Hvor kommer grundstofferne fra?

Det er påfaldende, at nukleosyntesen i de første tre minutter efter big bang stoppede ved knap 1/4 helium mens resten vedblev med at være brint. Man kan tænke sig, at fusionen havde omsat al brint til helium; så havde der ikke været stjerner med lang levetid som solen, der kan levere energi til liv. Eller man kan tænke sig, at fusionen havde omdannet alle grundstoffer til jern. Jernet vil da blot danne store krystaller som måske ville kollapse. Universet kunne altså være blevet en inaktiv gas (helium) eller et stort krystal, men blev heldigvis mere interessant med strukturer såsom stjerner og galakser.

Fælles for de tungere grundstoffer er, at de kun kan være produceret i større mængde ved flere generationer af stjerner, der har returneret deres materiale tilbage til Mælkevejens gas og støv. Ilt, kulstof og kvælstof produceres i stjerner af en vis størrelse. De syv næsthyppigste grundstoffer i liv (se box 1) produceres i stjerner tungere end 6-7 solmasser i forbindelse med C-, O-, Ne- og Si-``forbrænding''. Metallerne fra jern og opefter dannes i sentype stjerner, såsom røde kæmpestjerner og supernovaer, med høj neutronflux.

Box 2. Atomkerner. Atomkerner består af protoner og neutroner, der hver især er opbygget af tre kvarker. Kvarkerne bindes sammen af de stærke kernekræfter gennem udveksling af gluoner. Alle grundstoffer fra nr. 1 (brint) til nr. 82 (bly), undtaget nr. 43 og 61, har stabile isotoper. Der er altså 80 stabile grundstoffer, men hvert grundstof kan have flere stabile isotoper med færre eller flere neutroner. Bindingsenergien for atomkernen vokser med antallet af kernepartikler (protoner og neutroner) men reduceres ved overfladen af kernen hvor der ikke er så mange naboer (vigtigst for lette kerner). Kernens bindingsenergi reduceres også ved den gensidige frastødning mellem protonerne. Stabile atomkerner har i de fleste tilfælde en ``overvægt'' af neutroner.

Stjernernes energiproduktion

Den mest energirige reaktion er omdannelsen af fire protoner til én heliumkerne, to positroner, to neutrinoer og to energirige fotoner:

(1)

Nettoenergien der frigøres er 26,7 MeV (4,3 x 10^-12 Joule). Positronerne annihilerer med elektroner og bidrager dermed til energien. Processen foregår i virkeligheden i flere trin (se nederst t.v. på figur 2) og involverer deuteroner og helium-3 kerner.

Figur 2. De kernefysiske processer i stjernernes indre som producerer de første tungere grundstoffer ud fra brint og helium. Nederst til venstre omdannes 4 H til He; tripel-alfa processen omdanner 3 ⁴He til ¹²C og ¹²C fungerer som katalysator for dannelsen af N og O.

Den næste vigtige proces er tripel-alfa-processen hvor tre heliumkerner fusionerer til en kulstofkerne. Mange stjerner producerer altså helt naturligt den kulstof, som livet er baseret på.

Kulstof virker som katalysator for CNO-cyklen, hvor også kvælstof og ilt dannes (øverst t.h., figur 2). CNO-cyklen kræver en temperatur på 20 mio. grader. Det finder man i stjerner med masser fra halvanden gange solens masse og i lettere stjerner der har forladt hovedserien og er blevet røde kæmpestjerner.

Flere reaktioner følger hvor stadigt tungere grundstoffer produceres mens energiproduktionen falder. ``Forbrænding'' af kulstof, ilt, neon og silicium resulterer efterhånden i jern hvorefter der ikke er mere energi at hente i kernefusion.

Radioaktivitet

Når jern (og nikkel) beskydes med neutroner dannes tungere radioaktive isotoper som, gennem forskellige typer henfald, omdannes igen til lettere atomkerner på tidsskalaer fra milliontedele sekunder til mia. år.

Stjernevinde og støvkorn

Galakser og stjerner

Stjerner der er væsentligt tungere end solen vil leve et kort og intenst liv. Dette forstås af følgende:

• En stjernes luminositet (lysstyrke) vokser dramatisk med massen (M):
  Luminositet (L) propto M³

  
  

  En stjernes levetid går på følgende måde:

  Levetid (T) approx M/L propto M/M³ = 1/M²

Chokbølger fra supernova-eksplosioner kan sammenpresse gasskyer og derved starte ny stjernedannelse. I stjernedannende skyer som f.eks. Orion-tågen (figur 3b) har man fundet såkaldte protoplanetariske skiver hvor man ser en mørk skive af støv omkring en nydannet stjerne (figur 3c). Støvet er en forudsætning for, at danne et system af planeter som vores Solsystem.

Hvis en støvskive findes i nærheden af tunge stjerner, med kraftig UV-stråling, vil støvet ``fordampe'' væk. Men hvis støvskiven er lidt mere isoleret, kan den i løbet af ca. 100 mio. år udvikle planeter. Detektion af andre planeter er beskrevet i box 3.

Box 3. Andre planetsystemer. Den første planet omkring en sollignende stjerne blev fundet november 1995 [4]. Der kendes nu over 25 planeter med masser fra ca. halvdelen til over ti gange Jupiters masse. Et planetsystem med tre planeter, omkring stjernen Upsilon Andromedae 44 lysår væk, blev fundet maj 1999. Metoden går ud på, at man måler Doppler-forskydning af emissionslinjer i stjernens spektrum. Effekten skyldes, at en stor gasplanet vil trække lidt i stjernen under omløbet. Set udefra ville Jorden, på afstande over ca. 50 lysår, ikke kunne detekteres med instrumenter vi råder over idag og slet ikke kunne ses optisk. Det kunne altså virke forgæves at søge efter planeter som Jorden? NASA vil opsende en Space Interferometry Mission i år 2006 [5], der skal undersøge systemer som Upsilon Andromedae. Den mindste vinkelopløsning, som det 10 m store teleskop vil kunne præstere er 0,01 buesekunder Afløseren, Terrestrial Planet Finder, er allerede på tegnebrættet og skal opsendes år 2010. De næste år vil helt sikkert bringe flere ``Jupiters'' og ved såkaldt transit-fotometri, har man allerede lært noget om størrelsen af planetatmosfærerne og deres ``farve''. Jord-finderen vil kunne optage spektre af atmosfæren på andre planeter af Jord-størrelse. Det interessante er så, om man fra spektret alene kan konkludere om der er liv? På Jorden skyldes atmosfærens O2 levende organismer der benytter fotosyntese.

Solens dannelse

Diameteren har været godt tusind astronomiske enheder (d.v.s. 150 mia. km). Skyen har været mørk, kold (10-50 K) og turbulent. Under kollapset blev der dannet en flad roterende skive. I centrum opbyggedes efterhånden et centralt legeme: proto-solen.

Sammentrækningen af proto-solen øgede strålingstrykket fra centrum. Proto-solen begyndte at sende materiale ud igen fra polerne. Efter ca. en mio. år startede den såkaldte T Tauri fase, hvor vindene ender med at blive så kraftige, at massetilførslen stopper. Først herefter, er de indre dele af Solen opvarmet tilstrækkeligt til, at fusionsprocesserne kan starte og Solen begynder sit normale liv på hovedserien (i HR-diagrammet).

Figur 3. a) Galaksen NGC1232 er i denne montage brugt som illustration af en spiralgalakse der kunne være Mælkevejen. b) Orion-tågen, et område for stjernedannelse. c) Protoplanetarisk gas- og støvskive i Orion-tågen. Udstrækningen af den mørke skive er lidt større end vores solsystem. Illustration: Montage mellem fotos fra Hubble Space Telescope (1995) og Very Large Telescope (1998).

Kometer og planeter

En del af stoffet er på dette tidspunkt blevet sammenkittet i større stykker; molekyler vil kondensere på småpartiklerne som altså gror større og større. Da temperaturen er højst ved centrum, og aftagende udefter, ordnes molekylerne efter kogepunkt: Stoffer med højt kogepunkt kondenserer tættest på proto-solen. Stoffer med lavere kogepunkt (vand og "normale" gasser) kondenserer længere ude i skiven. Denne ordning af solsystemets materiale er delvis bevaret til idag (se box 4).

Men ordningen brydes af flere forhold.

1) Under T Tauri fasen bliver vindene fra den unge sol så kraftige, at massebevægelsen af stof vender: støv og gas blæses væk fra Solen, også det der ikke "nåede" at blive sorteret og bundet til planet-forstadier.

2) Vand og gasser kan bindes i mineraler og dermed ende i klippeplaneter og småplaneter tæt på Solen trods deres lave kogepunkt.

3) Kometer og isplaneter transporterer is og gas "tilbage igen" til de inderste planeter.

At sorteringen af stof må have været meget markent er der mange eksempler på. F.eks. består nogle af solystemets yderste måner af mere end 50% vand-is, det samme gælder for kometerne.

En række molekylerer observeret i kometernes koma (fordampede gasser omkring kometkernen). Selve kometkernen er mørkere end kul (reflekterer kun 4% af lyset). Den mørke farve skyldes formentlig et lag af kulstofrige forbindelser og støv, der er efterladt ved fordampningen af kometens is.

Kometerne har, sammen med småplaneter, deltaget i et massivt bombardement og således ført kulstof og vand ind til de terrestriske planeter. Dette vidner Månen og Merkurs kratere stadig om, da de ikke har været væsentligt geologisk aktive. Der er to grunde til, at bombardementet ophørte for 3,9 mia. år siden. Dels er mange kometer blevet indfanget, primært af Solen (som ``kamikaze''-kometer) og Jupiter (som Shoemaker-Levy, 1994). Dels er størstedelen af de resterende kometer blevet presset ud, af de ydre planeter, i baner langt væk fra Solen. Kometnedslag på de inderste planeter, f.eks. Jorden, er således sjældne i dag fordi Solsystemet er ``fyldt ud'' af massive planeter.

Hvor meget vand er der tilført Jorden under planetens tidlige dannelse? Kan oceanerne og det vand der er bundet i klipperne forklares udelukkende ved denne kilde? Hvilke kulstofforbindelser indeholder kometer som kunne være interessante for livets opståen?

Kulkondritter - det ældste stof

De korn der opbygger kulkondritterne er kondenseret direkte ud af sol-nebulaen på mindre end 50.000 år, og måske på endnu kortere tid. Kulkondritterne kan muligvis fortolkes som ``udbrændte kometkerner''. Man har fundet et stort indhold af grafit og biomolekyler i kulkondritter (f.eks. Allende).

Blandt disse biomolekyler er en lang række aminosyrer (essentielle for proteiner) fundet og visse af baserne i makromolekylerne RNA og DNA.

Et overblik over alle processerne er vist nedenfor:

Figur 4. Vigtigste reaktionsveje for stoffets udvikling fra gasserne brint og helium via stjerner til kometer og planeter. Hver kasse indehold er dele fra tidligere kasser. Læseren befinder sig i den nederste kasse. Illustration frit efter [3].

Box 4. Solsystemets opbygning i dag. Vort eget solsystem kan forstås ved at inddele det i 3-4 dele, vi tager det udefra og ind i samme rækkefølge som det blev dannet (tallene i parentes angiver afstandene i astronomiske enheder d.v.s. Jordens afstand fra Solen): Oortskyen (ca. 100-70.000 AE): Herfra stammer de langperiodiske kometer. Kuiper-bæltet (ca. 25-100 AE): Herfra stammer de kortperiodiske kometer, nogle is-måner omkring de ydre planeter samt Pluto. Gasgiganterne (5-30 AE): Neptun, Uranus, Saturn og Jupiter. De terrestriske klippeplaneter (0,39-5 AE): Asteroiderne, Mars, Jorden, Venus og Merkur. De store gasplaneter Neptun, Uranus, Saturn og Jupiter er blevet dannet i så stor afstand fra solen, at de har kunnet få en tyk atmosfære af gas. Gassen er tilført fra en tilvækstskive af gas og støv som den man kan se i Orion-tågen, figur 3c. De inderste planeter, Mars, Jorden, Venus og Merkur, blev dannet så tæt inde omkring solen, at de flygtige gasser fordampede; kun metaller og klipper kondenserede ud. Der er sandsynligvis først dannet flere ``foster-planeter'' af størrelse fra Merkur til Mars. Asteroidebæltet (mellem Jupiter og Mars) er rester fra planetdannelsen, et slags ``overskudslager'' af over 100.000 småplaneter.

Jordens radioaktive indre

Derefter har uran-235 (halveringstid 700 mio. år) og kalium-40 (halveringstid 1,3 mia. år) været væsentlige og i dag er det isotoper med længere halveringstider, uran-238 (halveringstid 4,5 mia. år) og thorium-232 (halveringstid 14 mia. år), som er ansvarlige for den fortsatte geologiske aktivitet, som f.eks. jordskælv, vulkaner og kontinentaldrift. Bjergkæder som f.eks. Alperne og Himalaya er resultatet af ``nylige'' sammenstød (indenfor 60 mio. år) mellem kontinentalplader.

Jorden og månen

Månen blev sandsynligvis dannet ved, at den unge Jordklode kolliderede med en fosterplanet på størrelse med Mars. Da de yderste dele af begge kloder blev til Månen har man en forklaring på Jordens relativt store metalkerne og Månens relativt lille metalkerne.

Jordens grundstofsammensætning

5file=jorden.ps,width=8.1cmJordens opbygning i dag. Oprindeligt lå alle kontinenter samlet ved sydpolen i superkontinentet Gondwana. Tætheden ind gennem Jordens forskellige lag er også angivet.

file=grund.ps,width=8.2cm

Hvor gammel er Jorden?

De til dato ældste fundne klipper på Jorden er 3850-3900 mio. år gamle oceanbunde, som er foldet op ved overfladen ved en række lokaliteter, bl.a. Grønland. Man kan sammenligne med alderen af Månens overflade som er bestemt ved, at aktiviteten stoppede for samme 3900 mio. år siden.

Jordens tidlige udvikling

De vigtigste opvarmningsprocesser som var med til at holde jordskorpen flydende er:

• Kollisionsvarme/bombardement.
  
• Radioaktive henfald.
  
• Dannelsen af Jordens kerne.

Bombardementet af asteroider og kometer fortsatte med at gennembryde den tynde jordskorpe og gnidningsvarmen fra nedslagene smeltede klipperne.

Henfaldet af aluminium-26, med en halveringstid (fodnote!!!!) på 7 x 10⁵ år opvarmer klipperne som derved holdes flydende. På 7 mio. år, svarende til 10 halveringstider, er aktiviteten af aluminium-26 faldet til under 0,1% og andre isotoper har taget over. Den store mængde magnesium i Jorden skyldes bl.a. disse henfald. Sol-nebulaen skal være dannet ret kort tid efter at en supernova, eller rød kæmpestjerne, har produceret og spredt det radioaktive aluminium-26.

Dannelsen af Jordens kerne indledtes, da den hurtigt roterende flydende stenkugle begyndte at differentiere i stoffer med tungere og lettere vægtfylde. Mens de lette klippearter søgte opad, faldt metallerne jern og nikkel, samt urenheder af bl.a. svovl, nedad (se figur 5). Herved blev der frigjort så meget energi, at temperaturen steg yderligere 2000 K [8].

Dannelsen af oceanerne og atmosfæren

For 4000 mio. år siden var Jordens overflade formentlig stadig et ``lava-hav'' og kunne ikke bære et ocean. For 3900 mio. år siden var der havbundssedimenter og dermed også oceaner.

Hvis vandet i oceaner og indeni Jorden skal forklares med f.eks. kometer alene, kræver det af størrelsesordenen 1-10 mio. kometer, der hver er 10 km i diameter.

Stoffet fra kometerne kunne sagtens være ophobet indeni Jorden under Jordens dannelse og senere frigjort gennem vulkan-lignende ``udgasning''.

Livets oprindelse

Intet liv uden næringsstoffer. Det oprindelige urhav har været rigt på svovl og salte tilført af vulkaner (undersøiske og oversøiske) og mere afdæmpede vulkanske kilder. Nutidige eksempler på disse fænomener er black smokers (``sorte skorstene'') og hydrothermal vents (``varmtvandshuller'' eller geysere).

Geotermisk varme - andre himmellegemer

Mars er afkølet betydeligt mere end Jorden p.g.a. dens lille størrelse. Overfladetemperaturen som i gennemsnit er ca. -53^oC sænkes yderligere p.g.a. af den større afstand fra Solen.

Venus har en kompliceret geologi og en varm og tæt atmosfære. Men planeten er interessant fordi den minder så meget om Jorden i størrelse. Kan der findes bakterielt liv i undergrunden? Skyldes svovlsyren i atmosfæren i virkeligheden tidligere liv som er blevet kvalt ved den stadige oxidering af svovl?

Omkring Jupiter findes to måner, Io og Europa, som har usædvanlig stor aktivitet på overfladen. I begge tilfælde skyldes det opvarmning på grund af tidevandskræfterne fra kæmpeplaneten Jupiter og månerne indbyrdes.

Io er den mest aktive af Jupiters måner. Den har vulkaner og en atmosfære med bl.a. frosset svovldioxid, men selv om svovl kan producere energi ved oxidering, så er manglen på kulstof i store mængder nok skæbnesvanger for eventuelt organisk liv på denne lille måne. Europa er i denne forbindelse mere interessant.

Europa

Strukturerne i isen på overfladen af Jupiter-månen Europa skyldes, at isen er sprækket og frosset gentagne gange, næsten som ``pak-is'' ved f.eks. Grønland. Varmen der driver denne vedvarende proces skyldes efter alt at dømme tidevandskræfterne fra Jupiter og de øvrige måner.

Hvis varmen der frigøres er nok til, at det ca. 300 km tykke lag is kan brydes helt oppe ved overfladen, kan man forvente, at noget af isen er smeltet i bunden. Her i bunden af en tyk iskappe kunne man tænke sig, at finde betingelserne for at livet kunne opstå.

På Jorden findes organismer der kan modstå det høje tryk. Men er gnidningsvarmen tilstrækkelig til at starte livsprocesserne? Solens lys og ultraviolette stråling finder man næppe så langt nede og godt fem gange længere væk fra Solen end Jorden er strålingsmængden per m² i forvejen reduceret til knap 4%.

Vand eller is på Mars

Figur 7. Detaljer på overfladen af Mars. Til venstre: Dendritisk netværk af kanaler der samler vand fra et bjergområde til en flod i lavlandet. Til højre: En over 100 mio. år gammel udtørret flod? [11].

Alt tyder på, at det var flydende vand, men det er væk i dag. Mars' tynde atmosfære består af 95% CO₂, Mars' polkalotter er mest CO₂-is (tøris) men dog med lidt vand-is, se [12]. Det mest oplagte bliver, at vandet trængte nede i undergrunden i forbindelse med en større temperaturnedgang. Temperaturen på Mars svinger i dag mellem ca. 20 og -140^oC med en gennemsnitstemperatur på ca. -53^oC. Hvorfor er der koldt på Mars? Det er der flere grunde til.

Dels gør afstanden, at Mars kun modtager ca. 43% så meget stråling fra Solen pr. m² som Jorden og dels er der størrelsen. Mars har en radius der er godt halvdelen af Jordens. Det betyder for det første, at afkølingen er foregået hurtigere, idet forholdet mellem overflade og rumfang er større for et mindre legeme (knap to gange større). For det andet har Mars ikke så mange radioaktive isotoper i kappen. For det tredje kan Mars ikke holde på så stor en atmosfære (trykket er 0,01 atm.). En tykkere atmosfære ville holde bedre på varmen.

Selv om alle disse forhold betyder, at overfladen af Mars er dybfrossen ned til omkring 1 km [10] så kan der stadig findes vand i undergrunden og Mars er et oplagt sted at søge efter liv, også selv om vandet måtte findes som ``permafrost".

At Mars har (eller har haft) et varmt indre, viser vulkankraterne på Mars' overflade. Mest imponerende er Olympus Mons som hæver sig 24 km over den omkringliggende overflade. Udfra tællinger af nedslagskratere er det for nylig bestemt [11], at Olympus Mons nok kun er 100 millioner år gammel. I dag antages Mars at være geologisk ``inaktiv", men det kan være en kortere eller længere pause.

Vandet kan være forsvundet ved, at vandmolekylerne er spaltet i brint og ilt (ved ultraviolet stråling) hvor brinten er drevet væk fra den lille planet. Noget af vandet er højst sandsynligt gemt under overfladen som permafrost. Polkalotterne kunne også indeholde noget vand. Men da polkalotterne varierer i størrelse med årstiderne og atmosfæren primært består af CO₂, må en væsentlig del af isen være CO₂-is (læs mere om ``Is på Mars" i artiklen af Janus Larsen i dette nummer af KVANT [12]). Det vand-is der ligger i polregionerne kan også være tilført senere via kometer.

Fossilt liv i Mars-sten?

De strukturer man har fundet i ALH 84001 minder om jordisk liv men er ca. 10 gange mindre og stenen kan meget vel være forurenet med jordisk liv i de ca. 13.000 år Mars-stenen lå på Antarktis. Kulstof-14 indholdet svarer ikke til det man ville forvente på Mars, men snarere til meteoritter af kondrit-typen eller jordisk. Som ``bevis'' for liv på Mars står det for tiden svagt. Debatten kan følges på [13].

I næste artikel vil vi se på molekyler i det interstellare medie. Kometernes kemi bliver belyst og vi prøver at give et bud på hvordan ``de første livskim'' kan have set ud.

Referencer

1

M. C. Andersen (1998) ``On The Origin of Life in the Solar System. Written report'', Kernesyntese, Stjernernes udvikling og Solsystemets dannelse, NBIfAFG. www.astro.ku.dk/~cramer/papers/life/

2

C. F. Chyba og G. D. McDonald (1995) ``The Origin of Life In The Solar System'', Current Issues. Annu. Rev. Earth Planet. Science, bind 23, side 215-49.

3

Yuk L. Yung og William B. DeMore (1999) ``Photochemistry of Planetary Atmospheres''. Oxford University Press.

4

Michel Mayoer og Didier Queloz (1995) ``A Jupiter-mass companion to a solar-type star''. Nature, bind 378, 23 November.

5

Space Interferometry Mission, http://sim.jpl.nasa.gov/

6

P. J. Thomas, C. F. Chyba og C. P. McKay (Red.) (1997) ``Comets and the Origin and Evolution of Life''. Springer-Verlag.

7

Vagn F. Buchwald (1992) ``Meteoritter - nøglen til Jordens fortid''. Gyldendal .

8

``Encyclopedia of Planetary Sciences'' (1997) Red. af J. H. Shirley og R.W. Fairbridge. Chapman & Hall.

9

Minik T. Rosing (1999) ``¹³C-Depleted Carbon Microparticles in >3700-Ma Sea-Floor Sedimentary Rocks from West Greenland''. Science, bind 283.

10

J. Kelly Beatty, Carolyn Collins Petersen og Andrew Chaikin (1999) ``The New Solar System''. Sky Publishing/Cambridge University Press (4. udgave).

11

John S. Lewis (1995) ``Physics and Chemistry of The Solar System''. Academic Press.

12

Janus Larsen (2000) ``Is på Mars'', Kvant nr. 1, Marts 2000.

13

On the Question of the Mars Meteorite, http://cass.jsc. nasa.gov/lpi/meteorites/mars_meteorite.html

Michael Cramer Andersen, specialestuderende i astronomi ved NBIfAFG, hvor han arbejder med Mælkevejens dynamiske udvikling. Han er desuden interesseret i fundamentale problemer indenfor naturvidenskab.

Arne Damm, studerende ved NBIfAFG, læser astronomi i kombination med andre fag.