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Nukleosynthese: Der Ursprung der Elemente. Teil 1: Vom Wasserstoff bis zum Eisen

Sie sind die Bausteine von allen Stoffen um uns herum und auch von unseren eigenen Körpern: die chemischen Elemente. Doch woher stammen sie, und wie haben sie sich gebildet? Die Suche nach Antworten führt uns auf eine spannende Reise durch das gesamte Universum bis zurück zum Urknall. Es zeigt sich, dass die Vorgänge im Mikrokosmos auf faszinierende Weise mit denen im Makrokosmos verknüpft sind. Und wir erkennen: Wir alle bestehen aus Sternenstaub.
Aufbau Roter Riese

Wenn wir unsere Umgebung näher mit wissenschaftlichen Augen betrachten, finden wir darin eine wahre Fülle an chemischen Elementen: Zwischen dem leichten Wasserstoff und dem schweren, radioaktiven Uran gibt es im Periodensystem der Elemente Platz für so Unterschiedliches wie Alkalimetalle, Seltene Erden oder Edelgase. Trotz ihrer Vielfalt ist ihr innerer Aufbau frappierend ähnlich: Ihre kleinsten Einheiten, die Atome, bestehen alle aus nur drei grundlegenden Bausteinen, nämlich Protonen und Neutronen im Kern (gemeinsam auch Nukleonen genannt) und Elektronen in der Atomhülle. Es ist letztlich nur die unterschiedliche Anzahl dieser Bausteine, was die vielfältigen Erscheinungsformen und Eigenschaften der Elemente bedingt.

Wasserstoff ist das einfachste Element, denn sein Atomkern ist ein einzelnes Proton. Das Helium hat einen Atomkern, der aus zwei Protonen und normalerweise zwei Neutronen besteht, und hat völlig andere Eigenschaften. Uran, das schwerste in der Natur vorkommende Element, enthält 92 Protonen und – in seiner langlebigsten Form – 146 Neutronen im Kern.

Wenn wir wissen wollen, wie diese Elemente entstanden sind und was ihre unterschiedliche Häufigkeit verursacht hat – wo müssen wir nach Antworten suchen? Hinweise liefern uns die gewaltigen Kräfte, die in Form von Bindungsenergie in den Atomkernen steckt. Wir nutzen sie zum Beispiel zur Stromerzeugung durch Spaltung schwerer Atomkerne. Auch die Verschmelzung leichter Atomkerne setzt enorme Energiemengen frei. Um diese Fusion in Gang zu setzen, bedarf es extremer Bedingungen von unvorstellbar hoher Dichte und Temperatur. Unsere Spurensuche führt uns also an sehr spezielle Orte in der Natur: Nur zu Beginn des Universums, kurz nach dem Urknall, und innerhalb von Sternen und ihren spektakulären Explosionen lagen beziehungsweise liegen die erforderlichen Bedingungen vor.

In den letzten hundert Jahren hat sich unsere Vorstellung von der Elementsynthese – dem Aufbau von neuen, schwereren Atomkernen aus leichteren – gefestigt. Nachdem der historische Werdegang des Erkenntnisfortschritts in dieser Zeitschrift bereits vorgestellt wurde, wollen wir hier den Ursprung der leichten Elemente bis hin zur Eisen-Nickel-Gegend beschreiben, wie sie in Sternen zumeist durch Kernfusion produziert werden …

November 2018

Dieser Artikel ist enthalten in Sterne und Weltraum November 2018

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  • Literaturhinweise

Langanke, K.: Opportunities for Nuclear Astrophysics at FAIR. In: Journal of Physics: Conference Series 966, 012052, 2018

Langanke, K., Wiescher, M.: Nuclear Reactions and Stellar Processes. In: Reports on Progress in Physics 64, S. 1657 – 1701, 2001

Thielemann, F.-K. et al.: Element Synthesis in Stars. In: Progress in Particle and Nuclear Physics 46, S. 5 – 22, 2001

Wiescher, M.: The History and Impact of the CNO Cycles in Nuclear Astrophysics. In: Physics in Perspective 20, S. 124 – 158, 2018

Wiescher, M. et al.: Critical Reactions in Contemporary Nuclear Astrophysics. In: Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics 50, S. 165 – 210, 2012