Astrochemie

Inleiding

                Vaak wordt wel heel makkelijk gezegd ‘Het heelal is leeg, er is gewoon helemaal niets’. Is dit wel zo eenvoudig? Nou, niet dus! Het heelal zit barstensvol mysteries, vraagtekens en onbekendheden, dus niet in het minst met ‘niets’! Toch slagen wetenschappers erin om stukje bij beetje het tipje van de sluier op te lichten van de groteske raadselen heelals. Ongetwijfeld komt men door ontdekkingen juist voor nog grotere onbekendheden te staan. Verklaringen zullen nauwelijks of niet gevonden worden: er zullen slechts keer op keer vele theorieën bedacht en weer ontkracht worden. Toch worden er in de loop van de tijd heel waardevolle dingen  verworven: de waarnemingen. De feiten zelf, waarmee, hoewel de verklaring voor de oorsprong van de ontdekte feiten onbekend is, andere verschijnselen toch wel weer verklaard zouden kunnen worden.

                Zo is er de door de jaren heen steeds meer inzicht gekomen in het heelal. Onder alle wetenschappers die zich in de handjes klappen van blijdschap bij ieder nieuw grafiekje, tabelletje en simulatietje, bevinden zich ook de chemici die de chemie van het heelal trachten te doorgronden. Inmiddels is werkelijk een verbazingwekkende hoeveelheid bekend over allerlei scheikundige reacties die niet hier op aarde plaats vinden.

                Wij hebben ons verdiept in deze scheikundige reacties. Wij hebben uitgezocht welke stoffen zich op welke plaatsen bevinden in het heelal en welke scheikundige reacties daardoor mogelijk worden. Hierbij hebben wij ook gekeken naar de invloed van plasma’s. Van alle geïdentificeerde materie in ons heelal is bijna 100 % plasma. Dit komt, doordat sterren uit plasma bestaan en sterren zijn een van de weinige dingen uit het heelal waar wetenschappers veel over denken te weten. Dit brengt ons dus ook bij de scheikundige processen die plaatsvinden bij het ontstaan en de levenscyclus van een ster.

Abundantie van de elementen

Chemie in de ruimte heeft natuurlijk alles te maken met het wel of niet voorkomen van stoffen, verbindingen en elementen. Dat wordt abundantie genoemd: de mate van het voorkomen van een bepaald element in een bepaalde omgeving. Als wij hier op aarde scheikundige experimenten willen uitvoeren, zijn wij degene die de beginstoffen bij elkaar voegen en de juiste omstandigheden creëren. En dan nog zijn we afhankelijk van welke stoffen we überhaupt voor handen hebben. Er is niet veel verbeelding voor nodig om je voor te kunnen stellen dat stoffen en verbindingen in de ruimte in andere hoeveelheden voorkomen dan op aarde. Verbindingen hoeven ook niet overal evenveel voor te komen, misschien zijn omstandigheden bepalend voor de aan- of afwezigheid van deeltjes en stoffen.

                In het universum wordt standaard materie hoofdzakelijk aangetroffen in de vorm van atomen of ionen (plasma), hoewel er ook ongewone vormen van materie worden aangetroffen (waaronder in witte dwergen en neutronensterren). Van alle bekende elementen komt waterstof het meest voor in het universum, gevold door helium. Waterstof en helium zijn dus de twee meest abundante elementen. Naar schatting maken waterstof en helium respectievelijk al 74% en 24% uit van alle aanwezige materie. Samen is dit dus al 98%. Het op twee na meest abundante element is zuurstof. Alle andere elementen zijn in mindere mate vertegenwoordigd dan deze drie.       De materie in het Melkwegstelsel bijvoorbeeld, bestaat voor nog geen 2% uit andere, zwaardere elementen.

                Hoewel er een trend is dat de abundantie van elementen afneemt met een stijgend atoomnummer, is deze trend verre van regelmatig. Een belangrijke factor, echter, is de kern(in)stabiliteit. Er bestaat een verband tussen de abundantie van een element en diens kernbindingsenergie. Dit verband komt tot uiting in onderstaand diagram, waarin de logaritme van de abundantie is uitgezet in de functie van het atoomnummer.

Uit dit diagram vallen een aantal trends op te merken. Ten eerste valt het op dat waterstof en helium verreweg het meest abundant zijn, gevolgd door zuurstof. Ten tweede is te zien dat lithium, beryllium en boor opvallend weinig voorkomen. Dit is het gevolg van bepaalde natuurkundige kernreacties. Als laatst vertoont het element ijzer een opmerkelijk hoge abundantie. Dit komt, doordat dit element de meest stabiele kern heeft. Over het algemeen lijkt er in het diagram een patroon van alternatie te zijn: elementen met een     oneven atoomnummer zijn over het geheel genomen minder abundant dan elementen met een even atoomnummer. Dit is de regel van Harkins. Dit verschijnsel kan verklaard worden met behulp van het uitsluitingsprincipe van Pauli en de stabiliteit van atoomkernen. Dit is echter zo ingewikkeld, dat wij hier verder niet op in gaan.

De abundantie van de lichtste elementen wordt bovendien geprobeerd verklaard te worden door het standaard kosmologisch model. Volgens dit model zouden de lichtste elementen in enkele honderdsten van een seconde na de oerknal zijn gevormd. Dit zou gebeurd zijn tijdens een proces dat oerknal-nucleosynthese wordt genoemd. Hier gaan wij verder niet op in.

Waar komen deze elementen en andere verbindingen voor?

            We weten nu welke elementen veel voorkomen in het heelal en welke elementen in veel mindere mate aanwezig zijn. Nu rest nog de vraag waar deze elementen zich precies bevinden. Het element waterstof is het meest voorkomende element in het heelal. Dit element bevindt zich onder andere in de gaswolken die aan de oorsprong van stervorming staan. In deze ‘wolken’ bevinden zich grote hoeveelheden waterstof. Sterren zelf bestaan ook voor een groot deel van hun bestaan uit waterstof in de plasmafase. Het ontstaan en het bestaan van sterren laten we later nog aan bod komen. Als laatst wordt het element in kolossale hoeveelheden aangetroffen in reusachtige gasplaneten, zoals Jupiter. In dat geval bevindt waterstof zich in H₂ moleculen. Helium wordt, samen met waterstof, vooral aangetroffen in sterren, en wel als plasma. Ook het element zuurstof komt in sterren voor. We komen later nog terug op sterren en plasma’s.

            In het heelal komen elementen niet alleen in plasma’s van sterren voor. Zoals al eerder genoemd zijn er ook gasplaneten en ruimtewolken, waarin zich grotere moleculen kunnen bevinden. Van alle moleculen in de ruimte die geïdentificeerd hebben kunnen worden, is ruim drie vierde deel organisch. Er lijken dan ook maar enkele anorganische verbindingen in de ruimte voor te komen. Voorbeelden hiervan zijn siliciumverbindingen, zoals SiO, SiC, SiS en SiN.

Tot de meer ‘exotische’ ruimtemoleculen behoren onder andere de ionen HCO⁺ en N₂H⁺. Daarnaast komen in de ruimte relatief veel moleculen met zwaar waterstof voor. Zwaar waterstof is een waterstofatoom met twee neutronen dat deuterium genoemd wordt. Zwaar waterstof bevindt zich onder andere in DCN, DCO⁺ en NH₂D. Nog iets wat ook erg opvallend is, is dat er in ruimtewolken veel moleculen gevonden zijn met een lange, onverzadigde koolstofketen met dubbele of driedubbele bindingen. Een voorbeeld hiervan is HC₁₁N. Het aparte is, dat hoewel er veel lange koolstofketens met meerdere (drie)dubbele bindingen gevonden worden, er toch nauwelijks ringmoleculen gevonden worden.

Naast ruimtewolken, sterren en planeten, kunnen moleculen zich ook nog in interstellaire ruimte bevingen. Dit is de gigantische ‘leegte’ overal tussenin. Toch blijken hier wel degelijk veel moleculen voor te komen, zo ook als in de meer nabije omgeving van sterren die niet tot de ster zelf gerekend kan worden. In deze gebieden zijn in totaal honderdzevenentachtig verschillende moleculen ontdekt. Van deze honderdzevenentachtig ontdekte moleculen bestaan er tweeënveertig uit twee atomen (zoals waterstof en stikstof), eenenveertig uit drie atomen (zoals koolstofdioxide, ozon en waterstofsulfide), vijfentwintig uit vier atomen (zoals ammoniak en waterstofperoxide), negentien uit vijf atomen (zoals methaan en ethenon) en vijftien uit zes atomen (zoals etheen en zelfs methanol). Dan zijn er ook nog negen moleculen met zeven atomen, tien moleculen met acht atomen, negen moleculen met negen atomen en zeventien met tien of meer atomen ontdekt. Van deze honderdzevenentachtig verschillende moleculen, bevatten er zestien deuterium. Als laatst zijn er nog zeven andere moleculen die wel in wel in scheikundige literatuur genoemd zijn, maar waarvan het voorkomen in de ruimte nog niet bevestigd is. 

Welke chemische reacties komen kijken bij de levenscycli van sterren?

Een ster bestaat heel lang en in zijn ‘leven’ vinden er veel verschillende scheikundige reacties plaats. De eerste reacties vinden al bij de geboorte van de ster plaats. Het leven van een ster begint wanneer een deel van een moleculaire wolk zich samentrekt. Een moleculaire wolk is een wolk die voornamelijk uit waterstof bestaat, maar waar ook veel koolstofmonoxide aanwezig is. Verder is er uit diverse onderzoeken gebleken dat er nog minimaal 100 andere stoffen aanwezig kunnen zijn in zulk soort wolken.

Wanneer zo’n wolk met voornamelijk waterstof zich samentrekt, ontstaat er een zogenaamde T Taurister. Dit is een soort stadium van sterren in hun beginjaren. Zo’n T Taurister gaat in enkele miljoenen jaren door naar het volgende stadium. Dit volgende stadium is relatief rustiger. De ster raakt namelijk in hydrostatisch evenwicht. Dit houdt in dat er een evenwicht is tussen de zwaartekracht, veroorzaakt door de massa van de ster, en de gasdruk. Tijdens dit evenwicht wordt er waterstof omgezet tot helium door middel van kernfusie. Dit levert voor zeer lange tijd een bron van energie op voor de ster. De tijd dat de ster in deze fase blijft, hangt af van de grootte van de ster. De zon bijvoorbeeld, zal ongeveer 10 miljard jaar in deze fase blijven. Het omzetten van waterstof naar helium gebeurt vooral in de kern, pas aan het einde van een ster vind er fusie plaats aan de buitenkant van de ster, maar dit behandel ik later.

In dit stadium wordt er dus helium gevormd. De vorming van helium kan op twee verschillende manieren gebeuren, namelijk door de koolstof-stikstofcyclus of door de proton-protoncyclus. Ik zal de kenmerken van deze twee verschillende cycli hieronder proberen uit te leggen.

De koolstof-stikstofcyclus, ook wel CNO-cyclus genoemd, is dus een cyclus waarbij waterstof wordt omgezet tot helium. Deze cyclus komt voor bij de hetere sterren, dit zijn sterren met temperaturen van boven de 18 miljoen Kelvin. De reacties die in deze cyclus verlopen, staan hieronder:

¹²C + ¹H à ¹³N + g

¹³N  à ¹³C + e⁺ + V_e

¹³C + ¹H à ¹⁴N + g

¹⁴N + ¹H à ¹⁵O + g

¹⁵O à ¹⁵N + e⁺ + V_e

¹⁵N + ¹H à ¹²C + ⁴He                    

Eerst reageert koolstof-12 met een waterstofatoom. Hierdoor ontstaat stikstof-13, waarbij ook gammastraling vrijkomt. Het radioactieve stikstof-13 vervalt dan tot koolstof-13, waarbij ook een positron en een neutrino vrijkomen. Het koolstof-13 reageert dan weer met een waterstofatoom tot stikstof-14, waarbij weer gammastraling vrijkomt. Dit stikstof-14 reageert in combinatie met een waterstofatoom tot zuurstof-15. Weer komt er gammastraling bij vrij. Dit zuurstof-15 vervalt dan tot stikstof-15, waarbij een positron en een neutrino vrijkomen. Wanneer het stikstof-15 reageert met een waterstofatoom, ontstaat er dan eindelijk helium en koolstof-12. Dit koolstof kan dan weer opnieuw beginnen met de cyclus door te reageren met een waterstofatoom. Deze cyclus gaat heel lang door, omdat een ster uit heel veel waterstof bestaat. Het helium wat gevormd wordt word bewaard en als verdere brandstof voor de ster gebruikt. De term brandstof is in dit verband niet goed, want met het helium gebeurt eigenlijk hetzelfde als wat met het waterstof gebeurt is. Het wordt later weer omgezet naar nog zwaardere elementen. Dit wordt nucleosynthese genoemd.

De proton-protoncyclus is de manier waarop kleinere en koudere sterren (onder de 18 miljoen Kelvin) zich van energie voorzien. Deze cyclus is veel eenvoudiger 

¹H + ¹H à ²H + e⁺ + V_e

²H + ¹H à ³He + g

³He + ³He à ⁴He + 2 ¹H

Er worden eerst twee waterstofatomen omgezet in deuterium, waarbij een positron en een neutrino vrijkomen. Dit deuterium reageert met nog een waterstofatoom en vormt helium-3. Hierbij komt ook gammastraling vrij. Deze twee stappen moeten nog een keer plaatsvinden, zodat er 2 helium-3 atomen zijn. Deze reageren samen tot helium-4, het ‘eindproduct’, en 2 nieuwe waterstofatomen. Bij dit proces komt in totaal 24,68 MeV vrij. Ook hier heb ik weer een plaatje van bijgevoegd om het wat duidelijker te maken.

Wanneer sterren  te weinig massa hebben, hebben ze te weinig zwaartekracht om kernfusie te laten opstarten. Er is dan geen hydrostatisch evenwicht en de ster zou nooit groot worden. Deze sterren noemen we bruine dwergen.

Na deze rustige fase komt een ster tot zijn einde. Er zijn natuurlijk kleine en grote sterren, en die eindigen waarschijnlijk op een andere manier. Ik zeg waarschijnlijk omdat van sterren met minder dan de helft van de massa van de zon niet bekend is hoe deze tot hun einde komen. Deze sterren zijn  nog niet bekend in ons heelal (of we hebben ze nog niet gevonden) en het gaat nog lang duren voordat bij ons bekende rode dwergen, zo noemen we kleine sterren, aan zijn eind gaan komen. Ze komen wel op een bepaalde manier aan hun einde maar niemand weet precies hoe.

Voor de grotere sterren (met 0,5 tot 8 keer de massa van de zon) gaat dit totaal anders. Wanneer de waterstof op is,  zwelt de ster op en gaat ook het waterstof aan de buitenste lagen van de ster omgezet worden in helium. Hierbij komt veel energie vrij, waardoor dit nog sneller gaat. Dit duurt nog steeds redelijk lang: er wordt geschat dat bij de zon deze periode 2 miljard jaar zal duren. Als na die 2 miljard jaar al het waterstof op is, zakt de temperatuur van de ster tot zo’n 2700 Kelvin. Hij straalt nu ten opzichte van zijn toppunt 3000 keer minder energie uit.

De kern van de ster blijft echter opwarmen en opzwellen, waardoor de ster groter wordt. Dit stopt als de kern een temperatuur van 100 miljoen Kelvin en een dichtheid van 1000 kilogram/vierkante centimeter heeft bereikt. Nu wordt helium omgezet in koolstof volgens het triple-alfaproces. Dit gaat als volgt:

⁴He + ⁴He + 93,7 keV à ⁸Be

⁸Be + ⁴He à ¹²C + 2 e^- + 7,367 MeV

Er worden dus twee gewone heliumatomen omgezet tot beryllium-8. Dit gebeurt alleen als er een hoeveelheid energie van 93,7 keV toegevoegd wordt. Dit gevormde beryllium-8 reageert met een heliumatoom tot koolstof-12, waarbij twee elektronen en 7,367 MeV vrijkomen. De eerste reactie is dus endotherm, de tweede exotherm.

Hierna reageren de  koolstof-12 atomen nog door tot zuurstof-16. Dit gaat als volgt:

¹²C + ⁴He à ¹⁶O + 7,162 MeV

De energie die bij deze reacties vrijkomt is tien keer minder dan bij de fusieprocessen van waterstof. Toch lijkt de ster wel ongeveer 50 tot 100 keer helderder dan bij de fusie van waterstof. Het ‘rendement’ van de fusies is dus anders. Eerst werd er veel chemische omgezet in thermische energie, nu wordt er veel chemische energie omgezet in licht. Deze periode duurt relatief kort, ‘maar’ 100 miljoen jaar. Het helium uit de kern is dan op.

Wanneer het helium op is, groeit de ster in omvang en in temperatuur. Ook wordt de ster weer veel helderder. Het helium in de schillen aan de buitenkant worden ook omgezet en er komt zelfs weer waterstoffusie op gang (het waterstof wat over was van de heliumomzettingen) . Dit kunnen we zien wanneer we weer even naar deze reacties kijken.

¹H + ¹H à ²H + e⁺ + V_e

²H + ¹H à ³He + g

³He + ³He à ⁴He + 2 ¹H

Dit alles gebeurt heel chaotisch en de ster blaast zijn buitenste lagen weg. Deze weggeblazen deeltjes vormen dan een planetaire nevel. De kern die overblijft is erg heet, maar koelt langzaam af. Het restant van de ster wordt dan een witte dwerg genoemd. Langzaam wordt dit een zwarte dwerg, die bijna geheel uit koolstof bestaat.

Bij sterren die meer dan 8 keer zo zwaar zijn als de zon, stopt het proces van omzetting van stoffen (de nucleosynthese dus) niet bij de vorming van koolstof en zuurstof. Er worden nog zwaardere elementen gevormd. Na de heliumomzettingkun je nog vier stadia onderscheiden: koolstofomzetting, neonomzetting, zuurstofomzetting en siliciumomzetting. Het eindproduct van siliciumomzetting is ijzer en nikkel. Na deze fusies wil de ster wel doorgaan met het omzetten van dit ijzer en nikkel, maar de reacties leveren dan geen energie meer op, ze kosten dan juist energie. De ster kan dit niet aan en de kern implodeert vrijwel meteen. Er komen een heleboel neutrino’s vrij en een gigantische schokgolf die de buitenste lagen van de ster laat ontploffen. Wat er nu overblijft wordt een supernova genoemd. De protonen en neutronen worden samengedrukt en vormen een klein en zwaar object: een neutronenster.

Bij nog grotere sterren, van meer dan 50 keer de massa van de zon, blijft het ook niet bij alleen een neutronenster. De neutronenster zelf zal waarschijnlijk ook imploderen, waardoor er zich een zwart gat vormt. Hier bevinden we ons echter nog op glad ijs, want wat zwarte gaten betreft zijn er enkel nog speculaties en theorieën, geen bewijzen.

Heeft de aggregatietoestand ‘plasma’ invloed op scheikundige reacties in de ruimte, en hoe?

Plasma wordt als de vierde aggregatietoestand gezien. De eerste drie zijn gas, vast en vloeibaar. Dit is apart, omdat bij de eerste drie toestanden een duidelijke fase te zien is, waarbij een stof overgaat van de ene naar de andere toestand, hoewel het bij plasma geheel continu is. Maar hoe moeten we ons plasma voorstellen? In een bekende toestand, we nemen voor het voorbeeld de gasfase, bevat een atoom een gelijk aantal positief en negatief geladen deeltjes. De positieve lading wordt veroorzaakt door de protonen in de kern, de negatieve lading wordt veroorzaakt door de elektronen. Als door temperatuurverhoging of door andere vormen van toegevoegde energie enkele elektronen losraken en kwijtraken, blijven alleen geïoniseerde atomen over. Dat zijn dus atomen met dezelfde oorspronkelijke kern, maar alle elektronen zijn ervan verwijderd. Als dit bij veel atomen gebeurt, kun je spreken van een plasma. Het plaatje geeft dit heel mooi weer. Je ziet dat er bij gas complete moleculen zijn, maar dat in plasma atoomkernen en elektronen geheel vrij door elkaar heen bewegen.

De aggregatietoestand plasma is echter niet een heel zeldzaam verschijnsel. Ongeveer 99% van de voor ons bekende massa in het heelal bestaat uit plasma. De niet-standaard kosmologie (het onderzoek naar het ontstaan, de structuur en de evolutie van het heelal) die met elektrische en magnetische effecten rekening houdt, heet plasmakosmologie.

Bij plasmakosmologie worden de eigenschappen van plasma belangrijker geacht dan dat er over het algemeen over wordt gedacht. Bij plasmakosmologie gaat men ervan uit dat er tussen hemellichamen plasma’s aanwezig zijn die grote energiestromen overbrengen. Je zou in eerste instantie denken dat dat niet kan, omdat er in het heelal bijna geen moleculen zijn. Deze plasma’s zijn echter ongelooflijk groot, waardoor  de energiestromen toch zeer krachtig kunnen worden. Deze elektrische stromen veroorzaken magnetische velden, die op hun beurt invloed zouden hebben op de plaats van hemellichamen en zelfs op de energiestromen zelf. Deze stromen zouden dus onder invloed van de magnetische velden zelf ook bewegen, wat zou leiden tot verschijnselen als licht.

Doordat er veel verschillende soorten atomen zijn, zijn er ook veel verschillende soorten plasma’s. Al die verschillende plasma’s hebben uiteraard hun eigen kenmerken en zijn allemaal voor andere doeleinden geschikt. Er zijn bijvoorbeeld argonplasma’s, dit zijn plasma’s die zijn gemaakt door argon te ioniseren. Omdat dit plasma uit een edelgas bestaat is het zeer geschikt om mengsels te onderzoeken en een schema te maken van welke stoffen in dat mengsel aanwezig is. Ook worden plasma’s onder andere gebruikt in TL-lampen. Hierin wordt ook een soort plasma gemaakt wat licht uit gaat zenden. Dit is veel goedkoper en beter voor het milieu dan een gloeilamp, omdat een TL-lamp geen weerstand heeft en een gloeilamp wel.

Maar de hoofdvraag over plasma is of plasma invloed heeft op de reacties in de ruimte. Dit is wel het  geval. Veel reacties zouden onder normale omstandigheden niet kunnen plaatsvinden, maar in plasma toestand wel. Kijk bijvoorbeeld naar het omzetten van waterstof naar helium. Dit kan alleen plaatsvinden in het sterren, waar de temperatuur en druk hoog genoeg is om waterstof te ioniseren (er dus een waterstofplasma van te maken).  Dit kan alleen wanneer waterstof dus een plasma is. Zonder plasma’s zouden er eigenlijk geen sterren kunnen bestaan omdat er dan geen energie kan worden vrijgemaakt uit waterstof.

Plasma’s zijn dus wel degelijk van invloed op de reacties in de ruimte. Zonder plasma’s zouden er geen sterren kunnen zijn, en zouden de posities van planeten anders zijn.