Nukleosynthese
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Nukleosynthese (auch Nukleogenese oder Elemententstehung) bezeichnet in der Kosmochemie die Prozesse, durch welche die heute vorhandenen Elemente im Universum entstanden sind und weiterhin entstehen.
Dabei werden neue Atomkerne durch Kernreaktionen an schon vorhandenen Atomkernen gebildet. Wichtige Prozesse der Nukleosysnthese sind thermonukleare Kernreaktionen (Fusionsreaktionen) in Sternen (stellare Nukleosynthese), des weiteren Neutronenanlagerung, Protonenanlagerung und Spallation.
Die Verteilung der im Inneren der Fixsterne entstandenen chemischen Elemente im Weltraum sowie die chemische Evolution (Bildung chemischer Verbindungen der organischen Chemie und Biochemie) z. B. auf Planemos übersteigen das Gebiet der bloßen Physik und sind daher Gegenstand der Kosmochemie (und Exobiologie).
Inhaltsverzeichnis |
[Bearbeiten] Einteilung
Bezüglich ihrer Entstehungsgeschichte muss zwischen zwei Gruppen von chemischen Elementen unterschieden werden. Die erste Gruppe umfasst all diejenigen Elemente, die durch Fusionsreaktionen zwischen geladenen Teilchen im Inneren von Sternen aus den leichten Ausgangsmaterialien aufgebaut werden können. Aus diesen Reaktionen beziehen die Sterne ihre Energie. Helium-Kerne entstehen in Sternen durch die Proton-Proton-Reaktion und den Bethe-Weizsäcker-Zyklus. Ein weiterer wichtiger Einzelprozess ist der Drei-Alpha-Prozess, bei dem Kohlenstoff-Kerne (12C) entstehen.
[Bearbeiten] Primordiale Nukleosynthese
Schon kurze Zeit nach dem Urknall entstanden bei extrem hohen Temperaturen und Dichten vor allem Wasserstoff und Helium, dieser Vorgang wird im Artikel primordiale Nukleosynthese behandelt. Aus diesem Grund soll darauf hier nicht weiter eingegangen werden.
[Bearbeiten] Stellare Nukleosynthese
[Bearbeiten] Sternentstehung und -entwicklung
Alle anderen chemischen Elemente sind über Kernreaktionen in Sternen gebildet worden und entstehen auch heute noch dort wie in einem andauernden stellaren Schöpfungsakt. Im Verlauf dieses als Nukleosynthese bezeichneten Prozesses entsteht eine ungeheure Vielzahl von Nukliden. Die meisten von ihnen sind jedoch instabil und wandeln sich nach ihrer Entstehung direkt oder über mehrere Zwischenschritte in die stabilen Kerne um, die unsere heutige Materie ausmachen. Die Erforschung dieser Nukleosynthese ist ein Bereich, in dem Kernphysiker und Astronomen eng zusammen arbeiten, da kernphysikalische Prozesse mit Modellen für die Sternentstehung und Sternentwicklung verknüpft sind. Dieser Teilbereich der Physik wird deshalb auch als Nukleare Astrophysik bezeichnet, während die Verteilung der durch Nukleosynthese erzeugten Elemente im Kosmos auch in den Themenbereich der Kosmochemie fällt. Im Artikel Kosmochemie werden die hier im Folgenden kurz umrissenen Prozesse daher ausführlicher beschrieben.
[Bearbeiten] Wasserstoff-, Helium- und Kohlenstoff-Fusion
Der Wasserstoffvorrat der Sonne und der anderer Sterne ist zwar groß, aber er erschöpft sich mit der Zeit. Wenn ein Stern in seinem Zentralbereich den größten Teil des vorhandenen Wasserstoffs zu Helium gebrannt hat, endet diese erste Brennphase. Der Stern kann dann seinen inneren Druck nicht mehr aufrecht erhalten und wird unter dem Einfluss der eigenen Schwerkraft in sich zusammenfallen. Aber das ist noch nicht das Ende seines langen Sternenlebens, denn bei diesem radikalen Schrumpfungsprozess, bei dem der Stern heißer und dichter wird, treten nacheinander die für die Bildung der schwereren Elemente erforderlichen extremeren Zustände ein. Bei einer wesentlich höheren Temperatur, die wegen der höheren Ladung der Ausgangspartner erforderlich ist, setzt zunächst das so genannte Heliumbrennen ein. Dabei werden durch weitere vielschichtige Kernreaktionen die Elemente bis zum Neon gebildet, die für den Stern eine neue Energiequelle darstellen. Danach folgt, unterstützt durch nachfolgende Kontraktionen mit entsprechender Temperaturerhöhung, das Brennen von Kohlenstoff, Sauerstoff und Silicium.
Da die Kernfusionen sehr stark von der Temperatur im Inneren eines Sterns beeinflusst werden, hängt es nur von der primären Masse des Sterns ab, bis zu welchem Grad die schwereren Elemente im Laufe eines Sternenlebens gebrannt werden können. Leichtere Sterne kommen durch den geringeren Druck in ihrem Inneren oft über das Heliumbrennen nicht hinaus, Sterne wie unsere Sonne produzieren hauptsächlich die leichteren Elemente bis zum Kohlenstoff, während Sterne, die deutlich schwerer sind als die Sonne, sämtliche Elemente bis hin zum Eisen erzeugen können. Hier endet die positive Energiebilanz der Fusionsreaktionen. Der innere Kern solcher Riesensterne besteht dann aus Eisen, ihm folgen die anderen Elemente in Schichten nach außen, ein Wasserstoff-Helium-Gemisch bildet den Abschluss.
Dass Sterne in ihrem Aufbau zuletzt einem Zwiebelschalenmuster gleichen, erkannte in den 1940er Jahren Fred Hoyle. Seine Berechnungen zeigten, dass Sterne mit der fortschreitenden Aufzehrung ihres nuklearen Brennstoffs in ihrem Aufbau zunehmend uneinheitlicher werden und dass dies wieder höhere Temperaturen und Dichten in ihrem Inneren bedingt. Das Modell stimmt überraschend gut mit den gemessenen Elementhäufigkeiten im Universum überein. Wie oft sich der Zyklus „Kontraktion – Aufheizung - Entzündung neuen, schwereren Brennstoffs“ wiederholt, hängt einzig und allein von der Masse des Sterns ab. Die Entwicklung der Sterne treibt die Nukleosynthese voran; gleichzeitig bildet die Nukleosynthese den treibenden Motor für die Sternentwicklung; eine interessante Wechselwirkung von Astronomie und Kernphysik.
[Bearbeiten] Synthese schwerer Nuklide
Beim Element Eisen, das die am stärksten gebundenen Atomkerne im Periodensystem hat, kommt die Fusion zum Stillstand. Durch die Fusion von Eisen in noch schwerere Elemente kann keine Energie mehr freigesetzt werden.
Die schwersten in der Natur vorkommenden Elemente können daher nicht aus der Kollision geladener Kerne hervorgehen. Es muss also weitere Möglichkeiten der Nukleosynthese geben, die allerdings in diesem Stadium noch nicht auftritt, denn der Stern erlischt nun endgültig. Er zieht sich unter Einwirkung seiner eigenen Schwerkraft zusammen. Sein weiterer Werdegang hängt nun wieder entscheidend von seiner ursprünglichen Masse ab. Bei einer Masse, die in der Größenordnung unserer Sonne oder darunter liegt, wird der Stern einen Teil seiner äußeren Hülle abstoßen. Er endet als schwach leuchtender Weißer Zwerg, dessen weitere Abkühlung noch Milliarden von Jahren dauern kann.
[Bearbeiten] Synthese überschwerer Nuklide in Supernovae
Hatte der Stern anfänglich eine sehr große Masse, hier sind Werte bis zu zehn Sonnenmassen relevant, dann schreitet die Kontraktion sehr schnell voran, der Stern implodiert faktisch. Bei dieser dramatischen Verdichtung wird eine ungeheuer große Menge an Gravitationsenergie freigesetzt, die für eine beträchtliche Erhöhung der Temperatur und damit für eine explosionsartige Ausweitung der möglichen Kernreaktionen im gesamten Sternvolumen sorgt. Innerhalb von ein bis zwei Tagen nimmt die Helligkeit des bis dahin unscheinbaren Sterns so gewaltig zu, dass er, wie von Tycho Brahe 1572 beschrieben, heller als alle Planeten erscheint und selbst am Tag mit bloßem Auge beobachtbar ist. Dieser gewaltige Leuchtkraftausbruch dauert nur wenige Tage. Eine Supernova ist entstanden, bei der der äußere Teil der Sternenmaterie, manchmal mehr als die Hälfte seiner gesamten Masse, in den interstellaren Raum geschleudert wird.
In dieser explosiven Materiewolke entsteht nun die zweite Gruppe von Elementen, die schwerer als Eisen sind. An diesen Reaktionen sind vor allem Neutronen beteiligt, die im Inneren des zerberstenden Sterns unter den dort herrschenden extremen Bedingungen freigesetzt werden und als ungeladene Teilchen vielfältige Kernreaktionen auslösen können. Geraten Atomkerne in einen solchen Neutronenfluss, so fangen sie, ähnlich wie in einem Reaktor, in schnell aufeinanderfolgenden Schritten etliche Neutronen ein: r-Prozess. In nachfolgenden Betazerfällen entstehen aus den neutronenreichen Kernen stabile Isotope mit erhöhter Protonenzahl, die schweren Elemente jenseits des Eisen.
Wie neueste Forschungsarbeiten zeigen, bilden sich in den Materieausbrüchen einer Supernova durch regelrechte Zertrümmerungen (Spallation) von Atomkernen auch einige seltene Isotope der leichten Elemente Lithium, Beryllium und Bor, die bei den Fusionsreaktionen übergangen werden. Die turbulenten Zustände in den Materiewolken der Supernovae sorgen also nicht nur dafür, dass die Sterne die in ihnen gebildeten Elemente in die Weiten des Universums „freigeben“, sondern sie erzeugen gleichzeitig eine ganz neue Gruppe von schweren chemischen Elementen. Supernovae sind damit die Motoren eines immerwährenden Transmutationsprozesses; ihr Streumaterial bildet die Ausgangsmaterie für die nächste Generation von Galaxien, Sternen und Planeten. Mit zunehmenden Alter des Universums nimmt daher die Menge an schweren Elementen zu.
[Bearbeiten] Siehe auch
s-Prozess | p-Prozess | r-Prozess | Kosmochemie
[Bearbeiten] Literatur
- Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Alfred Fowler, Fred Hoyle: Synthesis of the Elements in Stars, Rev. Mod. Phys. 29 (1957) 547
- C. E. Rolfs, W. S. Rodney: Cauldrons in the Cosmos, Univ. of Chicago Press, 1988
- Heinz Oberhummer: Kerne und Sterne, Barth, 1993
