Solens Kerneprocesser
Solen er en stjerne, og den stjerne som ligger tættest på Jorden. Solens hovedbestanddele er gassen brint (hydrogen / H). Herefter kommer Helium, som er resultat er de mange fusionsprocesser der foregår i Solens midte. En fusionsproces er en sammensmeltning af atomer. For at starte sådan en proces skal der store mængder energi til, og det er der i solens kerne, hvor der er omkring 15 million grader Kelvin.
I Solen eksisterer der som sagt meget hydrogen, som består af en proton i kernen. De primære kerneprocesser i solen starter ved at to normale hydrogen atomer er støder sammen med høj fart, pga. den store varme i solens kerne som gør at partikler får fart på. Dette danner så Helium med to Protoner og ingen neutroner, men da der ingen ligevægt er mellem kernekræfterne i atomet så bliver det ved hjælp af radioaktive Beta-henfald til brint med en neutron og en proton. Vi har så brint i den isotop, der kaldes deuterium. Deuterium støder så sammen med et normalt brintatom og det danner helium med to protoner og en neutron. Der løber jo rigtig mange af sådanne processer i gang samtidig, og derfor er der nu mange heliumatomer med to protoner og en neutron. Disse heliumatomer rammer så mod hinanden og danner så helium med to protoner og to neutroner, som er det normale for helium. Hvis du er hurtig, har du lagt mærke til at to gange to protoner plus to gange én neutron ikke passer med to protoner og to neutroner. Processen danner nemlig også to normale brint atomer, som så kan gå ind i nogle nye processer. Disse processer kan skrive sådan her:
H-1 + H-1 > H-2 + positron (Beta+ partikel og antipartikel til elektron) + neutrino
H-2 + H-1 > He-3 + gamma stråle
He-3 + He-3 > He-4 + H-1 + H-1
Under alle disse processer er der udløst en masse energi, og det er den energi der giver solen sin varme, og dermed opvarmer Jorden go alle de andre planeter. Nogen kunne måske undre sig over hvordan en sammensmeltning af atomer kan giver Solen al den energi. Det får den ud fra Einsteins ligning E=mc². Denne ligning betyder at Energi er lig med masse gange lysets hastighed i anden. Denne ligning gør sig gældende på Solen idet, der er et (meget) lille massetab per reaktion. Dette tab er alligevel stort nok til, at der hvert sekund bliver omdannet flere millioner tons gas til energi per sekund. Nogle af disse heliumatomer forsætter så videre i andre processer og laver tungere grundstoffer men disse er ikke så ofte fremkomne. Den anden mest brugte i Solen er CNO-reaktionen, og selvom den ikke forekommer så ofte er den hver at tage med da den forekommer meget ofte i tungere stjerner, og i stjerner der går under betegnelsen ”Rød Gigant”. I dette cyklus støder kulstof-12 (C-12) sammen med fire hydrogen atomer og danner kulstof-12 og helium-4. Kulstof bliver altså brugt som en genvej, til at danne helium. Men inden det har kernen været igennem nitrogen-13, kulstof-13, nitrogen-14, oxygen-15 og nitrogen-15 i nævnte rækkefølge. Dette kan skrives på denne måde:
C-12 + H-1 > N-13 + gammastråle
N-13 (gennem beta+ henfald) > C-13 + positron + neutrino
C-13 + H-1 > N-14 + gammastråle
N-14 + H-1 > O-15 + gammastråle
O-15 (gennem beta+ henfald) > N-15 + positron + neutrino
N-15 + H-1 > C-12 + He-4
Men denne reaktion kræver at der er noget kulstof, og for at danne kulstof-12, skal der nogle heliumatomer gennem en nukleonssyntese hvor to heium-4 slår sig samme til beryllium-8. Denne isotop er dog ikke særlig stabil. Den lever faktisk kun i 10-17 sekunder. På den tid skal der så nå at komme endnu et helium-4 ind i den. Det er utroligt at dette kan forekomme men oppe på solen, hvor der er så stor del helium og de bevæger sig så hurtig sker det. På den måde er der så dannet kulstof-12. Dette kaldes en tredobbelt-alfa-reaktion. Disse processer begynder dog først rigtig at tage til når stjernen udvikler sig til en rød gigant. Hvis man bliver ved med at tilføje helium-4 atomer kan man danne grundstoffer helt op til jern (Fe) som er så stabil at den ikke kan fusionere med helium-4 under de forhold der er på normaler stjerner som solen. For at danne disse tungere grundstoffer skal en stjerne eksplodere i en supernova, hvor trykket er stor nok til at atomer kan blive trykket sammen til tungere grundstoffer.
Det sidste problem med alle disse reaktioner er at de danner mange neutrinoer. Neutrinoer er små neutrale partikler, som nærmest upåvirket flyver ud fra solen og og hen til Jorden og nærmest lige igennem dem. Men solen producere åbenbart ikke så mange, som man har forudsagt. Det betyder indirekte at enten kender vi ikke solens reaktioner godt nok, eller også kender vi ikke neutrinoerne godt nok. Her er det nok mest sandsynligt at det er neutrinoerne vi ikke kender ordentligt. Forskere mener at der at fordi at neutrinoer bevæger sig i forskellige spektre og vi kun kan måle vise dele af spektrene, men det vil ikke komme ind på i denne artikel.