Wie entstanden die chemischen Elemente?

Teil 1

Auf dieser Seite werde ich dir erklären, wie die chemischen Elemente nach dem Urknall aus den vorhandenen Teilchen entstanden sind.
Die Elemente leichter als Eisen wurden in den Sternen durch Kernfusion erzeugt. Die schwereren Elemente wie Gold oder Silber müssen auf eine andere Art entstanden sein. Die Wissenschaft beschäftigt sich schon seit Jahren mit diesem Problem und bastelt an passenden Erklärungen herum. Eine dieser Hypothesen werde ich hier veranschaulichen, da die Kernphysiker des FZD Experimente dazu ausführen wollen.
"Du fragst dich vielleicht, was das Problem ist. Leichte und Schwere Elemente - Gibt's da einen Unterschied?" - Ja, es gibt ihn, und er wird dir nach dem Lesen dieser Seite bewusst werden.

Nach dem Urknall, der Entstehung der Teilchen und später der Sterne aus einer Wolke interstellarer Materie (im Bild rechts unten) konnten in den Sternen durch Kernfusion leichte Elemente entstehen.
Aber zuerst zu den Sternen: Je nachdem, wieviel Masse sich zu einem Stern zusammenzieht, wird seine Entwicklung unterschiedlich verlaufen. Bei weniger als 8% der Sonnenmasse entsteht ein Brauner Zwerg, der selbst keine Kernfusion zünden kann. Sonnenähnliche Sterne blähen sich bei nachlassendem Energienachschub aus der Kernregion zu einem Roten Riesen auf. Nach Abstoßen der Hülle zu einem Planetarischen Nebel bleibt ein Weißer Zwerg übrig. Sehr massereiche Sterne entwickeln sich recht schnell. Am Ende bleibt von ihnen nichts als ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Das Ende eines jeden Sterns ist also auf diese 3 Möglichkeiten beschränkt, abhängig von seiner jeweiligen Masse. Ausnahmen bilden die recht massearmen Sterne (weniger als ~50% der Sonnenmasse). Diese verlöschen einfach irgendwann und zurück bleibt ein kalter Gasball.

Die Entstehung der leichten Elemente aus Protonen (Wasserstoffatome) spielt sich im Inneren der Sterne ab. Durch Kernfusion werden die Protonen zu Helium verbrannt. Und das funktioniert so:
Im Zentrum eines Sterns ist die Temperatur derart hoch (meistens mehr als 10 Millionen Grad Celsius), dass die Kerne der vollionisierten Atome miteinander wechselwirken, wobei es zu Kernfusionen kommt. Im Zentrum der Sonne wird durch Fusion Wasserstoff (H) zu Helium (He), wobei die Masse des He-Atoms etwas geringer ist als die Masse der vier benötigten H-Atome. Der Massenunterschied führt wegen E=mc² zu der Umwandlung von Masse in Energie. Die Fusion von H zu He, 1937 theoretisch geklärt durch H.A.Bethe (* 1906) und C.F.v.Weizsäcker (* 1912), läuft über verschiedene Prozesse ab. Der wichtigste ist die sogenannte Proton-Proton-Kette. Darin verschmelzen H-Atome über Zwischenschritte zu He (s. Bild):
Zwei Wasserstoffkerne (Protonen), von denen jeder nur aus einem (positiv geladenen) Proton besteht, stoßen zusammen und bilden unter Abgabe eines Positrons (e⁺, das positiv geladene Antiteilchen des Elektrons), eines Neutrinos (v) und von Energie (Massendefekt!) einen Deuteriumkern (1 Proton und 1 Neutron). Das neutrale Neutron wird dadurch erzeugt, weil eines der beiden Protonen ein Positron abspaltet. Auf diese PP- Reaktion (Proton-Proton) muss ein Proton etwa 14 Milliarden Jahre warten! Doch sind im Zentrum eines Sterns derart viele Protonen vorhanden, dass zu jedem Zeitpunkt unzählige dieser Zusammenstöße stattfinden. Diese Zahl ist so hoch, dass beispielsweise in der Sonne in jeder Sekunde 4 Millionen Tonnen Materie in Energie zerstrahlt werden!
Das Deuterium fusioniert in kurzer Zeit (binnen Sekunden) mit einem weiteren Proton unter Abgabe eines Gammaquants zu dem Heliumisotop ³He (2 Protonen und 1 Neutron). Danach dauert es sehr lange (rund 1 Million Jahre) bis das ³He-Isotop mit einem weiteren ³He-Isotop zu Helium (⁴He - 2 Protonen und 2 Neutronen) unter Energieabgabe reagiert.
Dieser Prozess findet in unserer Sonne und in all den Sternen statt, die ungefähr eine Sonnenmasse haben.

Im nachfolgenden beschränke ich mich auf massereichere Sterne als unsere Sonne - Sterne, die mehr als das Zehnfache der Masse der Sonne haben um genau zu sein. Die Lebenszeit solcher Riesensterne ist kurz und endet heftig. Sie brennen so heiß, dass das Helium in ihnen weiter zu Kohlenstoff und dann zu Sauerstoff und weiter über Silizium und Magnesium zu Eisen fusionieren kann. Dabei laufen oft mehrere Reaktionen gleichzeitig ab (s. Bild). Die schwereren Elemente sammeln sich im Innern, da es dort auf Grund des Gravitationsdruckes heiß genug ist. Die leichteren Elemente fusionieren wie in Zwiebel-Schalen um den Kern herum.

In einem Stern - egal wie groß er ist - können durch Fusion nur Elemente leichter als Eisen entstehen. (Ein Bild des Periodensystems der Elemente ist HIER zu finden.)

Eine Idee, wie die schwereren Elemente entstanden und entstehen,
ist auf der nachfolgenden Seite beschrieben.

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