Atomen bestaan uit protonen, neutronen en elektronen. Elementen worden gedefinieerd door hun aantal protonen. Het aantal neutronen van een element kan verschillen en die varianten worden isotopen genoemd. Er zijn in ons zonnestelsel zo’n 80 verschillende elementen en 339 isotopen aanwezig.

Bekijk indien nodig het artikel Elementenleer om je kennis over de structuur van atomen op te frissen! 

We kennen de samenstelling van ons zonnestelsel voornamelijk dankzij onderzoek naar meteorieten. Meteorieten zijn stenen die vanuit de ruimte op onze aarde terecht komen. Die stenen worden verzameld en bestudeerd. Er bestaan verschillende soorten meteorieten. Sommige kennen nagenoeg hun hele bestaan geen enkele geologische verandering, andere zijn gesmolten door radioactieve decay waardoor er bijvoorbeeld ook ijzeren meteorieten bestaan.  

De soort die gebruikt wordt om de samenstelling van de elementen van ons zonnestelsel mee te bestuderen, zijn chondrieten. Chondrieten maken het grootste deel uit van alle meteorieten die op aarde worden gevonden. Ze werden helemaal aan het begin van het ontstaan van ons zonnestelsel (4,6 miljard jaar geleden) gevormd en doordat ze nooit gesmolten zijn, bieden ze een uitstekende kijk op de chemische samenstelling van ons zonnestelsel van dat moment.

Nu we weten uit welke atomen ons zonnestelsel is opgebouwd, rest ons de vraag hoe die atomen zijn ontstaan? Er zijn twee bekende wetenschappelijke theorieën die nucleosynthesis of de vorming van de elementen binnen ons zonnestelsel trachten te verklaren.

De eerste theorie werd de Big Bang Nucleosynthesis genoemd. Naarmate het pas gevormde universum afkoelde, en de vorming van de eerste nuclei mogelijk werd, kwamen protonen en neutronen samen om de eerste waterstofatomen te vormen. Die waterstofatomen combineerden zich vervolgens tot heliumatomen, lithium en berilium.

De Big Bang Nucleosynthesis (BBN) werd in 1967 beloond met een Nobelprijs voor de Natuurkunde, maar de theorie bleek later incorrect te zijn. De BBN stelde namelijk dat álle elementen die in ons sterrenstelsel voorkomen, onmiddellijk na de Big Bang werden gevormd. We weten nu dat dat onmogelijk is. Wanneer je immers een proton toevoegt aan lithium 7 wordt er opnieuw helium geproduceerd en start de cirkel opnieuw tot je weer bij lithium uitkomt enzovoort. Lithium 7 vormt dus een natuurlijke barrière en elementen zwaarder dan lithium moeten op een andere manier zijn ontstaan.

De Big Bang Nucleosynthesis werd verworpen. Er waren andere verklaringen nodig om het ontstaan van de overige elementen te verklaren.

In de daarop volgende jaren werd er een nieuwe theorie ontworpen die de Stellar Nucleosynthesis wordt genoemd. De Stellar Nucleosynthesis verklaart hoe elementen zwaarder dan lithium 7 gevormd konden worden. De theorie was in 1983 een Nobelprijs voor de Natuurkunde waard en blijft tot op vandaag een bevredigend antwoord te bieden op de vraag naar het ontstaan van de elementen uit ons zonnestelsel.

De Stellar Nucleosynthesis beschrijft in totaal drie soorten processen om dat te doen.

Het eerste type proces omvat de producten die gevormd werden vlak na de Big Bang. Dat proces kennen we reeds van het Big Bang Nucleosynthesis model, maar nu weten we dat enkel lichte elementen zoals waterstof, helium, berilium en lithium op die manier zijn kunnen ontstaan.

Voor het bestaan van elementen zwaarder dan Lithium 7 zijn stellaire fusieprocessen verantwoordelijk. Dat zijn fusiereacties die ontstaan tijdens de vorming van sterren. Fusiereacties zijn de spontane processen die meerdere nuclei combineren om steeds zwaardere nuclei te vormen. Tijdens een fusiereactie komt energie vrij. Die energie nemen wij waar als warmte en licht. Fusiereacties zijn dus de brandstof die sterren lichtgevend en warmteproducerend maakt, ze zijn datgene wat een ster drijft.

Binnen sterren kunnen meerdere fusieprocessen tegelijkertijd plaatsvinden. Het aantal fusieprocessen is afhankelijk van de grootte van de ster. Hoe groter de ster, hoe meer verschillende fusieprocessen er tegelijk gaande kunnen zijn en hoe zwaarder de elementen die kunnen worden gevormd in de kern.

Bij een Red Giant bijvoorbeeld, kunnen er in de kern van de ster elementen tot en met ijzer voorkomen. De productie van ijzer vormt opnieuw een natuurlijke limiet. Om elementen tot en met ijzer 56 te vormen, komt energie vrij. Voor de productie van elementen zwaarder dan ijzer 56 is een toevoer van energie vereist. Dat is niet iets wat binnen een levende ster gebeurt en dus kunnen fusiereacties slechts de productie van elementen tot en met ijzer verklaren.

Er blijft steeds meer massa gevormd worden in de kern, maar doordat die zware elementen niet langer in energie kunnen worden omgezet door fusieprocessen, wordt de ster instabiel en implodeert. De implosie van een ster heeft een supernova tot gevolg en het zijn tijdens supernovae dat elementen zwaarder dan ijzer 56 worden gevormd.

De met supernovae geassocieerde processen worden S-, R- en P-processen genoemd. Rond iedere ster bevinden zich eveneens vrije neutronen. Die zijn in een normale hoeveelheid aanwezig bij brandende sterren en komen in een ontzettend hoog aantal voor tijdens supernovae.

Vrije neutronen binden zich aan reeds bestaande nuclei om zo zwaardere elementen te vormen. Wanneer dat aan een normaal tempo gebeurt, hebben we het over S-process of Slow process.

Wanneer je een neutron toevoegt aan 109 Ag (zilver) krijg je zilver 110 maar zilver 110 is instabiel en decayt tot cadmium 110. Cadmium 110, 111, 112,113 en 114 zijn isotopen maar als daar een nieuwe neutron bijkomt, krijg je cadmium 115 en die is opnieuw instabiel waardoor hij decayt tot Indium 115, enzovoort. Op die manier worden dus alle zwaardere elementen binnen ons sterrestelsel gevormd.

Dit proces verklaart echter niet het bestaan van isotopen zoals Cadmium 116. Daar is R-Process of Rapid Process voor nodig. Dat is een proces dat enkel tijdens supernovae gebeurt op een moment waarbij de gevormde nuclei door heel veel vrije neutronen worden gebombardeerd.

Om een element als cadmium 116 te creëren, moeten de neutronen zich zo snel met elkaar verenigen dat de chemische structuur geen tijd heeft om te decayen. Vandaar de naam Rapid Process.

Naast S- en R-Processen bestaat er ook het P-process en dat staat voor Proton-Process, Een proces waarbij vrije protonen zich aan reeds bestaande nuclei hechten zodat er naast neutronrijke nuclei ook protonrijke nuclei zijn kunnen ontstaan.

Er zijn dus drie verschillende soorten processen verantwoordelijk voor het bestaan van alle elementen uit ons zonnestelsel:

1. Een (beperkte) Big Bang Nucleosynthesis die lichte elementen zoals waterstof, helium en lithium vlak na de Big Bang verklaart.
2. Fusiereacties: de productie van elementen tot en met ijzer in brandende sterren.
3. Processen tijdens supernovae waarbij vrije neutronen en protonen aan reeds bestaande nuclei worden gevestigd.