Wie schwere Elemente im Kosmos entstehen

Die Magie der vollen Schalen

In Atomkernen ist das ähnlich. Voll gefüllte Schalen heißen dort „magisch“. Magische Kerne sind wie Edelgase stabiler als vergleichbare Kerne mit ungefüllten Schalen. Allerdings haben Blaum und seine Kollegen inzwischen magische Kerne entdeckt, die das Schalenmodell nicht erklären kann. Solche Kerne besitzen zum Beispiel einen extremen Überschuss an Neutronen. Das perfekte Modell für Atomkerne fehlt also noch. Welche Schalen magisch sind, ist gerade bei ganz schweren Kernen noch unbekannt. Oder um im Bild des Theaters zu bleiben: die Gesamtzahl der Plätze in den hinteren Sitzreihen ist ungewiss. Genau das möchte Blaums Team für wissenschaftlich besonders interessante Atomkerne herausbekommen – um die Modelle von Atomkernen zu verbessern. Damit lässt sich die Nukleosynthese der schweren Elemente in Sternen genauer enträtseln.

Die Bindungsenergie ist also der Sesam-Öffne-Dich zum inneren Aufbau von Atomkernen. Wie aber misst man sie? Hier kommt wieder die berühmte Formel E = mc2 ins Spiel. Danach lässt sich die im Kern gespeicherte Energie über seine Masse herausfinden. Also müssen die Kerne auf eine Waage. Ein Goldkern zum Beispiel wiegt rund 3,3 bis 10–22 Gramm. Ein Goldatom im Fell eines kleinen Wildkaninchens würde dieses im gleichen Verhältnis schwerer machen wie ein zusätzliches Kaninchen die gesamte Erde. „Etwa ein Prozent dieser bereits winzigen Kernmasse steckt in der Bindungsenergie“, sagt Blaum. Ein locker gebundener Kern ist somit minimal schwerer als ein stabilerer magischer Kern mit gleicher Nukleonenzahl: Die stärkere Bindung zwischen Protonen und Neutronen spart mehr Energie und damit Masse ein.

Um diese unfassbar kleine Massenänderung zu erfassen, mussten die Heidelberger die empfindlichsten Waagen der Welt bauen. Eine davon steht am Institut für Kernchemie in Mainz. Sofort fällt im Gewirr von Rohren und Kabeln eine große Metalltrommel auf. In ihr befindet sich ein starker supraleitender Magnet, den flüssiges Helium auf rund vier Kelvin, also auf minus 269 Grad Celsius kühlt. „In diesem Magnet steckt die eigentliche Waage“, erklärt Blaum, „eine sogenannte Penning-Falle.“ Das ist eine kleine Röhre, die nur wenige Zentimeter lang ist und einige Millimeter Durchmesser hat. In ihr herrscht ein nahezu perfektes Vakuum, damit keine umherflitzenden Gasmoleküle den zu wiegenden Atomkern aus der Falle kicken.

Eine Waage für Atomkerne

Zuvor muss der gefangene Atomkern eine Art Hindernisrennen überstehen. Das trennt ihn wie ein Casting von anderen Kernen. Außerdem wird ihm mindestens ein Elektron entfernt, er ist also elektrisch positiv geladen. Deshalb kann die Falle ihn mit den Kräften des Magnetfelds und eines elektrischen Felds in der Schwebe halten. Der Kern rast in der Falle herum. Ihm ergeht es dabei wie jemandem auf einem Wellenflugkarussell mit Kabinen, die zusätzlich wie kleine Karussells um sich selbst rotieren. Das Ergebnis ist eine kompliziert verschraubte Bahn, trotzdem ist das Messprinzip einfach zu verstehen. „Präzisionsmessungen funktionieren am besten, wenn man etwas zählen kann“, verrät Blaum. Deshalb „zählt“ eine hochempfindliche Elektronik die Umlauffrequenzen des Kerns auf seiner Bahn mit. Im Prinzip funktioniert das wie bei einer Kugel an einer Schnur, die man im Kreis herum schleudert: Eine leichtere Kugel rotiert bei gleichem Energieaufwand schneller als eine schwerere. „Unsere empfindlichsten Waagen könnten umgerechnet auf die Masse des Airbus A-380 herausfinden, ob eine Mücke als blinder Passagier an Bord ist“, erklärt Blaum. Mit ihren Superwaagen haben die Heidelberger wichtige Antworten zur Frage beigetragen, wie Atomkerne genau aufgebaut sind.

Das führt uns wieder zur Nukleosynthese von Elementen, die schwererer als Eisen sind. In der Sterbephase sehr schwerer Sterne schwirren freie Neutronen umher, die Atomkerne einfangen können. Die Neutronen bleiben am Kern kleben wie nasse Schneeflocken an einem fliegenden Schneeball. Danach greift die dritte Kraft der Physik ein: Die „Schwache Kraft“ lässt so ein eingefangenes Neutron in einem „Betazerfall“ in ein Proton plus ein Elektron zerfallen. Mit dem zusätzlichen Proton rutscht der Kern nun im Periodensystem auf den nächsthöheren Platz. So erbrütet dieses Neutroneneinfangen viele Elemente jenseits von Eisen – bis ungefähr zum Blei.

„Als Geburtsorte für ganz schwere Elemente wie Gold werden Neutronensterne vermutet“, erklärt Blaum. In einem möglichen Szenario befindet sich ein solcher Neutronenstern in einem Doppelsternsystem. Mit seiner gewaltigen Gravitation saugt der Monsterzwerg Materie von seinem normalen Partnerstern ab (Abb. C). Wo diese Materie auf seine Oberfläche fällt, entstehen schwere Elemente. Neutronensterne sind die Überreste von Supernova-Explosionen. Dabei kollabiert das Innere der Sterne zu einem extrem dichten Objekt. Bis zu zwei Sonnenmassen werden von ihrer eigenen Gravitation auf eine Kugel von nur 20 bis 30 Kilometern Durchmesser zusammengepresst. Das entspricht der Ausdehnung einer mittleren Großstadt in Deutschland. Die Atome werden dabei so brutal zusammengequetscht, dass ihre Kerne aneinander stoßen. Die freigesetzten Elektronen verbinden sich im Inneren eines Neutronensterns mit Protonen zu Neutronen. Das spart in dieser extremen Umgebung Energie. „Ein Teelöffel voll Neutronensternmaterie wäre etwa so schwer wie ein massiver Eisenwürfel mit 700 Meter langen Kanten“, erklärt Blaum.

<strong>Abb. C:</strong> K&uuml;nstlerische Darstellung eines Doppelsternsystems, in dem ein Neutronenstern (blau) Materie von seinem Sternpartner absaugt. Aus diesem Gas k&ouml;nnen an der Oberfl&auml;che des Neutronensterns sehr schwere Elemente entstehen. Da das Gas fast mit Lichtgeschwindigkeit auf den Neutronenstern st&uuml;rzt, kommt es immer wieder zu thermonuklearen Explosionen. Diese k&ouml;nnen Materie in den Kosmos schleudern. Bild vergrößern
Abb. C: Künstlerische Darstellung eines Doppelsternsystems, in dem ein Neutronenstern (blau) Materie von seinem Sternpartner absaugt. Aus diesem Gas können an der Oberfläche des Neutronensterns sehr schwere Elemente entstehen. Da das Gas fast mit Lichtgeschwindigkeit auf den Neutronenstern stürzt, kommt es immer wieder zu thermonuklearen Explosionen. Diese können Materie in den Kosmos schleudern.

Fällt nun Gas vom Partnerstern auf den Neutronenstern, dann startet in dessen Kruste ein spezieller Brutprozess. Zu einem großen Teil besteht dieses angesaugte Gas aus Wasserstoff, dessen Kerne ihre Elektronen verlieren. Die freien Protonen werden dann von größeren Atomkernen in der Kruste eingefangen, die zu noch schwereren Elementen heranwachsen. Von den dazu ebenfalls nötigen Neutronen gibt es auf einem Neutronenstern reichlich. Dieser Wachstumsprozess gerät aber bei bestimmten Atomkernen ins Stocken. Sie heißen Wartepunktskerne und bestimmen zum Beispiel, wie häufig die Elemente 92 bis 98 des Periodensystems entstehen.

„Es ist sicher, dass es Wartepunktskerne gibt“, sagt Blaum, „aber wir kennen viele von ihnen noch nicht.“ Nach Kernen mit diesen Eigenschaften suchen die Heidelberger in ihren Experimenten – mit Erfolg: Blaums Team konnte in verschiedenen internationalen Kooperationen wichtige Kandidaten für Wartepunktskerne entdecken. So lernen wir über das „Wiegen“ von Atomkernen viel über den Sternenstaub, aus dem wir selbst bestehen.

SCHLAGWÖRTER

chemische Elemente, Periodensystem, Nukleosynthese, Starke Kraft, Coulomb-Kraft, Schwache Kraft, Tröpfchenmodell, Schalenmodell, Magische Kerne, Neutronenstern, Wartepunktskerne

TECHMAX Ausgabe 21, Frühjahr 2015; Redaktion: Christina Beck, Autor: Roland Wengenmayr

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