Kjernereaksjon

**Kjernereaksjon** er en kjernefysisk prosess der en atomkjerne og en annen atomkjerne eller subatomær partikkel inerakterer (kolliderer) og produserer en eller flere nye atomkjerner og/eller subatomære partikler. Når partiklene vekselvirker uten at en kjernereaksjon opptrer får man en elastisk kollisjon. Kjernereaksjoner kan utløses av tre eller flere partikler som interakterer, men dette har svært lav sannsynlighet (lite tverrsnitt) og forekommer bare i noen grad i stjerner.

Kjernereaksjoner opptrer i flere beslektede vekselvirkninger som kan løpe eksotermt eller krever energi endoterm. Ofte vil flere reaksjoner løpe i rask rekkefølge, f.eks nøytroninnfangning med påfølgende kjernefysisk fisjon.

## Kjernenedbrytningsreaksjoner

*Kjernefysisk fisjon utløses normalt av en partikkel, vanligvis et nøytron. Bindingsenergien i kjernen skaper en barriere mot spontan fisjon som kan overvinnes når kjernen absorberer et nøytron, selv med lav energi. Protoner blir frastøtt av kjernen på grunn av frastøtning mellom positive ladninger (coulumbkraft) og må derfor ha relativt høy energi for å komme i kontakt med kjernen (noen hundre keV for lettere kjerner og flere MeV for tunge kjerner). Fisjon skjer når kjernen deler seg i grovt like store kjerner. Ved fisjon er det oftest energimessig gunstig med en noe mindre kjerne og en noe større. Dette gir normalt en fordeling av reaksjonsproduktene som vist i figuren. For Uran-235 gir dette størst sannsynlighet for ett reaksjonsprodukt med atomvekt rundt 95 og ett annet med atomvekt rundt 137 samt rundt 3 nøytroner og gammastråling. Alfanedbrytning, Betanedbrytning osv. kalles vanligvis ikke fisjon.

**Spontan fisjon* forekommer i noen atomkjerner med atomvekt over 100, men er bare vanlig for meget tunge kjerner over atomvekt 230. For de isotopene av uran som har spontan fisjon er sannsynligheten for dette lav (i forhold til annen nedbrytning)

**Alfanedbrytning* skjer ved utsendelse av en α alfapartikkel 4He f.eks {}^{238}\hbox{U}\;\to\;^{234}\hbox{Th}\;+\;\alpha.En annen vanlig alfanedbrytning er stråling fra radongass: {}^{222}\hbox{Rn}\;\to\;^{218}\hbox{Po}\;+\;\alpha 

**Klasenedbrytning* (Cluster decay) foregår når flere protoner og nøytroner frigis. Alfanedbrytning er et spesialtilfelle, men er langt det vanligste og klassifiseres derfor separat. Klasenedbrytning har relativt lav sannsynlighet, en av de hyppigst forekommende er {}^{114}\hbox{Ba}\;\to\;^{102}\hbox{Sn}\;+\;^{12}\hbox{C}

**Betanedbrytning* foregår ved svak vekselvirkning:
** Ved &beta;− nedbrytning der et nøytron går over til et proton og sender ut et elektron og en antinøytrino: n^0 \rightarrow p^+ + e^- + \bar{\nu}_e.
** Ved &beta;+ nedbrytning (krever energi) der et proton går over til et nøytron og sender ut et positron og en nøytrino:  \mathrm{energi} + p^+ \rightarrow n^0 + e^+ + {\nu}_e.

**Elektroninnfangning* er en variant av betanedbrytning som foregår når kjernen er ustabil, men ikke kan frigi nok energi til å sende ut et positron ved normal &beta;+ nedbrytning. Da kan dette foregå som invers betanedbrytning ved innfangning av et elektron, som i \mathrm{{}^{26}_{13}Al}+\mathrm{e}^- \rightarrow\mathrm{{}^{26}_{12}Mg}+{\nu}_e

**Gammanedbrytning*
**Vanlig nedbrytning med gammastråling foregår når energi fra nedbrytningen sendes ut i form av gammastråling. Et eksempel er når Kobolt brytes ned til eksitert Nikkel som deretter sender ut to fotoner:Først  {}^{60}\hbox{Co}\;\to\;^{60}\hbox{Ni*}\;+\;e^-\;+\;\overline{\nu}_e.  deretter {}^{60}\hbox{Ni*}\;\to\;^{60}\hbox{Ni}\;+\;\gamma;+\; \gamma. Strålingen har energi på respektive 1.17 MeV og 1.33 MeV.
** Isomerisk overgang er lik ovenstående, men har andre indre *metatilstander* eller *isomere* for kjernen.

* Doble nedbrytninger har svært lav sannsynlighet og halverinstider på 1019 år eller mer:
** Dobbel betanedbrytning har svært lav sannsynlighet fordi den krever to samtidige betanedbytninger i kjernen, Dette skjer når kjernen ved &beta;− nedbrytning har lavere bindingsenergi, og derfor forhindrer normal bedanebrytning.
** Dobbel elektroninnfangning skjer når to elektroner fanges inn av kjernen og to protoner går over til to nøytroner. Eksempel; \mathrm{{}^{78}_{36}Kr}+\mathrm{2 e^-} \rightarrow\mathrm{{}^{78}_{34}Se}+{2\nu}

**Indre konversjon* opptrer når et kjerneelektron og kjernen interakterer slik at elektronet sendes ut. Dette opptrer som elektronstråling uten at det skyldes betanedbrytning. 

**Nøytronutsendelse* er en enkel kjernereaksjon som skjer når atomkjernen har et overtallig antall nøytroner og enkelt kan sende ut et nøytron. Slike kjerner er selv ofte fisjonsprodukter fra tyngre atomkjerner som har relativt høyere antall nøytroner i forhold til protoner enn lettere kjerner.

**Protonutsendelse* forekommer ikke i naturlig forekommende isotoper, men har vært observert i enkelte isotoper fremstilt i partikkelakseleratorer.

## Nukleosyntese
Nukleosyntese skjer når tyngre kjerner produseres av lettere atomkjerner. Isotopvarianter produseres også ved nøytron og proton innfanging.

* Kjernefysisk fusjon – flere kjerner slås sammen, ofte med utsendelse av subatomære partikler som bevarer moment. De reaksjonene som er beskrevet under foregår for stjerner i sekvens, For de minste stjernene løper bare p-p som i enkleste tilfelle dør sakte ut. Større stjerner får et mønster der brenselet fra en reaksjon er utbrukt reaksjonsproduktet er anriket i kjernen og starter fusjon når kjernen trekker seg sammen og øker i temperatur. Samtidig kan forrige reaksjonsnivå gjenstarte i et skall utenfor kjernen. På denne måten kan man ha en rekke typer forbrenning i skall utenpå hverandre. Avhengig av vektforhold vil stjerne etterhvert eksplodere som en supernova og kaste det meste av massen utenfor den gjenværende kjernen utover. De høyere nivåene går så raskt at den fysiske disintegrasjonen ikke skjer før reaksjonene har løpt ferdig. 
**Proton-proton reaksjon. Vanlig i solen og lignende stjerner. Dette er en såkalt svak vekselvirkning som krever at et proton omdannes til et nøytron. Reaksjonen i stjernene går som en sekvens:
::2 • p(p,e++v)D : Svært lavt tverrsnitt, selv under forhold i solens kjerne er raten per proton 1 pr 8 mrd år.
::2 • D(p,y)3He
::3He(3He,2p)4He
**CNO sykel. Karbon-Nitrogen-Oksygen katalysert P-P fusjon, vanlig i tyngre stjerner. Her går en 12C og 14N katalysert svak interaksjon. Karbon, Nitrogen og Oksygen forbrukes ikke. Forbruket av hydrogen brensel og produksjon av helium er netto det samme som for p-p, men mer av energien avgis i form av gammastråling. Denne sekvensen foregår ved høyere densitet og temperatur og er raskere enn p-p reaksjonen.
::12C(p,y)13N &nbsp; &nbsp; &nbsp;*C katalysert svak interaksjon) trinn 1*
::13N(,e++v)13C &nbsp; &nbsp; &nbsp;*trinn 2*
::13C(p,y)14N
::14N(p,y)15O &nbsp; &nbsp; &nbsp;*N katalysert svak interaksjon trinn 1*
::15O(,e++v)15N &nbsp; &nbsp; &nbsp;*trinn 2*
::15N(p,4He)12C
**Trippel-alfa prosess, når p-p eller CNO har forbrukt det meste av hydrogenet vil kjernen trakke seg sammen. Da øker temperaturen til et nivå der helium kan fusjonere i en to trinns reaksjon som produserer beryllium og karbon (kull) Denne reaksjonen går bare fordi det eksisterer spesielle sammenfallende energinivåer mellom to 4He og 8Be og 12C: For relativt små stjerner kan dette foregå meget raskt og kaste av massen utenfor kjernen. For tyngre stjerner vil forbrenningen foregå syklisk i et lag utenfor kjernen og gi en variabel stjerne: 
::4He(4He,)8Be
::4He(8Be,y)12C
::Man kan også få et etterfølgende trinn som produserer oksygen:
::4He(12C,y)16O
**Karbon forbrenning: For stjerner som er mer enn fire ganger solens tyngde vil temperatur og trykk i senfasen øke og føre til at karbonbreaksjonene starter. Sternen blir nå en rød superkjempe. Denne fasen kan fortsette i rundt 1000 år. Samtidig fortsetter helium og hydrogen forbrenning i et skall utenfor kjernen. . Når karbonet er oppbrukt vil stjerner under ca. 8 solmasser destabilisere og kaste ut materialet utenfor kjernen, mens tyngre stjerner går til neste trinn.
::12C(12C,p)23Na
::12C(12C,4He)20Ne
::12C(12C,y)24Mg
**Neon forbrenning skjer i stjerner over 8 solmasser når karbonet i kjernen er oppbrukt. Samtidig med forbrenningen skjer også en viss *fotodisintegrasjon* på grunn av intens gammastråling Neonforbrenning tar typisk 3 år:
::20Ne(y,4He)16O
:Heliumet inngår i en reaksjon som produserer magnesium:
::20Ne(4He,Y)24Mg 
:Eventuelt en totrinns reaksjon:
::1. 20Ne(n+y,)21Ne
::2. 21Ne(4He,n)24Mg
**Oksygen forbrenning. Starter etter Neon og brenner ut i løpet av 6-12 måneder:
::16O(16O,&gamma;)32S     
::16O(16O,n)31S
::16O(16O,p)31P
::16O(16O,4He)38Si
::16O(16O,24He)24Mg
 
**Silisium forbrenning starter når okygenforbrenningen går ut, og produserer suksessivt tyngre stoffer ved stegvis tillegg av Helium-4: Dette går meget raskt, typisk bare noen få minutter. Når denne forbrenningen er ferdig kollapser kjernen ytterligere. Fordi Fe, og Cr har høyest bindingsenergi er det nå ikke flere reaksjoner som kan produsere energi og kjernen fortsetter en katastrofal kollaps, enten til en nøytronstjerne eller et sort hull og lagene utenfor kjernen kastes ut i en type II supernova.
::28Si(4He,&gamma;)32S     
::32Si(4He,&gamma;)36Ar     
::36Ar(4He,&gamma;)40Ca     
::40Ca(4He,&gamma;)44Ti     
::44Ti(4He,&gamma;)48Cr     
::48Cr(4He,&gamma;)52Fe     
::52Fe(4He,&gamma;)56Ni     

*Nøytroninnfangning 
**R-prosess, Rask Nøytroninnfangning, kjent fra modellen for kjernekollaps ved type II supernova ved denne produserer store mengder energirike nøytroner. Med rask menes at gjennomsnittlig tid for nøytroninnfangning er kortere enn halveringstiden for de produserte isotopene. Og kan produsere susessivt tyngre isotoper.
**S-prosess. Sen Nøytroninnfangning er kjent fra vanlige stjerner i en sen fase og produserer tyngre isotoper.

*Protoninnfangning foregår i supernovaer (utenom lanoratoriet) og er en viktig årsak til proton-rike isotoper (forholdet mellom protoner og nøytroner) med atromvekt over 100. 
**P-prosess; Proton innfangning 
**Rp-prosess; Rask Protoninnfangning 

* Spallasjon (avskalling) skjer når partikler (protoner) med høy energi og moment som slår av deler av kjernen eller splitter den i flere deler.