutronstjärnor”) kolli­derar med varandra.[8] De tyngre äm­nen som bildas är till exempel kobolt, koppar, nickel, guld, silver, kvick­silver, zink, molybden och bly. Eftersom det krävs en supernova eller en stjärn­kollision för att de ska bildas, kan man förstå varför dessa äm­nen är så ovanliga i universum och i vår egen natur. Ändå är några av dem, såsom kobolt, koppar, zink och molybden, helt nödvändiga för mänskligt liv[9].

Geraint Lewis och Luke Barnes berättar om de tyngre grundämnenas långa resa i A Fortunate Universe:

"Det tidiga universum bestod till största delen av väte och helium, med i princip inga av de beståndsdelar som be­hövdes för att skapa planeter, träd och människor. Uni­versum behövde skapa flera generationer av stjärnor för att kunna producera stora mängder kol, syre och andra ämnen. Eftersom du är en intelligent varelse är det inte förvånande att du befinner dig i ett universum som är nästan 14 miljarder år gammalt, som har haft tillräckligt med tid för att skapa det material som behövdes för att skapa dig. Du existerar i en privilegierad tid."[10]

Man kan säga att det är en enorm tur för oss människor att det finns stora stjärnor, supernovor och kolliderande neutronstjärnor, för utan dessa fenomen skulle vi inte finnas. Det skulle inte finnas något syre, varken till vår kropp eller till jordens atmosfär, och det skulle inte heller finnas något kol eller kväve. Hela vårt solsystem har bildats av material från tidigare stjärnor som har exploderat. Så nästa gång någon säger att ”du är en stjärna!” – så ta åt dig, för det stämmer! Åtminstone till unge­fär 90 procent.

[1] Ravanis, Julia. Skönheten i kaos. Natur & Kultur, 2021. Digital utgåva.

[2], [3] Metcalfe, Tom. ”An ancient star casts new light on the birth of the universe”. NBC News, maj 2021. Läst oktober 2021. https://www.nbcnews.com/science/science-news/ancient-star-casts-new-light-birth-universe-rcna943

[4] Hyperphysics. ”Coulomb barrier for fusion”. Georgia State University. http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/NucEne/coubar.html

[5] Borb, Wikimedia Commons. Licens: Creative Commons Attribution-Share Alike 3.0 Unported license. https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Triple-Alpha_Process.svg

[6] COSMOS - The SAO Encyclopedia of Astronomy. ”Triple alpha process”. Swinburne University of Technology.  https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/t/Triple+Alpha+Process

[7] Matis, Howard S. (editor) et al. Nuclear Science—A Guide to the Nuclear Science Wall Chart. Fifth edition. Contemporary Physics Education Project (CPEP), Berkeley, 2019. Sid 10-5.

[8] Askergren, Jonas. ”Här är stjärnsmällarna bakom våra grundämnen”. Ny Teknik, januari 2018. Läst oktober 2021. https://www.nyteknik.se/grafik/har-ar-stjarnsmallarna-bakom-vara-grundamnen-6891025

[9] Zoroddu, Maria Antonietta; Aaseth, Jan; Crisponi, Guido; Medici, Serenella;  Peana, Massimiliano; Nurchi, Valeria Marina. ”The essential metals for humans: a brief overview”. Journal of Inorganic Biochemistry, juni 2019. Läst på PubMed oktober 2021. https://pubmed.ncbi.nlm.nih.gov/30939379/

[10] Lewis, Geraint F.; Barnes, Luke A.. A Fortunate Universe: Life in a Finely Tuned Cosmos. Cambridge University Press, Cambridge 2020. Kindle Edition. Sid 18-19.

Artikelförfattare: © Peter Asteberg. Publicerad: 2026-01-30