Nukleosynthese

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Die Nukleosynthese (von lateinisch nucleus: „Kern“, „Atomkern“ und von griech. synthesis: „Aufbau“, „Zusammenfügung“ – auch als Nukleogenese oder Elemententstehung bezeichnet) ist die Entstehung von Atomkernen. Man unterscheidet zwischen der primordialen Nukleosynthese kurz nach dem Urknall und der stellaren Nukleosynthese durch Fusions- und andere Kernreaktionen.

Die primordiale Nukleosynthese setzte ein, als die Temperatur im Universum so weit gesunken war, dass Deuterium nicht mehr durch hochenergetische Photonen zerstört wurde. Sie endete etwa drei Minuten nach dem Urknall, als Temperatur und Druck nicht mehr ausreichten, um Fusionsreaktionen aufrechtzuerhalten.

Die stellare Nukleosynthese findet im Inneren von Sternen statt. Im Verlauf der Entwicklung des Sterns gibt es charakteristische Änderungen, zunächst entsteht Helium, später schwerere Elemente. Elemente mit höherer Ordnungszahl als Eisen können nicht durch Kernfusion in Sternen erzeugt werden, da dafür Energie zugeführt werden müsste. Sie werden durch Protonen- und Neutroneneinfangsreaktionen im p-, r- und s-Prozess erzeugt. Beinahe die gesamte Erde besteht aus Elementen, die in Supernovae entstanden sind.

Entstehungsorte von chemischen Elementen: Urknall und Sterne[Bearbeiten]

Chemische Elemente mit Kernen, die schwerer als Wasserstoff sind, entstehen laufend über Kernreaktionen in Sternen. Bevor Sterne entstehen konnten, bildeten sich im Rahmen der primordialen Nukleosynthese bereits Deuterium, Helium-3 und -4 sowie Spuren von Lithium-7. Die Nukleosynthese ist Forschungsgegenstand der Nuklearen Astrophysik. Sie spielt eine bedeutende Rolle im Gebiet Kosmochemie.

Bezüglich ihrer Entstehungsgeschichte unterscheidet man bei der stellaren Nukleosynthese zwischen zwei Untergruppen von chemischen Elementen:

Weit verbreitet ist die Lehrmeinung, dass dieser Fusionsprozess mit der Bildung des Isotops Eisen-56 ende, da dieses die höchste Bindungsenergie pro Nukleon besitze. Dies ist jedoch nicht der Fall, denn zum einen besitzt das Isotop Nickel-62 eine geringfügig höhere Bindungsenergie pro Nukleon als Eisen-56, zum anderen sind endotherme Prozesse prinzipiell durchaus möglich. Der eigentliche Grund für die vermehrte Bildung von Eisen-56 gegenüber Nickel-62 und das Enden der Fusionskette liegt vielmehr in den Details des Fusionsprozesses und dem starken Einfluss der Photodesintegration in diesem Bereich.[1]

  • Zur zweiten Untergruppe gehören die Elemente schwerer als Eisen. Ihre Bildung (Synthese) erfordert Energiezufuhr. Die nötige Energie stammt zum Beispiel aus Explosionen von Sternen (Novae, Supernovae u. a.).

Urknall, Sternentstehung und -entwicklung[Bearbeiten]

Orionnebel: Hier entstehen aus Wasserstoffgaswolken junge, heiße Sterne; der Prozess der Fusion von Wasserstoff zu Helium setzt ein
Expansion des Universums nach dem Urknall und der primordialen Nukleosynthese

Schon kurze Zeit nach dem Urknall entstanden bei extrem hohen Temperaturen und Dichten vor allem Wasserstoff(-Kerne) und Helium(-Kerne). Dieser Vorgang wird im Artikel primordiale Nukleosynthese behandelt. Aus den beim Urknall entstandenen Wasserstoff- und Helium-Gaswolken bildeten sich durch Anziehungskräfte erste Sterne. In diesen Sternen entstanden durch Fusionsprozesse schwerere Elemente.

Synthese leichter Nuklide in jungen Sternen[Bearbeiten]

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 aufrechterhalten und wird unter dem Einfluss der eigenen Schwerkraft in sich zusammenfallen. Ab einer Mindestmasse werden durch die Verdichtung und gleichzeitige Erhitzung des Sterninneren Bedingungen erreicht, unter denen weitere Fusionsprozesse in Gang kommen, zunächst das so genannte Heliumbrennen. Je nach Ausgangsmasse setzen noch weitere Fusionsprozesse ein, siehe dazu Stern#Letzte_Brennphasen.

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 aus Kontraktion, Aufheizung und 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.

Synthese schwerer Nuklide in alternden Riesensternen[Bearbeiten]

Ältere Riesensterne fusionieren leichte Nuklide (bevorzugt Helium) zu schwereren Elementen wie Kohlenstoff und Silizium. 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.

Synthese überschwerer Nuklide in Supernovae[Bearbeiten]

Gegen Ende ihrer Leuchtphase erzeugen schwere Sterne auch schwerere Atomkerne und stoßen das Material in Form von Wolken aus, hier: Nebel um den extrem massereichen Stern eta Carinae, entstanden durch Eruptionen vor 100 bis 150 Jahren.

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 kollabiert förmlich. 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 aufeinander folgenden 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 andauernden Transmutationsprozesses; ihr Streumaterial bildet die Ausgangsmaterie für die nächste Generation von Galaxien, Sternen und Planeten. Mit zunehmendem Alter des Universums nimmt daher die Menge an schweren Elementen zu. So hat die Supernova SN 2006gy in der Galaxie NGC 1260 150 Sonnenmassen gehabt und bei ihrer Explosion schätzungsweise 20 Sonnenmassen an Nickel in das Universum abgegeben.

Entstehung der einzelnen chemischen Elementgruppen[Bearbeiten]

Über die genauere Entstehung und Verteilung der einzelnen chemischen Elemente im Universum zeichnen Astro- und Kosmochemie folgendes Bild. Vor rund 13,7 Milliarden Jahren begann das Universum sich explosionsartig von einem einzigen Punkt aus auszudehnen (Urknall, „Big Bang“), wobei es am Anfang unvorstellbare Energiemengen und -dichte aufwies (Temperatur um 1032 Kelvin). Noch bevor es auch nur ein einziges Atom irgendeines Elementes gab, nur 10−32 Sekunden nach dem Urknall, kühlte das Universum auf ca.1028 Kelvin ab. Unter diesen Bedingungen konnten in dem heißen „Energiebrei“ des jungen Universums erste Elementarteilchen entstehen: die Quarks, Gluonen und Leptonen.

Das Universum kühlte sich weiter ab – so weit, dass die bisher als Plasma vorliegenden Quarks zu Protonen und Neutronen, den Nukleonen, kondensierten. Dies geschah zirka 10−7 Sekunden nach dem Urknall bei 1014 Kelvin. Es entstanden aber auch Antineutron (n*) und Antiproton (p). Materieteilchen und Antimaterieteilchen vernichten sich seitdem gegenseitig unter Umwandlung in Energie,

Beispiel: p+ + pPhotonen (=Energie).

Dieser Vorgang konnte am Anfang auch in umgekehrter Richtung verlaufen (E=mc2). Als das Universum jedoch eine Temperatur von weniger als 1014 Kelvin erreicht hatte und sich alle Antimaterieteilchen mit Materieteilchen vernichtet hatten, blieb (vermutlich durch einen Mechanismus ähnlich der CP-Verletzung) nur einen „winziger“ Rest, ein „kleiner Überschuss“ an Materie übrig. Die stabilsten und häufigsten Vertreter dieser normalen Materie sind Protonen, Neutronen und Elektronen.

Erste Fusionsprozesse nach dem Urknall[Bearbeiten]

Die primordiale Nukleosynthese ist die erste Aktion nach dem Urknall. Aus den frei umherfliegenden Nukleonen entstanden nun etwa eine hundertstel Sekunde nach dem Urknall auch Kerne von schwerem Wasserstoff (Deuterium, D) und Heliumisotopen (He).

Nur die Atomkerne von Wasserstoff (1H und 2D) und Helium (3He und 4He) neben Spuren von Lithium (7Li) wurden während dieser primordialen Nukleosynthese gebildet – in einem Verhältnis von 25 Prozent Helium-4 und 75 Prozent Wasserstoff. Die heute zu beobachtenden schwereren Elemente stammen also aus Fusionsreaktionen in Sternen und damit aus viel späterer Zeit. Die erste Fusion von Wasserstoff zu Helium geschah somit lange bevor sich aus dem Wasserstoffgas erste Fixsterne bilden konnten: Die primordiale Nukleosynthese dauerte nur etwa drei Minuten und fand gleichzeitig überall im gesamten Universum statt. Die Temperatur betrug zu diesem Zeitpunkt noch 10 Milliarden Kelvin (entsprechend 1 MeV). Danach fielen Temperatur und Dichte des Universums unter die kritischen Werte, die für die Kernfusion nötig sind.

Fünf Minuten nach dem Urknall ist die Teilchendichte des Universums dann so weit gesunken, dass die primordiale Nukleosynthese endete. Die noch übrig gebliebenen freien Neutronen zerfielen im Verlauf der nächsten Minuten.

Als die Temperatur T unter die entsprechende Bindungsenergie (E > k_\mathrm B T) der Hüllenelektronen gesunken war, vereinigten sich die Atomkerne mit Elektronen zu den ersten Atomen

p+ + e → H-Atom (Wasserstoff).

Das Zeitalter der atomaren Materie begann mit dem chemischen Element Wasserstoff. Dass die Häufigkeit von Lithium in den Atmosphären früher Sterne um den Faktor zwei bis drei geringer ist, als die gegenwärtigen Modelle der kosmologischen Nukleosynthese vorhersagen (die sich beim Häufigkeitsverhältnis von Wasserstoff zu Helium als zuverlässig erwiesen haben), wird als Primordiales Lithiumproblem bezeichnet.

Erste stellare Kernfusion: Wasserstoff fusioniert zu Helium[Bearbeiten]

Hauptartikel: Wasserstoffbrennen

Das All dehnt sich seit dem Urknall aus und kühlt ab. Es dauerte 1013 Sekunden (300.000 Jahre), bis sich das Gasgemisch aus Wasserstoff (H) und einigen Prozent Helium (He) aufgrund der Gravitationswirkung zu dichten Wolken zusammenziehen konnte. Dies ging mit einer so starken Temperaturerhöhung einher, dass in ihren Zentren schließlich die notwendige Aktivierungsenergie für weitere Fusionsprozesse zur Verfügung stand. Sterne leuchteten auf, wie im Orionnebel, und in ihnen verschmolzen beim so genannten stellaren Wasserstoffbrennen die Atomkerne von Wasserstoff zu Helium – die dafür nötige Temperatur liegt bei ca. 10 Millionen Kelvin.

Reaktionen (Auswahl)

  • D + T → 4He + n + 17,588 MeV (größter Wirkungsquerschnitt)
  • D + D → 3He + n + 3,268 MeV
  • D + D → T + p + 4,03 MeV
  • 3He + D → 4He + p + 18,34 MeV

Auch in der Sonne findet unter anderem diese Proton-Proton-Reaktion zu Helium statt – eine Folge von Reaktionen, bei der ebenfalls Helium-4 mit entsprechendem Energiegewinn entsteht. Zudem findet in der Sonne ein Kohlenstoff-katalysierter Fusionszyklus statt, der CNO- oder Bethe-Weizsäcker-Zyklus, der etwa 1,6 Prozent der Energie des Sonnenhaushalts ausmacht. Sterne mit weniger als 0,08 Sonnenmassen erreichen das Stadium der Wasserstoff-Fusion übrigens nie – sie werden Braune Zwerge genannt.

Die Asche beider Formen des Wasserstoffbrennens ist Helium 4He. Wenn der Wasserstoffvorrat unserer Sonne in rund 5 Milliarden Jahren ausgebrannt sein wird, dann wird die Sonne nur noch aus Helium bestehen. Sie wird sich dabei so weit aufblähen, dass sie die inneren Planeten Merkur und Venus verschluckt, dass ihre Scheibe am irdischen Himmel über 100-mal größer sein wird als heute und dass die Ozeane der Erde verdampfen und verkochen.

Heliumbrennen[Bearbeiten]

Wintersternbild Orion: Unten rechts Rigel – Beteigeuze rötlich, oben links
Karte von Sternbild Orion – oben links Stern Beteigeuze
Hauptartikel: Heliumbrennen

Als Beispiel hierzu dient Beteigeuze im Orion, ein aufgeblähter Riesenstern (Spektralklasse M2, 700–1000-facher Sonnendurchmesser), er besteht fast nur noch aus Helium und weist kaum noch Wasserstoffvorräte auf. Am Ende der Lebenszeit eines Sterns, wenn der Wasserstoff aufgebraucht ist, bläht ein Stern sich auf und im nun noch komprimierteren Zentrum setzt eine neue Kernreaktion ein: Das Heliumbrennen. Zusätzliche Energie kommt nun aus der Fusion von Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff (durch den Drei-Alpha-Prozess). Sterne der ersten Generation enthielten zunächst nur leichtere Elemente – Isotope von Kohlenstoff, Sauerstoff und schwereren Elementen kamen nur in Sternen späterer Generationen vor. Die Heliumfusion zu „Metallen“ wie Kohlenstoff, Sauerstoff und – später – auch zu Silicium liefert weniger Energie als das Wasserstoffbrennen. Sie benötigt auch eine höhere Fusionstemperatur.

In der Astronomie bezeichnet man übrigens anders als in der Chemie jedes chemische Element mit einer Ordnungszahl höher als Helium als „Metall“, und die Metallizität gibt an, wie hoch der Gehalt eines Sternes an Elementen ist, die schwerer als Helium sind. Nur Wasserstoff und Helium sind ja – zusammen mit einigen Spuren von Lithium – die einzigen Elemente, welche im Universum nach dem Urknall vorhanden sind. Alle weiteren Elemente stammen aus ehemaligen Sternen, in denen sie durch Kernfusion erzeugt wurden, oder aus Supernova-Explosionen. Die Metallizität von Objekten des Weltraums kann daher auch als Indikator für seine stellare Aktivität aufgefasst werden.

Entstehung der „Metalle“[Bearbeiten]

Größere Sterne können mit ihrer Masse auch einen stärkeren Gravitationsdruck erzeugen, wodurch diese am Ende auch schwerere Elemente fusionieren (bis zur Massenzahl 60). In den Zentren von Sternen mit mehr als 0,4 Sonnenmassen wird nach dem Wasserstoffbrennen zunächst die Kernreaktion von Helium zu Kohlenstoff möglich, und ab 0,7 Sonnenmassen schließlich sogar die Kohlenstoff-Fusion, bei der je zwei C-Atome fusionieren und Neon (Ne), Helium oder Natrium (Na) und Protonen sowie Magnesium (Mg) und Protonen oder Neutronen bilden. Nach H und He sind daher die Elemente Kohlenstoff, Neon, Natrium und Magnesium im Kosmos die nächst häufigsten Grundstoffe im Universum, gefolgt von den Elementen Sauerstoff, Silicium, Phosphor und Schwefel.

Im Zuge des Heliumbrennens entsteht auch Sauerstoff: Ab etwa 1,4 Milliarden Kelvin verschmelzen je zwei Sauerstoff-Atomkerne (unter Abgabe von He, H, Protonen und Neutronen) zu Silicium-28, Phosphor-31 oder den beiden Schwefelisotopen S-32 und S-31, unter Umständen auch zu Chlor und Argon.

Beteigeuze, der rotfunkelnde Schulterstern im Sternbild Orion, ist vermutlich ebenso ein solcher Stern wie Antares, der tiefrot strahlenden Hauptstern im Skorpion: Beide gehören zur Kategorie Roter Riese, haben fast allen Wasserstoff verbraucht und das Heliumbrennen begonnen. Ein solcher Stern rußt: Kohlenstoff wird in ihm gebildet, und Ruß wird auch durch den Sternenwind aus ihm freigesetzt.

Sterne mit über 10 Sonnenmassen erreichen Zentraltemperaturen, in denen sogar der Aufbau von Elementen bis hin zum Eisen möglich wird, und zwar umso schneller, je massereicher sie bei ihrer Bildung waren. Ein Stern mit 20 Sonnenmassen schleudert bei seiner Explosion als Supernova schließlich mehrere Sonnenmassen Materie in das All. Aus den Fetzen einer solchen Supernova-Explosion muss sich unsere Sonne einst als Stern der 3. oder 4. Generation gebildet haben – die Kosmochemie versucht, die Entstehung des Sonnensystems anhand der Häufigkeitsverteilung der Isotope aus jener Supernova-Explosion zu rekonstruieren. Bei Temperaturen von über 4 Milliarden Kelvin entstanden hier auch noch schwerere Elemente als nur Eisen, wobei schwere Atomkerne unter Energieaufnahme aus der Explosion beispielsweise zu Uranatomen verschmelzen: Bei jeder Atombombenexplosion und in jedem Kernkraftwerk können wir also aus den Brennelementen nur diejenigen Energien gewinnen, die bei der Explosion von Supernovae in jene überschweren Atomkerne hineingebrannt wurde – das thermonukleare Urfeuer, aus dem unser Sonnensystem entstand.

Das Kohlenstoffbrennen[Bearbeiten]

Hauptartikel: Kohlenstoffbrennen

Das Kohlenstoffbrennen ist eine Kernfusionsreaktion im Anschluss an das Heliumbrennen, durch die in massereichen Sternen mit einer Ausgangsmasse von mindestens 4 Sonnenmassen durch Fusion von Kohlenstoff Energie und schwerere Elemente erzeugt werden. Es tritt ein, nachdem die Fusion leichterer Elemente zum Erliegen gekommen ist. Es setzt hohe Temperaturen von über 6·108 Kelvin und Dichten von über 2·108 kg/m³ voraus. Beim Kohlenstoffbrennen werden in einer Reihe von Reaktionen jeweils zwei Kohlenstoffkerne 12C in andere Kerne umgewandelt – so entstehen die Elemente 24Mg (auch das Isotop 23Mg), 23Na , 20Ne und 16O

Das Kohlenstoffbrennen setzt erst ein, wenn das Heliumbrennen zum Stillstand gekommen ist. Während des Heliumbrennens wandeln die inzwischen roten, aufgeblähten Riesensterne Helium (He) immer schneller in Kohlenstoff und Sauerstoff um, bis nicht mehr genug Helium vorhanden ist, um die Fusion aufrechtzuerhalten: Der Kollaps setzt ein. Der inaktive, hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehende Kern stürzt daraufhin durch die Gravitationskraft in sich zusammen, was einen Temperatur- und Dichteanstieg bewirkt, bis schließlich die Entzündungstemperatur für das Kohlenstoffbrennen erreicht ist. Durch den daraufhin erzeugten Strahlungsdruck stabilisiert sich der Kern, und seine weitere Kontraktion wird vorübergehend gestoppt. Durch die Temperaturerhöhung im Inneren des Sterns kann in einer Schale um den Kernbereich wieder das Heliumbrennen einsetzen, jetzt als so genanntes Schalenbrennen.

Neonbrennen[Bearbeiten]

Hauptartikel: Neonbrennen

Während des Kohlenstoffbrennens reichert sich der Kernbereich mit den Reaktionsprodukten Sauerstoff, Magnesium und Neon (Ne) an, bis nach einigen tausend Jahren der Kohlenstoff aufgebraucht ist und sich der Kern abkühlt und wieder zusammenzieht. Diese Kontraktion bewirkt einen Temperaturanstieg, bis das Neonbrennen einsetzen kann. Um den Kern des Sterns setzt dann wiederum das Schalenbrennen von Kohlenstoff, weiter außen von Helium und Wasserstoff ein.

Sterne mit Massen zwischen 4 und 8 Sonnenmassen werden dabei nun instabil und stoßen ihre äußeren Hüllen über einen starken Sternwind ab, wodurch ein planetarischer Nebel gebildet wird. Zurück bleibt der Kern des Sterns als weißer Zwerg, bestehend aus Sauerstoff, Neon und Magnesium. Sterne mit Massen größer als 8 Sonnenmassen fahren mit dem Neonbrennen fort und fusionieren schließlich alle leichteren Elemente bis hin zu Eisen. Die einzelnen Brennphasen gehen dabei immer schneller ineinander über.

Sauerstoffbrennen[Bearbeiten]

Hauptartikel: Sauerstoffbrennen

Das Sauerstoffbrennen betrifft Sterne mit einer Ausgangsmasse von mindestens 8 Sonnenmassen. Es setzt ein, nachdem die leichteren Elemente durch andere Fusionsprozesse umgewandelt wurden. Voraussetzung für das Sauerstoffbrennen sind hohe Temperaturen von mindestens 1,5·109 Kelvin und hohe Dichten von mindestens 1010 kg/m3.

Beim Sauerstoffbrennen fusionieren jeweils zwei Sauerstoffkerne 16O zu verschiedenen neuen Kernen, darunter Schwefel (S), Phosphor (P), Silicium (Si) und Magnesium (Mg). Dabei werden zudem Gammaquanten, Neutronen n, Protonen oder Wasserstoffkerne 1H (Proton) und Alphateilchen (Heliumkerne) 4He frei.

Während des vorangegangenen Neonbrennens bildete sich ein inaktiver Kern aus Sauerstoff und Magnesium im Zentralbereich des Sterns. In Ermangelung weiteren Brennstoffs kommt das Neonbrennen zum Erliegen. Der Strahlungsdruck reicht nun nicht mehr aus, um der Gravitation der eigenen Masse entgegenzuwirken, und der Kern wird weiter zusammengedrückt. Dies bewirkt einen neuerlichen Temperatur- und Dichteanstieg, bis die Entzündungstemperatur für das Sauerstoffbrennen erreicht ist und sich der Stern wieder stabilisiert. Um den Kern setzt im so genannten Schalenbrennen wieder das Neonbrennen ein; nach außen folgen Schalen mit Kohlenstoff-, Helium- und Wasserstoff-Fusionsprozessen.

Das Sauerstoffbrennen währt nur wenige Jahre. Während dieser Zeit reichert sich der Kern mit Silicium an, bis der Sauerstoff verbraucht ist. Danach kühlt der Kern erneut ab und wird durch die Gravitation komprimiert, bis das letzte Brennstadium einsetzt, das Siliciumbrennen.

Siliciumbrennen[Bearbeiten]

Hauptartikel: Siliciumbrennen

Das Siliciumbrennen erfordert im Sternzentrum sehr hohe Temperaturen von mindestens 2,7·109  Kelvin und eine extrem hohe Dichte von mindestens 3·1010 kg/m3. Zwei Siliciumkerne 28Si verschmelzen dabei zu Nickel 56Ni, das durch zwei Betazerfälle unter Freisetzung von Positronen e+ und Elektronneutrinos über Cobalt 56Co schließlich in Eisen 56Fe umgewandelt wird.

Das Siliciumbrennen folgt auf das Sauerstoffbrennen, welches endet, wenn im Zentralbereich des Sterns kein weiterer Sauerstoff für die Fusion vorhanden ist. Wie auch am Ende der vorangegangenen Brennphasen wird der Kern, der nun reich an Silicium ist, wegen des fehlenden Strahlungsdrucks durch die Gravitation weiter komprimiert. Dadurch steigen Temperatur und Dichte so lange, bis die Voraussetzung für das Siliciumbrennen erreicht ist. Der Stern gelangt damit ein letztes Mal in ein hydrostatisches Gleichgewicht zwischen Gravitation und Strahlungsdruck. Während des Siliciumbrennens im Kern laufen weiterhin in Schalen um den Kern herum das Sauerstoff-, Neon-, Kohlenstoff-, Helium- und Wasserstoffbrennen ab.

Das Siliciumbrennen stellt aber das Ende der thermonuklearen Brennprozesse dar, da die Endprodukte, vor allem Eisen 56Fe, die höchsten Bindungsenergien pro Nukleon besitzen. Eisen ist die letzte Asche aller thermonuklearen Brennvorgänge. Der Vorrat an Kernbrennstoff im Inneren wird beim Siliciumbrennen je nach Masse des Sterns in nur einigen Stunden bis zu wenigen Tagen aufgebraucht, und dem Gravitationskollaps folgt die gewaltigste Explosion, die man im Universum kennt: eine Supernova des Typs II.

Entstehung schwerster Elemente in Supernovae[Bearbeiten]

Hauptartikel: Supernova
NGC 1952SST – Überreste einer Supernova
Überreste der Supernova 1987A

Elemente mit größeren Massenzahlen als 60 können hingegen durch stellare Brennprozesse nicht mehr entstehen. Die Fusion der entsprechenden Kerne verbraucht Energie (endotherm), statt sie freizusetzen. Es muss, so die Kosmochemie, daher weitere Möglichkeiten der Nukleosynthese geben. Nachdem der Stern vollkommen ausgebrannt ist erlischt er nun endgültig: Kernkollaps. Er zieht sich unter Einwirkung seiner eigenen Schwerkraft zusammen

  • 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 Jahre dauern kann.
  • Bei einer sehr großen Masse (bis zu zehn Sonnenmassen) 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. Sie werden vielmehr durch Neutronen- (s- und r-Prozess) und Protonenanlagerung (p-Prozess) gebildet. An diesen Reaktionen sind vor allem die 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 aufeinander folgenden Schritten etliche Neutronen ein. In nachfolgenden Betazerfällen entstehen aus den neutronenreichen Kernen stabile Isotope mit erhöhter Protonenzahl, die letzten, schweren Elemente jenseits des Eisens.

Die turbulenten Zustände in den Materiewolken der Supernovae sorgen 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 am Ende der stellaren Nukleosynthese sind damit die Motoren eines bis in die ferne Zukunft währenden Schöpfungsprozesses; ihr Streumaterial bildet die Ausgangsmaterie für die nächste Generation von Galaxien, Sternen und Planeten.

Literatur[Bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1.  M. P. Fewell: The atomic nuclide with the highest mean binding energy. In: American Journal of Physics. 63, Nr. 7, AAPT, 1995, S. 653-658, doi:10.1119/1.17828.