Glossarium astronomicum

Ook bekend als zonnekern

De sterkern is het centrale gebied van een ster. Bij sterren in de hoofdreeks (zoals de zon) is de kern de plaats waar kernfusie plaatsvindt, de energiebron van een ster. In de kern van een ster in de hoofdreeks worden waterstofatomen gefuseerd, waardoor helium ontstaat. In geëvolueerde sterren, zoals reuzen, vindt er mogelijk geen kernfusie plaats in de kern, of kunnen andere elementen, zoals helium, de brandstof voor deze kernfusie leveren. In deze geëvolueerde sterren kan waterstoffusie (en andere kernfusiereacties) plaatsvinden in schillen rond de kern.

Gerelateerde termen:
• Waterstoffusie
• Kernfusie
• Stralingszone
• Sterstructuur
• Convectieve zone

Het woord metaal wordt in de astronomie over het algemeen gebruikt om elk chemisch element te aanduiden, behalve waterstof en helium. De nucleosynthese kort na de oerknal resulteerde in een universum dat bijna volledig uit waterstof en helium bestond, met slechts sporen van andere elementen. In de loop van de tijd heeft kernfusie in de kernen van sterren een deel van deze waterstof en helium omgezet in zwaardere elementen zoals koolstof, zuurstof, stikstof en ijzer. Deze nieuwe zwaardere elementen werden verder omgezet door langzame kernreacties in reusachtige sterren en snelle kernreacties in supernova-explosies en botsingen van neutronensterren, waardoor de natuurlijke elementen ontstonden die we vandaag de dag kennen. Het metaalgehalte (metalliciteit genoemd) van sterren neemt toe met elke generatie sterren. In ons Melkwegstelsel hebben de oudste sterren doorgaans de laagste metalliciteit.

Gerelateerde termen:
• Reuzenster
• Melkweg
• Kernfusie
• Supernova
• Oerknal-nucleosynthese

Nucleosynthese verwijst naar processen waarbij zwaardere atoomkernen worden gevormd uit lichtere atoomkernen via kernfusie. Big Bang Nucleosynthese (BBN), ook wel Primordiale Nucleosynthese genoemd, is een kortstondig proces van nucleosynthese tijdens de hete en dichte Big Bang-fase van ons universum, bijna 14 miljard jaar geleden. Volgens onze huidige kosmologische modellen begon BBN in de eerste paar seconden van het vroege universum en duurde het enkele minuten. De timing hangt rechtstreeks samen met de snelheid waarmee het vroege universum uitdijde en afkoelde.

Vóór die eerste seconden was het universum te heet om atoomkernen te laten bestaan die complexer waren dan waterstof. Aan het einde van die paar minuten was het universum niet meer heet en dicht genoeg om kernfusie voort te zetten. Na het einde van BBN bestond ongeveer 25% van de massa van atoomkernen uit helium-4 (een bijzonder stabiele isotoop van helium) en 75% uit waterstof. Bij nader onderzoek blijkt dat er ook kleine sporen moeten zijn geweest van deuterium (een waterstofisotoop), helium-3 (een andere heliumisotoop) en isotopen van lithium: lithium-6 en lithium-7. De hoeveelheden van elk element die tijdens BBN zijn geproduceerd, zijn alleen afhankelijk van fundamentele kosmologische parameters en vormen dus een voorspelling van de kosmologische modellen.

Aangezien er in de daaropvolgende bijna 14 miljard jaar aanzienlijke aanvullende nucleosynthese heeft plaatsgevonden, met name in het binnenste van sterren, is het een uitdaging om de oorspronkelijke abundantie van elementen te schatten op basis van huidige observatiegegevens. Voor helium-4, helium-3, deuterium en lithium-6 komen de kosmologische BBN-voorspellingen zeer goed overeen met de reconstructies op basis van waarnemingen.

Voor lithium-7 is er een duidelijk verschil, maar het is op dit moment niet duidelijk of dat wijst op een probleem met ons begrip van BBN of op een probleem met de pogingen om de oorspronkelijke lithium-7-abundantie te schatten.

Gerelateerde termen:
• Oerknaltheorie
• Kernfusie
• Kern
• Metaal

Kernsplijting is een proces waarbij de kern van een zwaar element splitst in twee lichtere kernen. De massa van het resterende materiaal is kleiner dan die van de oorspronkelijke kern, terwijl het massadeficit vrijkomt als energie. De twee lichtere kernen die door kernsplijting worden geproduceerd, zijn vaak zelf radioactief en kunnen door radioactief verval nog meer energie vrijgeven.

Gerelateerde termen:
• Kernfusie
• Kern

Kernfusie is de overkoepelende term voor alle reacties waarbij lichtere atoomkernen botsen en samensmelten tot een of meer zwaardere atoomkernen. In de astronomie is waterstoffusie de kernfusiereactie waarbij waterstofkernen (elk bestaande uit één proton) worden omgezet in helium-4-kernen (elk bestaande uit twee protonen en twee neutronen die aan elkaar zijn gebonden). De helium-4-kern heeft een massa die kleiner is dan de som van de massa's van de protonen en neutronen waaruit hij bestaat. Volgens de beroemde formule E=mc2 van Einstein komt dat massaverschil overeen met een energieverschil. Wanneer de protonen en neutronen samensmelten tot helium-4, komt de hoeveelheid energie die overeenkomt met dat verschil vrij. Op deze manier dient waterstoffusie als energiebron voor zogenaamde hoofdreekssterren zoals onze zon. Dergelijke sterren bevinden zich in ieder geval enige tijd in een evenwichtstoestand: de hoeveelheid energie die vrijkomt door waterstoffusie in hun kern komt overeen met de energie die deze helder stralende sterren uitstralen in de vorm van licht en andere soorten elektromagnetische straling en deeltjes.

Waterstoffusie verloopt via verschillende tussenstappen. Bij sterren met een massa die gelijk is aan of kleiner is dan die van onze zon, verloopt dit via de zogenaamde proton-protonketen (pp-keten). In de eenvoudigste versie van die reeks reacties fuseren twee waterstofkernen (protonen) tot deuteriumkernen (elk één proton en één neutron), die vervolgens fuseren met nog een waterstofkern tot helium-3 (twee protonen en één neutron). Twee van dergelijke helium-3-kernen fuseren tot helium-4 plus twee resterende waterstofkernen. In sterren met meer dan ongeveer 1,3 keer de massa van onze zon wordt een alternatief proces, de koolstof-stikstof-zuurstofcyclus (CNO-cyclus), de dominante manier om waterstof tot helium te fuseren. Wetenschappers op aarde hebben machines gebouwd om fusiereacties te creëren, in de hoop dat dit in de toekomst een haalbare manier kan worden om energie op te wekken. Waterstoffusie vindt niet alleen plaats in sterren, maar vond ook plaats tijdens de vroege oerknalfase van ons universum.

Gerelateerde termen:
• Waterstof
• Kernfusie

Ook bekend als thermonucleaire fusie of fusie

Kernfusie is het proces waarbij de atoomkernen van lichtere elementen samensmelten tot de kern van een zwaarder element.

In het heelal speelt kernfusie twee belangrijke rollen. Ten eerste levert het de energie voor de straling die wordt uitgezonden door sterren zoals onze zon. Wanneer voldoende lichte atoomkernen fuseren, is de totale rustmassa van de resulterende kern iets kleiner dan de gecombineerde rustmassa's van de oorspronkelijke atoomkernen. Dit “massadeficit” komt overeen met de energie die vrijkomt bij de fusiereactie, via de beroemde formule van Einstein E=mc2, die massa m, energie E en de lichtsnelheid c met elkaar in verband brengt. In de kern van de zon bijvoorbeeld fuseren waterstofkernen tot helium en geven ze energie vrij in de vorm van straling en neutrino-deeltjes.

De tweede rol van kernfusie is dat het verantwoordelijk is voor de productie van elementen in het heelal die complexer zijn dan waterstof en helium. Na de oerknal bestonden er alleen waterstof, helium en sporen van lithiumkernen in het heelal. Fusiereacties in de kernen van sterren, tijdens supernova-explosies en door explosies veroorzaakt door botsende neutronensterren, zijn de bron van (in wezen) alle overige zwaardere chemische elementen in het heelal. De chemische elementen die qua massa het grootste deel van het menselijk lichaam uitmaken, met name zuurstof en koolstof, zijn gevormd door kernfusie in de kern van sterren of tijdens supernova-explosies, wat aanleiding gaf tot de uitdrukking “we zijn sterrenstof”.

Gerelateerde termen:
• Waterstoffusie
• Kernsplijting
• Kern

Ook bekend als thermonucleaire fusie of fusie

Kernfusie is het proces waarbij de atoomkernen van lichtere elementen samensmelten tot de kern van een zwaarder element.

In het heelal speelt kernfusie twee belangrijke rollen. Ten eerste levert het de energie voor de straling die wordt uitgezonden door sterren zoals onze zon. Wanneer voldoende lichte atoomkernen fuseren, is de totale rustmassa van de resulterende kern iets kleiner dan de gecombineerde rustmassa's van de oorspronkelijke atoomkernen. Dit “massadeficit” komt overeen met de energie die vrijkomt bij de fusiereactie, volgens de beroemde formule van Einstein E=mc2, die massa m, energie E en de lichtsnelheid c met elkaar in verband brengt. In de kern van de zon bijvoorbeeld fuseren waterstofkernen tot helium en geven ze energie vrij in de vorm van straling en neutrino-deeltjes.

De tweede rol van kernfusie is dat deze verantwoordelijk is voor de productie van elementen in het heelal die complexer zijn dan waterstof en helium. Na de oerknal bestonden er in het heelal alleen waterstof, helium en sporen van lithiumkernen. Fusiereacties in de kernen van sterren, tijdens supernova-explosies en door explosies als gevolg van botsende neutronensterren, zijn de bron van (in wezen) alle overige zwaardere chemische elementen in het heelal. De chemische elementen die qua massa het grootste deel van het menselijk lichaam uitmaken, met name zuurstof en koolstof, zijn gevormd door kernfusie in de kern van sterren of tijdens supernova-explosies, wat aanleiding gaf tot de uitdrukking “we zijn sterrenstof”.

Gerelateerde termen:
• Waterstoffusie
• Kernsplijting
• Kern