Wie schwere Elemente im Kosmos entstehen

AUF DER SPUR DES STERNENSTAUBS

Wir sind aus Sternenstaub. Das lernt man bei Klaus Blaum, Direktor am Max-Planck-Institut für Kernphysik in Heidelberg. Er erforscht, wie schwere Elemente in Sternen entstehen. Wissenschaftlich heißt das „Nukleosynthese“. Darin steckt das lateinische Wort nucleus für „Kern“, also Atomkern, und das griechische Wort synthesis für „Aufbau“. Als unser Planet vor 4,6 Milliarden Jahren entstand, kamen tatsächlich viele Elemente als Sternenstaub auf die Erde.

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Wenn wir die chemischen Elemente, aus denen unser Körper besteht, getrennt wiegen könnten, würden wir Folgendes feststellen: Umgerechnet auf unser Gewicht bestehen wir aus rund 56 Prozent Sauerstoff, 28 Prozent Kohlenstoff, neun Prozent Wasserstoff, zwei Prozent Stickstoff und 1,5 Prozent Calcium, dazu kommen noch Spurenelemente. Alle diese Elemente stammen aus Sternen, nur der Wasserstoff hat eine andere Vergangenheit. Das leichteste chemische Element entstand kurz nach dem Urknall vor 13,8 Milliarden Jahren. Wenn uns also jemand nach unserem Alter fragt, können wir zu Recht antworten, dass wir zu neun Prozent fast so alt sind wie das Universum. Die restlichen 91 Prozent sind jünger – aber immer noch Milliarden von Jahren alt.

Der Urknall erzeugte auch einen Teil des Heliums und Lithiums im Weltall, die Elemente Nummer Zwei und Drei im Periodensystem. Alle schwereren Elemente entstehen ausschließlich in Sternen, einige sogar erst in deren Todeskampf. Dabei blähen sich Sterne von der Größe unserer Sonne zu einem roten Riesen auf. Am Ende stoßen sie ihre äußere Hülle ab, und ihr Inneres fällt zu einem Weißen Zwerg zusammen. Noch dramatischer enden größere Sterne, die mindestens acht Sonnenmassen besitzen. Sie explodieren in einer Supernova, deren extreme Hitze schwere Elemente erbrütet. Diese Elemente schleudern sie unter anderem als Sternenstaub ins Weltall. Übrig bleibt ein sehr kleiner Neutronenstern, in dem Materie extrem zusammengepresst ist (Titelbild).

Das Sterben von Sternen

Sterne verbrauchen während des größten Teils ihrer Existenz ihren riesigen Wasserstoffvorrat. Im Kern der Sonne zum Beispiel herrscht eine Temperatur von rund 15 Millionen Grad. In der enormen Hitze verlieren Atome alle Elektronen, und vom leichten Wasserstoff sind nur noch einzelne Protonen als nackte Atomkerne übrig. Diese Protonen quetscht ein gigantischer Druck von 200 Milliarden Erdatmosphären so dicht zusammen, dass sie permanent aufeinander einprasseln. Dabei verschmelzen regelmäßig vier Protonen zu einem Heliumkern (siehe TECHMAX 9). Helium ist also teilweise Sternenasche, ein anderer Teil kommt wie Wasserstoff aus dem Urknall.

Pro Sekunde fusioniert die Sonne rund 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 560 Millionen Tonnen Helium. Sie verliert also in jeder Sekunde vier Millionen Tonnen an Masse, was ungefähr dem Mount Everest entspricht. Was dabei geschieht, beschreibt Albert Einsteins berühmtes E = mc2. Diese Formel besagt, dass Masse und Energie zwei Seiten derselben Medaille sind. Masse kann in Energie umgewandelt werden und umgekehrt. Ersteres passiert in Sternen und heizt sie auf. Der Gegendruck des heißen Gases verhindert, dass der Stern unter seiner eigenen gewaltigen Schwerkraft (Gravitation) einstürzt.

Deshalb wird ein Stern instabil, sobald sein Wasserstoffvorrat aufgebraucht ist. In der Gravitationspresse wird sein innerer Kern immer heißer und dichter. Bei etwa 100 Millionen Grad zündet das „Heliumbrennen“: Es stabilisiert den aufgeblähten Stern nochmals für einige Millionen Jahre. „Dabei verschmelzen jeweils zwei Heliumkerne zu einem Berylliumkern“, erklärt Klaus Blaum, „und dieser mit einem dritten Heliumkern zu einem Kohlenstoffkern.“ Je weiter das Sterben von Sternen fortschreitet, desto schwerer sind die Atomkerne, die entstehen. „Das geht bis zum Eisen“, erklärt der Kernphysiker, „dort ist Schluss.“

Eisenkerne sind besonders stabil und markieren eine Wende. Wenn noch schwerere Elemente durch Fusion entstehen sollen, muss viel Energie zugeführt werden. Denn die Fusion verbraucht oberhalb von Eisen Energie statt sie freizusetzen. Deshalb geht die Natur andere Wege bei schwereren Elementen, und das sind viele. Schließlich ist Eisen erst das 26. von über 90 natürlich vorkommenden Elementen im Periodensystem. Wie aber entstehen alle schwereren Elemente? Zum Beispiel Gold? Auf der Suche nach Antworten arbeiten die Heidelberger mit Astrophysikern zusammen. Diese richten ihre Teleskope auf die Sterne und haben so das Große im Blick. Ins Kleinste, in die Atomkerne, „schauen“ dagegen die Kernphysiker – diese aufwändigen Experimente sind eine Art Supermikroskop und finden an großen Teilchenbeschleunigern statt.

Um die Nukleosynthese zu verstehen, muss man in die Physik von Atomkernen eintauchen. Das Wissen über den genauen inneren Aufbau von Atomkernen hat noch erstaunlich viele Lücken. Der Grund: Je größer Atomkerne sind, desto komplexere „Vielteilchensysteme“ aus vielen Protonen und Neutronen bilden sie.

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