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Der Ursprung der Elemente


Sterne und Weltraum - epaper ⋅ Ausgabe 11/2018 vom 12.10.2018

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.


Teil 1: Vom Wasserstoff bis zum Eisen

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Bildquelle: Sterne und Weltraum, Ausgabe 11/2018

Massereiche Sterne wie zum Beispiel Rote Riesen erzeugen in schalenförmigen Brennzonen verschiedene Elemente, die sie ...

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... nach ihrer Explosion als Supernova im Weltall verteilen.


Roter Überriese: SDO / NASA; NASA / SuW-Grafik

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 (siehe SuW 2/2018, S. 36), wollen wir hier den Ursprung der leichten Elemente bis hin zur Eisen-Nickel-Gegend beschreiben, wie sie in Sternen zumeist durch Kernfusion produziert werden. Die Synthese von allem, was im Periodensystem hinter Eisen zu finden ist, wird im Fokus eines nachfolgenden Beitrags stehen.

Die verschiedenen chemischen Elemente (hier nach ihrer Massenzahl aufgetragen) entstanden erst nach und nach im Universum, und auch ihre Häufigkeit veränderte sich im Lauf der Zeit. In den ersten Minuten nach dem Urknall bildeten sich nur Isotope von Wasserstoff, Helium und Lithium (1). Aus diesen Rohstoffen erzeugten die ersten Sterne weitere Elemente (2). Doch erst in nachfolgenden Sterngenerationen entstand eine größere Vielfalt (3), bis sich schließlich die Situation einstellte, die wir heute beobachten (4) und die als Grundlage für die Entwicklung des irdischen Lebens diente.


Im Anfang war der Wasserstoff

Im Prozess der Elemententstehung sind die leichtesten Elemente die Grundbausteine für alle schwereren. Deshalb hängt die chemische Entwicklung unseres Universums davon ab, welche Elemente – und wie viel davon – anfangs vorhanden waren. Unsere Spurensuche führt uns also zunächst zum Anfang der Zeit, des Raums und aller Materie zurück: Unmittelbar nach dem Urknall war die Energiedichte unbeschreiblich hoch, die Temperatur überstieg zehn Milliarden Kelvin. Als Folge der Expansion des Kosmos nahmen Dichte und Temperatur danach rasch ab. Aus dem uranfänglichen Energie- und Materiebrei kondensierten in den ersten Augenblicken des Universums Protonen und Neutronen als materielle Teilchen aus.

Mit den Protonen waren die einfachsten Atomkerne – diejenigen des Wasserstoffs – in die Welt gesetzt. In den ersten wenigen Minuten nach dem Urknall waren die Dichte und die Temperatur noch hoch genug, dass erste Kernreaktionen stattfinden konnten. Es entstanden hauptsächlich Kerne von Helium-4 und in deutlich geringeren Mengen die Wasserstoff- und Heliumisotope Deuterium (ein Proton und ein Neutron) und Helium-3 (zwei Protonen und ein Neutron). Auch Spuren eines dritten Elements bildeten sich: Lithium-7 (drei Protonen und vier Neutronen).

Damit kam die uranfängliche oder primordiale Elementsynthese auch schon zum Erliegen. Schwerere Elemente konnten nicht produziert werden, da es keine stabilen Atomkerne mit den Massenzahlen fünf und acht gibt. Der nächstschwerere stabile Atomkern wäre Beryllium-9 mit vier Protonen und fünf Neutronen – aber dieser konnte sich mit den Kernreaktionen, die unter den Bedingungen im frühesten Universum abliefen, nicht bilden.

Sterne der ersten Generation

Das Weltall enthielt nach den ersten wenigen Minuten also nur drei Elemente: Wasserstoff, Helium und Lithium (siehe Grafik oben links). Das blieb auch für die nächsten 400 Millionen Jahre so. Denn bevor die Elementsynthese weiter gehen konnte, musste die Natur zunächst einen Mechanismus entwickeln, mit dem sich die Lücken bei fünf und acht in der Massenzahl überwinden lassen.

Die Gelegenheit kam mit den ersten Sternen. Dank der Gravitationswirkung der Dunklen Materie bildeten sich im vorhandenen Gas lokale Verdichtungen, aus denen riesenhafte Sterne mit dem Hundertfachen der Masse unserer Sonne wurden. In deren Innern stiegen Dichte und Temperatur auf Werte, die Kernfusionsprozesse ermöglichten.

Allerdings waren diese ersten Sterne sehr kurzlebig, denn im Gegensatz zu den heutigen Sternen stellte sich in ihnen kein stabiler Gleichgewichtszustand ein: Der im Innern durch Energiefreisetzung erzeugte Druck konnte nicht effizient genug der Kontraktion infolge der eigenen Schwerkraft entgegenwirken. Unter ihrer eigenen Masse kollabierten diese ersten Sterne, bis sie in einer gewaltigen Explosion, einer Supernova, zerrissen wurden. Während ihr Kernbereich als Neutronenstern oder Schwarzes Loch zurückblieb, wurden die ersten schweren Elemente – wie Kohlenstoff und Sauerstoff bis hin zu Kalzium – durch die Supernova in das junge Weltall geschleudert. Dort vermischten sie sich mit dem aus leichten Elementen bestehenden Gas und lieferten damit die Grundlage für die Bildung der nächsten Sterngeneration. Wie die Häufigkeitsverteilung der Elemente in der Nachfolgegeneration aussah, lässt sich durch spektroskopische Untersuchungen der ältesten Sterne, die heute noch vorhanden sind, erschließen (siehe Grafik rechts).

Beim Kollaps eines Sterns der ersten Generation ergeben sich Dichten und Temperaturen, unter denen Elemente schwerer als Lithium gebildet werden. Die Lücken bei den Massenzahlen fünf und acht werden dabei über den Prozess der heißen Proton-Proton-Ketten – kurz p-p-Ketten – überbrückt (siehe Bild S. 30 oben). Ausgangsstufen sind Deuterium und Helium-3. Durch den sukzessiven Einfang von Protonen und Helium-4-Kernen bildet sich der kurzlebige Kohlenstoff-11. Allerdings ist dieser Mechanismus durch die relativ geringe primordiale Häufigkeit von Deuterium beschränkt.

Doch bei höheren Dichten im kollabierenden Sternzentrum kommt es zum so genannten Triple-Alpha- oder Drei-Alpha- Prozess, bei dem drei Helium-4-Kerne, bekannt als Alphateilchen, zu Kohlenstoff-12 fusionieren (siehe Bild S. 30 unten). Als Zwischenprodukt spielt hierbei das äußerst instabile Beryllium-8 eine Rolle: Dieser Kern zerfällt zwar mit einer Halbwertszeit von rund 10–17 Sekunden wieder in zwei Alphateilchen, doch im Gegensatz zu den Bedingungen kurz nach dem Urknall, wo diese Eigenheit zu der Lücke bei der Massenzahl 8 führt, reichen Dichte und Temperatur im kollabierenden Stern sowie die vorhandenen Mengen an Helium aus, um nennenswerte Reaktionsraten zu erzielen. Denn die Reaktionspartner müssen innerhalb einer äußerst kurzen Zeitspanne zusammentreffen.

Einer der ältesten Sterne in unserer Galaxis ist SMSS 0313–6708 im Sternbild Südliche Wasserschlange (kleines Bild, durch Pfeil markiert). Entdeckt haben ihn Stefan Keller von der Australian National University und sein Team, weshalb er oft auch Keller-Stern genannt wird. Entstanden ist er aus der Asche der ersten Sterngeneration, die kaum Eisen und andere schwere Elemente enthält (rechts).


Kernphysikalisch betrachtet ist der Drei-Alpha-Prozess nur möglich, weil die beteiligten Atomkerne bestimmte zueinander passende Quantenkonfigurationen haben. So hat der Kohlenstoff-12-Kern in einem angeregten Zustand eine DreiAlphateilchen-Struktur. Die Anregungsenergie gibt der Kern durch Emission eines Gammaquants mit einer Energie von 7,5 Megaelektronvolt ab. Diese Besonderheit zeigt, dass die Sternentwicklung im Makrokosmos unmittelbar mit den quantenmechanischen Konfigurationen des Mikrokosmos verknüpft sind.

Durch Verschmelzung von Wasserstoffkernen (Protonen, p) entsteht in mehreren Schritten unter Energiegewinn Helium. Zunächst fusionieren zwei Protonen zu Deuterium; dabei werden ein Positron und ein Neutrino frei. Aus dem Deuteriumkern und einem weiteren Proton bilden sich ein Helium-3-Kern und ein Gammaquant. Aus zwei Helium-3-Kernen entsteht Helium-4, wobei zwei Protonen abgespalten werden.


uW-Grafik

Im einem nachfolgenden Schritt kann Kohlenstoff-12 ein weiteres Alphateilchen einfangen und dadurch das leichte und stabile Isotop Sauerstoff-16 formen. Dieses kann zwar theoretisch durch eine weitere Alphateilchen-Einfangreaktion zu Neon-20 werden, aber die Reaktionswahrscheinlichkeit ist erheblich geringer, wie sich in Experimenten zeigen ließ. Deshalb erfolgt keine nennenswerte Produktion des Edelgases Neon.

Im Innern des in sich zusammenstürzenden massereichen Sterns kommen also bereits Kohlenstoff und Sauerstoff vor. Mit dem rapiden Anwachsen von Dichte und Temperatur beim Kollaps ergeben sich Fusionsreaktionen zwischen diesen beiden Elementen, die zu den angeregten Zwischenkernen Magnesium-24, Silizium-28 und Schwefel-32 führen. Diese zerfallen dann wieder über Alphateilchen-, Protonen- und Neutronenausstoß in leichtere Kerne. Der dadurch freigesetzte Fluss an Protonen und Alphateilchen führt bei den hohen Temperaturen zum schnellen Aufbau noch schwererer Kerne bis hin zu Kalzium, Titan und Eisen.

Dies geschieht aber bereits in den letzten Sekundenbruchteilen vor dem Sturz in einen Neutronenstern und weiter in ein Schwarzes Loch. Die schwersten Elemente überstehen diesen Kollaps nicht: Sie verschwinden im Schwarzen Loch. Die leichteren Elemente hingegen werden von der nach außen laufenden Stoßwelle in das interstellare Medium geschleudert.

Es bleibt festzuhalten, dass die ältesten Sterne vorwiegend die leichteren Elemente Kohlenstoff und Sauerstoff bis hin zum Kalzium produzierten. Neben den Vorgängen in den ersten Minuten nach dem Urknall legten also – mit gebührlichem zeitlichen Abstand – die Sterne der ersten Generation die Grundlage für die weitere chemische Entwicklung des Universums. Die neu gebildeten schweren Kerne waren zwar um Größenordnungen seltener als die ursprünglichen Elemente Wasserstoff und Helium. Gleichwohl ergab sich eine neue Situation, denn nun waren die Voraussetzungen für langlebige Sternkonfigurationen und für die effektivere Fusion zu schweren Elementen gegeben.

Die nachfolgenden Generationen von Sternen, die sich durch lokale Verdichtungen in den interstellaren Gasen bildeten und auch heute noch bilden, durchlaufen bestimmte Entwicklungsphasen, die im Wesentlichen durch die Details der ablaufenden Kernfusionsreaktionen bestimmt sind. Diese Prozesse sind vergleichbar mit denen in der ersten Sterngeneration, nur wird die Sternentwicklung durch die interne Energieerzeugung stark gebremst. So bilden sich langlebige Gleichgewichtszustände, welche die verschiedenen Lebensphasen eines Sterns definieren.

Wasserstoffbrennen

Die erste stabile Phase in der stellaren Entwicklung ist das Wasserstoffbrennen, in dem durch eine Folge von Kernreaktionen zwischen den leichten Wasserstoffkernen untereinander und zwischen Wasserstoffkernen und Kohlenstoff-, Stickstoff- und Sauerstoffisotopen im Zentrum des Sterns Energie freigesetzt wird. Dies erhöht die Temperatur und den Druck, der wiederum die Gravitation kompensiert – die Kontraktion des Sterns kommt zum Stillstand.

Dieses Wasserstoffbrennen, in dem sich auch unsere Sonne befindet, ist die erste und zugleich längste Lebensphase in der Entwicklung der Sterne und dauert so lange an, bis der Wasserstoff im Sterninnern verbraucht ist. Die Sonne wird noch für weitere fünf Milliarden Jahre Wasserstoff verbrauchen, bis die Energieausbeute sinkt und die Kontraktion des Sterninneren wieder einsetzt. Das führt zur weiteren Verdichtung des zumeist aus Helium bestehenden Innern des Sterns. Auch das Material, das sich in einer schalenförmigen Zone um das Sternzentrum befindet, wird verdichtet. Dadurch zündet nun dort das Wasserstoffbrennen, was den Druck nach außen erhöht und so den Stern zu einem Roten Riesen aufbläht.

Ein Flaschenhals in der Entstehung von Elementen schwerer als Lithium ist, dass es keinen stabilen Kern mit einer Massenzahl von 8 gibt. Mit dem Drei-Alpha-Prozess, der unter den besonderen Bedingungen möglich ist, wie sie in massereichen Sternen herrschen, gelingt es, diese Lücke zu überwinden. Dazu müssen innerhalb eines sehr kurzen Zeitfensters drei Alphateilchen (Helium-4-Kerne) zusammentreffen. Aus zwei Alphateilchen entsteht zunächst ein instabiler Beryllium-8-Kern, der sich durch Einfang eines dritten Alphateilchens zu Kohlenstoff-12 umwandelt.


Betrachtet man das Wasserstoffbrennen detailliert, so finden wir aus kernphysikalischen Überlegungen, dass es bei masseärmeren Sternen hauptsächlich über die bereits genannten p-p-Ketten und bei massereicheren Sternen über den Bethe-Weizsäcker-Zyklus, auch CNO-Zyklus genannt, verläuft.

Wie aus vier Protonen (p, rot) unter Energiefreisetzung letztlich ein Heliumkern (4He) aus zwei Protonen und zwei Neutronen (grau) entstehen kann, erklärt ein Reaktionszyklus, an dem Kerne von Kohlenstoff (C), Stickstoff (N) und Sauerstoff (O) als Katalysatoren beteiligt sind.


SuW-Grafik

Die p-p-Ketten basieren auf einer Abfolge von Protoneneinfängen an leichten Kernen, ausgehend von der Fusion von zwei Protonen zu Deuterium, also Wasserstoff- 2 (siehe Grafik S. 30 oben). Dieser erste Fusionsprozess ist durch die schwache Wechselwirkung bestimmt, da dabei ein Proton über den so genannten Beta- Plus-Zerfall in ein Neutron umgewandelt werden muss. Die Reaktionsraten, die von der schwachen Wechselwirkung bestimmt sind, sind um viele Größenordnungen geringer als diejenigen, die von der starken Kernkraft oder der elektromagnetischen Wechselwirkung dominiert werden. Dies ist der fundamentale Grund, weshalb unsere Sonne eine so lange Lebensdauer hat. Nur so ist es überhaupt möglich, dass ein Stern in einem relativ stabilen Zustand bleibt und auf seinen Planeten geologische, chemische und biologische Entwicklungsprozesse ablaufen können.

Die nachfolgenden Reaktionen sind durch Einfangs- und Fusionsreaktionen bestimmt, die auf der elektromagnetischen sowie der starken Wechselwirkung beruhen und somit deutlich schneller ablaufen. Ferner hängen die Raten dieser Reaktionen auch stark von der Struktur der Kerne selbst ab.

Dieser Einfluss der Kernstruktur tritt insbesondere beim CNO-Zyklus auf. Hier fusioniert der Wasserstoff katalytisch zu Helium, durch aneinandergereihte Anlagerung an schon existierende schwerere Kerne wie Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff (siehe Grafik oben). Die schwache Wechselwirkung behindert den CNO-Zyklus nicht, da die involvierten Kerne, die sich über den Beta-Zerfall umwandeln, Halbwertszeiten von nur einigen Minuten haben. Die Energieausbeute hängt von der Häufigkeit der Kohlenstoff-, Stickstoffund Sauerstoffisotope im Sterninnern ab. Deswegen kann dieser Prozess nicht zum Brennen der ersten Sterne beitragen, denn diese Elemente waren zu deren Zeiten noch gar nicht vorhanden.

Der letzte Schritt beim CNO-Zyklus ist der Protoneneinfang an Stickstoff-15, wodurch ein hochangeregter Sauerstoff- 16-Kern entsteht, der in zwei Fragmente, Kohlenstoff-12 und Helium-4, zerbricht. Die spezielle Kernstruktur des angeregten Sauerstoff-16-Zwischenkerns ist dabei der kritische Parameter, der die Bildung eines Helium-4-Kerns bewirkt. Nur etwa ein Tausendstel der so gebildeten Sauerstoff- 16-Kerne geht über das Ausstrahlen von Gammaquanten in den Grundzustand über und bleibt als Sauerstoff im Sterninnern zurück.

Die Lebensdauer eines Sterns in der wasserstoffbrennenden Phase hängt von der Schnelligkeit ab, mit der Wasserstoff zu Helium umgeformt wird, also von der Stärke und der Effizienz der beteiligten Kernreaktionen. Die langsamste Reaktion innerhalb des Mechanismus, sozusagen das schwächste Glied der Kette, bestimmt somit die Zeitskala. Bei den p-p-Ketten ist es die Fusion zwischen den zwei Wasserstoffkernen. Beim CNO-Zyklus ist es der Protoneinfang von Stickstoff-14, wodurch dieser in Sauerstoff-15 umgewandelt wird. Diese Reaktionen bestimmen nicht nur die Zeitskala, mit der insgesamt Wasserstoff zu Helium verwandelt wird, sondern auch die Häufigkeitsverteilung, die sich dabei für die anderen beteiligten Isotope ergibt. In den p-p-Ketten werden die Häufigkeiten von Deuterium, Helium-3 und Lithium-7, die sich aus dem Urknall ergeben, abgebaut und in Helium-4 umgewandelt. Beim CNO-Zyklus wird der vorhandene Kohlenstoff und Sauerstoff im Wesentlichen zu Stickstoff-14 umgewandelt, so dass als Endprodukte des katalytischen CNO-Wasserstoffbrennens vornehmlich Helium-4 und Stickstoff-14 im Sterninnern liegen bleiben.

Welche Reaktion beim Wasserstoffbrennen im Innern von Sternen dominiert, ist eine Frage der Temperatur: In der Sonne wird die Energie zu 99 Prozent durch die Proton-Proton-Kette erzeugt. Die restliche Energie wird durch den CNOZyklus freigesetzt.


Kenneth R. Lang, Tufts University (https://ase.tufts.edu/cosmos/ view_picture.asp?id=1408) / SuW-Grafik

Unabhängig vom jeweiligen Reaktionsmechanismus wird bei jedem Fusionsprozess eine Energie von etwa 26 Megaelektronvolt erzeugt. Hauptsächlich kommt diese Energie gemäß der berühmten Formel E = mc2 vom Massenunterschied zwischen vier Protonen und einem Heliumkern. Die p-p-Ketten setzen schon bei niedrigeren Temperaturen – also masseärmeren Sternen – ein, was an der geringeren elektromagnetischen Abstoßung zwischen Kernen mit kleinerer Ordnungszahl liegt (siehe Grafik S. 31 unten). Bei höheren Temperaturen beschränkt jedoch die schwache Wechselwirkung in der pp- Reaktion die Energieproduktion. CNOIsotope haben eine höhere Ordnungszahl, aber keine solche Beschränkung durch die schwache Wechselwirkung: Deshalb wird bei höheren Temperaturen – also massereicheren Sternen – die Energieproduktion hauptsächlich durch die CNO-Zyklen bestimmt.

Planetarische Nebel wie der Helixnebel bestehen aus ionisiertem Gas .


NASA, NOAO, ESA, the Hubble Helix Nebula Team, M. Meixner (STScI), and T.A. Rector (NRAO)

Dieses wurde von einem Stern in der Mitte des Nebels ins All geschleudert, der seinen Helium-Brennstoff aufgebraucht hatte. Auf diese Weise wird die interstellare Materie mit Elementen wie Kohlenstoff, Sauerstoff und Magnesium angereichert. Noch schwerere Elemente werden von Supernovae ins All geschleudert. Teilweise laufen die Synthesereaktionen erst während der Sternexplosion ab. Diese komplizierten Prozesse modellieren Wissenschaftler in Computersimulationen .


Ott/Caltech (simulation), Drasco/Calpoly San Luis Obsipo (visualization)

Heliumbrennen

Sobald der Wasserstoff als Brennmaterial im Sterninnern verbraucht ist, verändert der Stern seine Struktur. Das Innere kontrahiert, da der Strahlungsdruck die Schwerkraft nicht mehr ausgleichen kann. Die Brennzone verlagert sich in eine Schale um den Zentralbereich herum; die Hülle des Sterns bläht sich auf und er färbt sich rot – man bezeichnet ihn in diesem Stadium als Roten Riesen. Die weitere Kontraktion des Sterninnern erhöht dort rapide den Druck und die Temperatur, bis Bedingungen erreicht sind, unter denen Helium fusionieren kann. Dieses Heliumbrennen läuft über die bereits bekannte Drei- Alpha-Reaktion ab: Drei Alphateilchen verschmelzen zu Kohlenstoff-12. Die bei diesem Prozess freigesetzte Energie von etwa 7,5 Megaelektronvolt entspricht dem Massenunterschied zwischen den drei Heliumkernen und einem Kohlenstoffkern. Nun ist der Strahlungsdruck wieder ausreichend, um die Kontraktion des Sterninneren zunächst zu stabilisieren.

Über eine Folgereaktion mit einem Heliumkern wird der Kohlenstoff teilweise in Sauerstoff umgewandelt. Die Effizienz dieser Reaktion bestimmt wesentlich die im Universum beobachtete Häufigkeitsverteilung von Kohlenstoff-12 und Sauerstoff- 16. Denn eine weitere Reaktion des Sauerstoff-16 mit einem Alphateilchen zu Neon-20 ist sehr unwahrscheinlich.

Die sich einstellende Balance dieser drei Helium-brennenden Reaktionen legt ursächlich die Menge an verfügbarem Kohlenstoff und Sauerstoff als Grundlage für die Entwicklung von biologischem Leben in unserem Universum fest. Der Drei- Alpha-Prozess »füttert« die absoluten Häufigkeiten von Kohlenstoff-12 und Sauerstoff- 16, die beiden weiteren Reaktionen bestimmen das relative Verhältnis. Eine schwächere Kohlenstoff-Sauerstoff-Reaktionsrate hätte keinen Sauerstoff in ausreichender Menge produzieren können, und eine stärkere Sauerstoff-Neon-Rate hätte den reaktionsfreudigen Sauerstoff zum inerten Edelgas Neon umgewandelt und somit die Entwicklung von komplexeren chemischen und biologischen Strukturen unwahrscheinlicher gemacht.

Stickstoff kann sich durch zwei Heliumkern- Einfänge gefolgt von einem anschließenden Beta-Plus-Zerfall in Neon-22 umwandeln. Dieses neutronenreiche Isotop erzeugt einen hohen Neutronenfluss im Stern, der es ermöglicht, schwerere Elemente zu produzieren (siehe Bild S. 26). Die anfängliche, durch den CNO-Zyklus festgesetzte Stickstoff-14-Häufigkeit wird also durch diesen Prozess in freie Neutronen umgesetzt und verteilt sich damit auf die Häufigkeiten der schweren Elemente.

Die späten Phasen der Sterne

Je schwerer die Atomkerne sind, die als Brennmaterial fungieren, desto kürzer ist die Zeitspanne der Brennphase. So dauert das anfängliche Wasserstoffbrennen, abhängig von der Masse des Sterns, viele Millionen bis Milliarden von Jahren. Das Heliumbrennen hingegen hält nur für einige hunderttausend bis Millionen Jahre an. Die nachfolgenden Brennprozesse bei massereichen Sternen, vom Kohlenstoffüber das Neon- und Sauerstoffbrennen bis hin zum Siliziumbrennen, währen nur Tausende von Jahren oder in der letzten Phase sogar nur wenige Tage. Diese späten Phasen der Sternentwicklung werden also durch die Wechselwirkung zwischen den im Wasserstoff- und Heliumbrennen produzierten Elementen bestimmt.

Sobald das Helium im Sterninnern verbraucht ist, setzen die nachfolgenden Brennprozesse ein, was ein weiteres Mal zur schwerkraftbedingten Kontraktion des Sterninnern führt. Helium wird nun nur noch in einer schalenförmigen Zone um den Zentralbereich verbrannt, während in diesem mit zunehmender Dichte und Temperatur das Kohlenstoffbrennen einsetzt. Dabei werden zwei Kohlenstoff- 12-Kerne zu einem hochangeregten Magnesium- 24-Zwischenkern, der dann zu Neon-20 und Helium-4 beziehungsweise in einem zweiten Reaktionsweg zu Natrium- 23 und einem Proton zerfällt. Diese leichten Reaktionsprodukte lagern sich dann wegen der kleineren elektrostatischen Abstoßung schnell wieder an die vorhandenen Kerne an, so dass die endgültige Häufigkeitsverteilung eine Mischung aus Neon-20, Sauerstoff-16 und Magnesium- 24 ist.

Diese Elemente können dann durch Konvektion, also durch das Aufsteigen erhitzten Materials, an die Oberfläche transportiert werden, wo sie dann teilweise durch Strahlungsdruck ins All geschleudert werden. So bilden sich etwa die Planetarischen Nebel mit einem Zentralstern, dessen Oberfläche mit Kohlenstoff angereichert ist. Ein Beispiel hierfür ist der Helixnebel im Sternbild Wassermann (siehe Bild S. 32 links).

Ähnlich laufen die nachfolgenden Brennprozesse ab, die in immer kürzerer Folge einsetzen. Neonbrennen ist die Photodissoziation – also die durch ein Photon ausgelöste Aufspaltung – eines Neon- 20-Kerns in Sauerstoff-16 und Helium-4. Sauerstoffbrennen basiert auf der Fusion von zwei Sauerstoff-16-Kernen zu Schwefel- 32 (und Silizium-28 nach Abspaltung eines Heliumkerns) und Siliziumbrennen erneut auf der Photodissoziation von Silizium- 28, wobei die freigesetzten Protonen und Heliumkerne durch schnelle Anlagerung eine Umwandlung des Umgebungsmaterials bis hin zu Eisen bewirken. In einem zwiebelförmigen Modell lässt sich plastisch beschreiben, wie sich immer weitere Brennschalen ausbilden (siehe Bild S. 26). Dabei kann es auch in den Zonen zwischen den Schalen zu Kernreaktionen kommen, über welche dann Neutronen freigesetzt werden.

Wie genau die Fusion beim Kohlenstoffbrennen abläuft, ist noch weitgehend ungeklärt. Jedenfalls spielen verschiedene Effekte eine Rolle. So führt etwa die Eigenheit, dass Kernmaterie nicht komprimiert werden kann, möglicherweise dazu, dass bei niedrigen Energien die Fusionswahrscheinlichkeit sinkt. Mit Beschleunigerexperimenten an schwereren Kernen wurde dies bereits demonstriert (siehe Kasten S. 34). Auch Resonanzstrukturen in den Zwischenprodukten der Fusionsreaktion können die Reaktionswahrscheinlichkeit beeinflussen.

Eine zuverlässige theoretische Beschreibung dieser Faktoren im stellaren Kohlenstoff- und Sauerstoffbrennen steht noch aus. Zwar lässt sich mancher kernphysikalischer Beobachtungsbefund durchaus phänomenologisch gut beschreiben, aber die Vorhersagen über die Stärke im stellaren Energiebereich bleiben weitgehend unsolide.

Sternkollaps und Supernova

Die Fusion von leichten Kernen in schwerere ist also die Energiequelle von Sternen während ihres langen und stabilen Lebens. Wie aber gelangen die Fusionsprodukte aus dem Innern des Sterns heraus ins interstellare Medium? Denn nur dann stehen sie als Rohstoff für spätere Sterngenerationen, Planeten und letztlich auch für Lebewesen zur Verfügung.

Sterne mit wenigen Sonnenmassen blasen über starke Winde Teile ihrer Außenhülle weg, wobei – verstärkt durch Mischprozesse im Stern – auch frisch produzierte Elemente nach außen gelangen. Für Sterne mit mehr als etwa acht bis neun Sonnenmassen kommt es nach dem Versiegen des nuklearen Brennmaterials zu einem apokalyptischen Ereignis, nämlich einer Supernova-Explosion. In deren Verlauf wird der größte Teil der Sternmasse ins interstellare Medium geschleudert.

In massereichen Sternen ist die Temperatur während des Siliziumbrennens so hoch, dass Kernreaktionen, die über die starke oder elektromagnetische Wechselwirkung vermittelt werden, mit ihrer umgekehrten Reaktion im Gleichgewicht stehen. Als Folge stellt sich eine Häufigkeitsverteilung der Kerne gemäß ihren jeweiligen nuklearen Bindungsenergien ein. Da Eisen- und Nickelkerne die höchsten Bindungsenergien pro Nukleon haben, dominieren sie schließlich die Verteilung. In diesem Gleichgewicht kommt es auch nicht mehr zu Energieerzeugung durch Kernreaktionen und nicht mehr zum Aufbau noch schwererer Elemente. Dem Sterninnern fehlt nun die Energiequelle, die bisher die Kontraktion durch die Schwerkraft ausbalancierte – ein Kollaps des Sterns erscheint unausweichlich.

Aber für eine gewisse Weile stellt sich dem Kollaps noch der Entartungsdruck der extrem dicht gepackten freien Elektronen entgegen. Diese negativ geladenen Teilchen sind in Sternen immer vorhanden, weil sie die positive Ladung der Atomkerne ausgleichen. Ihr Entartungsdruck basiert auf einer quantenmechanischen Eigenschaft: Als Teilchen mit Spin ½ können zwei Elektronen nicht gleichzeitig am selben Ort denselben Quantenzustand annehmen.

Wie der Astrophysiker Subrahmanyan Chandrasekhar (1910 – 1995) gezeigt hatte, gelingt die Balance zwischen Entartungsdruck und Schwerkraft nur bis zu einer Grenze von etwa 1,4 Sonnenmassen. Übersteigt die Masse des Eisens im Sterninnern diesen Wert, ist der Kollaps nicht mehr aufzuhalten. Zugleich erreichen die entarteten Elektronen bei Dichten größer als 109 Gramm pro Kubikzentimeter so hohe Energien, dass es energetisch günstiger wird, wenn die Protonen in den vorhandenen Atomkernen Elektronen einfangen und sich in Neutronen verwandeln. Dieser Prozess beschleunigt den einsetzenden Kollaps des stellaren Zentralbereichs, weil er die Anzahl der Elektronen – und somit deren Entartungsdruck – verringert. Ferner erzeugt der Elektroneneinfang auch Neutrinos, die den Stern verlassen und ihm Energie entziehen, ihn also abkühlen.

Der Kollaps endet abrupt, wenn der stellare Zentralbereich auf Dichten zusammengedrückt ist, wie sie im Innern von Atomkernen vorliegen – etwa 1014 Gramm pro Kubikzentimeter. Damit entspricht dieser zentrale Bereich des Sterns einem einzigen, gigantischen Atomkern! Außerhalb davon ist der Kollaps des Sterns aber noch in vollem Gang. Dieses einstürzende Material prallt nun von dem nicht weiter zu komprimierenden Inneren ab, wodurch sich eine Stoßwelle ausbildet.

Lange Zeit hatten die Astronphysiker angenommen, dass diese Stoßwelle die Supernova-Explosion auslöst. Computersimulationen haben aber gezeigt, dass deren Energie allein nicht ausreicht, um den kollabierenden äußeren Bereich des Sterns zu durchdringen und die Sternhülle abzustoßen. Vielmehr muss zusätzlich Energie aus heißeren inneren Regionen durch turbulente Materieströmungen und Neutrinos nach außen transportiert werden. Obwohl Neutrinos nur sehr selten mit Materie in Wechselwirkung treten, übertragen sie einen Teil der beim Kollaps des Sterninneren frei werdenden Gravitationsenergie auf die äußeren Schichten des Sterns, heizen diese auf, verhelfen der Stoßwelle zu weiterem Schwung und lösen die Supernova-Explosion aus.

Während das kompakte Sterninnere zusammen mit weiterem Material als Relikt übrigbleibt und später einen Neutronenstern formt, werden die äußere Sternhülle und mit ihr die im Lauf der Brennphasen gebildeten Elemente ins interstellare Medium katapultiert. Durch die hohen Temperaturen, die mit der Explosion verbunden sind, kommt es kurzzeitig zu sehr schnellen Kernreaktionen, die für die genaue Häufigkeitsverteilung der ausgestoßenen Elemente von Bedeutung sind. Auch durch Turbulenzen bedingte Mischprozesse sind hier nicht unwichtig. Ihre quantitative Behandlung verlangt eine dreidimensionale Beschreibung gerade der Spätphase der Explosion, was bislang noch nicht in Computersimulationen zufriedenstellend erreicht wurde.

Das Supernova-Relikt – quasi ein Proto- Neutronenstern – kühlt durch Emission von Neutrinos weiter ab. Deren Anzahl ist dabei in den ersten 20 Sekunden so hoch, dass sie einen signifikanten Massenverlust von der Oberfläche des neugeborenen Neutronensterns erzeugt. Dieser so genannte Neutrino-getriebene Wind ist Ort einer ganz speziellen Elemententstehung.

Wegen der hohen Temperaturen besteht das von der Oberfläche mit einigen tausend Kilometer pro Sekunde weggerissene Material aus freien Protonen und Neutronen. Im Abstand von einigen hundert Kilometern von der Oberfläche erreichen sie kühlere Regionen, wo sie sich zu größeren Kernen zusammenfügen.

Welche Reaktionen mit welchem Ergebnis dort ablaufen, hängt sehr stark vom relativen Anteil der Protonen im Material ab. Dieser Anteil ist örtlich und zeitlich variabel, weil er durch Absorption von Neutrinos (durch Neutronen) und ihren Antiteilchen (durch Protonen) beeinflusst wird und somit unmittelbar vom Neutrinofluss und dessen Zusammensetzung abhängt.

Überwiegen die Protonen im Material, entstehen über eine Folge von schnellen Protoneneinfangreaktionen und Beta- Plus-Zerfällen Atomkerne mit Massenzahlen im Bereich bis zu 90 oder 100. Manche Synthesewege werden dabei deutlich abgekürzt: Das protonenreiche Nickel-56 zum Beispiel würde mit einer Halbwertszeit von sechs Tagen über die Umwandlung eines Protons in ein Neutron zu Kobalt- 56 zerfallen. Stattdessen wird in den speziellen Umgebungsbedingungen Kobalt- 56 viel schneller erzeugt, indem der Nickel-56-Kern ein freies Neutron einfängt und dafür ein Proton abspaltet. Die dabei verbrauchten Neutronen werden kontinuierlich durch den Einfang von Antineutrinos an freien Protonen nachgeliefert.

Der vom Proto-Neutronenstern ausgehende enorme Fluss an Neutrinos durchquert die äußeren Sternschichten, bevor diese abgesprengt werden, und löst auch dort Kernreaktionen aus. Zum Beispiel haben die Neutrinos genug Energie, um aus Atomkernen ein Proton oder ein Neutron herauszuschlagen; dieser Prozess wird Spallation genannt. So erzeugt die Spallation an Kohlenstoff-12 entweder Bor-11 oder Kohlenstoff-11. Da Letzterer mit einer Halbwertszeit von 20 Minuten zu Bor- 11 zerfällt, ist das Endresultat in beiden Fällen Bor. Dieser Prozess ist auch der dominante Mechanismus, über den Bor-11 in der Natur entsteht.

Das radioaktive Universum: Messungen der Gammastrahlung am Himmel zeigen die 511-Kiloelektronvolt-Vernichtungsstrahlung (rot und gelb), die von Zerfällen neutronenarmer Kerne über Anti-Elektronen stammt. Die Quellen liegen sowohl im Band der Milchstraße als auch in fernen Galaxien.


NASA / DOE / Fermi LAT Collaboration

Neutrino-induzierte Reaktionen tragen auch zur Produktion von Fluor-19, Lanthan- 138 und Tantal-180 bei, wobei Tantal- 180 das seltenste Isotop des am seltensten vorkommenden Elements ist – und als einziger Kern in einem angeregten Zustand langlebiger ist als im Grundzustand. Die Protonen und Neutronen, die durch Neutrino-induzierte Spallationsprozesse freigesetzt werden, tragen als sekundäre Produkte zur Produktion von Radioisotopen wie Natrium-22 und Aluminium-26 bei, die beide eine wichtige Rolle in der Gammastrahlen-Astronomie spielen.

Das Universum, die Sterne und wir

Die in diesem Artikel beschriebenen Reaktionsprozesse bedingen neben der Häufigkeit der jeweiligen Elemente auch den Lebenslauf der Sterne. Was mit der ersten Sterngeneration begann, setzte sich in den späteren Generationen der Sterne fort und bestimmt bis heute die chemische Entwicklung unseres Universums.

Umgeben sind wir von Sternen unterschiedlicher Masse in den verschiedensten Entwicklungsphasen. Gelegentlich beobachten wir ihr gewaltsames Ende in Form von Novae, Supernovae oder – wie jüngst mittels Gravitationswellen möglich geworden – verschmelzenden Neutronensternen. In all diesen explosiven Prozessen entstehen neue Elemente. Dass deren Produktion beständig erfolgt, zeigen die Beobachtungen radioaktiver Elemente im Universum mit Gammastrahlenteleskopen (siehe Bild oben). Dabei erlauben es die sehr unterschiedlichen Halbwertszeiten von Isotopen wie Titan-44 (60 Jahre), Aluminium-26 (700 000 Jahre) oder Eisen- 60 (zwei Millionen Jahre), die jüngere Vergangenheit der Elemententstehung in unserer Umgebung nachzuvollziehen.

Wie wir gesehen haben, verknüpft die Frage nach dem Ursprung der Elemente unterschiedliche Forschungsgebiete wie Kern-, Astro- und Geophysik. Sie zeigt, wie im Kleinsten ablaufende quantenmechanische Vorgänge die Entwicklung des gesamten Kosmos steuern. Wenn wir also die Energieproduktion oder Elementhäufigkeit im Universum beobachten, wenn wir nach dem Ursprung der natürlichen Radioaktivität auf unserer Erde und in unseren eigenen Körpern fragen, kommen wir an der Physik der kleinsten Skalen nicht vorbei. Das Verständnis dieser Reaktionsprozesse, von Kernfusionen und -zerfällen, liefert deswegen den Schlüssel zum Verständnis unserer eigenen Ursprünge.

Der US-amerikanische Astronom und Fernsehmoderator Carl Sagan (1934 – 1996) wusste dies poetisch zusammenzufassen: »Der Stickstoff in unserer DNA, das Kalzium in unseren Zähnen, das Eisen in unserem Blut, der Kohlenstoff in unseren Apfelkuchen sind im Innern kollabierender Sterne entstanden: Wir alle bestehen aus Sternenstaub.«

KARLHEINZ LANGANKE ist Professor für theoretische Physik an der Technischen Universität Darmstadt und Forschungsdirektor am GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung und von FAIR.


MICHAEL WIESCHER ist Freimann Professor für Physik an der University of Notre Dame, USA, und Direktor des dortigen Joint Institute for Nuclear Astrophysics und des Nuclear Science Laboratory.


IN KÜRZE

■ Alle chemischen Elemente, die in der Natur vorkommen, sind durch Kernreaktionen in gewaltigen Prozessen im Kosmos entstanden.
■ Unmittelbar nach dem Urknall bildeten sich nur die leichtesten Elemente: der gesamte Wasserstoff, ein Teil des heute vorhandenen Heliums und etwas Lithium.
■ Alle anderen Elemente bis hin zum Eisen entstanden tief im Innern von Sternen oder bei der heftigen Explosion am Ende ihres Daseins durch schrittweises Verschmelzen von Atomkernen.

Aufbau der Atomkerne

Alle Atome bestehen nur aus drei Grundbausteinen in unterschiedlicher Zusammensetzung: DieNukleonen – positiv geladene Protonen und neutrale Neutronen – bilden den Atomkern, der von in der Atomhülle gebundenen, negativ geladenen Elektronen elektrisch abgeschirmt wird. Die Anzahl der Protonen – auchOrdnungszahl oderKernladungszahl genannt – bestimmt, um welches Element es sich handelt. Kohlenstoff beispielsweise hat sechs Protonen im Atomkern. Hinzu kommen die Neutronen, beim Kohlstoff üblicherweise ebenfalls sechs. Es gibt aber auch stabile Kohlenstoffkerne mit sieben Neutronen: Sie machen gut ein Prozent des natürlichen Vorkommens aus.

Die Summe aus Protonen und Neutronen wirdMassenzahl oderNukleonenzahl genannt – im Fall der beiden Kohlenstoff-Varianten wären das die Massenzahlen zwölf und dreizehn. Kerne mit gleicher Protonenzahl, aber abweichender Neutronenzahl heißenIsotope : Es handelt sich um das gleiche chemische Element, aber um unterschiedlich schwere Varianten davon. Man bezeichnet sie mit dem Elementnamen, gefolgt von der Massenzahl, also beispielsweise Kohlenstoff-12 und Kohlenstoff-13.

Sobald ein Proton im Atomkern hinzukommt oder entfernt wird, ändert sich das Element und somit auch die chemischen Eigenschaften des Stoffs. Kohlenstoff würde sich bei Hinzugeben eines Protons zu Stickstoff und bei Wegnahme eines Protons zu Bor verwandeln.

Sternphysik in irdischen Beschleunigern

Viele der Kernreaktionen, die den Lebenslauf der Sterne und deren spektakuläres Ende bestimmen, sind unzureichend bekannt. Die Prozesse, über die Wasserstoff, Helium und Kohlenstoff im Sterninnern zu jeweils schwereren Elementen »verbrennen «, sind extrem langsam und garantieren deswegen die lange Leuchtdauer von Sternen. Genau diese Umstände machen es so schwer, die genauen Abläufe im Labor zu untersuchen: Sterne haben Milliarden von Jahren und Unmengen an Brennstoff zur Verfügung, während ein Wissenschaftler nur wenige Monate bis Jahre auf ein Experiment verwenden kann und eine begrenzte Finanzausstattung hat. Deswegen beruhen viele der Reaktionsraten, die in Rechnungen zur Sternentwicklung eingehen, nur auf Daten aus Beschleunigerexperimenten, die auf die in Sternen vorherrschenden Energien extrapoliert wurden.

Reaktionen in den explosiven Endphasen der Sterne stellen uns vor ganz andere Herausforderungen. Die Explosionen dauern oft nur wenige Sekunden und erzeugen viele kurzlebige radioaktive Kerne, die somit eine Vielzahl an neuen Reaktionspfaden ermöglichen, weitab des gut erforschten Bereichs der nuklearen Landkarte. Will man die Dynamik dieser Explosionsprozesse und die damit verknüpfte Elementsynthese verstehen, muss man diese kurzlebigen Kerne künstlich herstellen und ihre Eigenschaften experimentell ermitteln. Da bislang nur wenige solcher Experimente durchgeführt werden konnten, basieren auch die in Simulationen von Supernovae verwendeten Reaktions- und Zerfallsdaten oft auf theoretischen Rechnungen oder Extrapolationen.

Die in der nuklearen Astrophysik tätigen Forscher gehen deshalb in zwei Stoßrichtungen vor: Zum einen sollen langsame Kernreaktionen wie zum Beispiel Stickstoff-14 zu Sauerstoff-15 im Wasserstoffbrennen und Kohlenstoff-12 zu Sauerstoff-16 im Heliumbrennen möglichst ohne Störsignale gemessen werden. In normalen Beschleunigerexperimenten würden die wenigen Ereignisse im Rauschen der kosmischen Strahlung untergehen, die permanent auf die Erdoberfläche trifft. Deswegen wurden für solche Untersuchungen spezielle Labore tief in der Erde geschaffen – zum Beispiel das LUNA-Labor im Autobahntunnel durch das Gran-Sasso-Massiv in den Apenninen östlich von Rom oder das 1500 Meter tiefe CASPAR-Labor in einer ehemaligen Goldmine in Süd-Dakota. Diese Anlagen ermöglichen den Experimentatoren, solche Reaktionen über Monate hinweg ohne störende kosmische Strahlung zu untersuchen. Wegen des hohen Zeit- und Ressourcenaufwands werden derartige Experimente zumeist in großen internationalen Kollaborationen durchgeführt.

Zum anderen sollen kurzlebige Kerne im Labor hergestellt werden. Dafür kann man zum Beispiel schwere Kerne auf leichte schießen und den gewünschten kurzlebigen Kern aus den Fragmenten herausfiltern. Dieses Verfahren wird heutzutage an der GSI, der Gesellschaft für Schwerionenforschung, und in Zukunft an der internationalen Forschungseinrichtung »Facility for Antiproton and Ion Research« – kurz FAIR – bei Darmstadt angewandt. FAIR bietet noch die weltweit einzigartige Möglichkeit, die Fragmentprodukte in einer Reihe von Speicherringen zu halten und zu den verschiedenen Zielstationen zu leiten, wo die Physiker eine ganze Reihe von unterschiedlichen Experimenten durchführen können (siehe SuW 12/2010, S. 40). In diesen Ringen lassen sich Teilchen mit um Größenordnungen verschiedenen Energien kühlen und speichern. Das erlaubt es, nicht nur die Stärke von Kernreaktionsprozessen mit kurzlebigen Kernen zu messen, sondern auch deren Masse, Lebensdauer und andere kernphysikalische Parameter zu ermitteln. Ein besonderer Vorteil der Speicherringe ist, dass der gleiche kurzlebige Kern mehrere tausend Mal zur experimentellen Beobachtung zur Verfügung steht, was sowohl einen extremen Gewinn an Präzision bedeutet, als auch die Möglichkeit bietet, äußerst seltene Kerne zu untersuchen.

FAIR ist ein internationales Projekt, das sich gerade in der Nachbarschaft der GSI im Bau befindet. Während die Frage nach dem Ursprung der Elemente eine der treibenden Kräfte für den Bau dieser Anlage war, lässt sich auf Grund der hohen Flexibilität parallel eine Vielzahl weiterer Experimente durchführen. Diese reichen von den Grundlagen der Theorie der starken Wechselwirkung über die Bedingungen kurz nach dem Urknall bis zu Präzisionsmessungen zum Test der elektroschwachen Wechselwirkung. Nicht zuletzt sei auch die Entwicklung medizinischer Verfahren zur Krebsforschung und anderer Krankheiten genannt.

GSI

So wird die im Bau befindliche Beschleunigeranlage FAIR (Facility for Antiproton and Ion Research) nach Fertigstellung aussehen. In ihren unterirdischen Speicherringen lassen sich zum Beispiel kurzlebige Atomkerne untersuchen, die auch bei der Explosion von Sternen entstehen. Im Hintergrund sind die Gebäude der Gesellschaft für Schwerionenforschung zu erkennen.

Homepage von FAIR:
https://fair-center.de

Literaturhinweise

Christlieb, N., Ludwig, H.-G.: Auf der Spur metallarmer Sterne. Wie lief die chemische Entwicklung des Universums ab? In: Sterne und Weltraum 8/2017, S. 22 – 31
Langanke, K.: Opportunities for Nuclear Astrophysics at FAIR. In: Journal of Physics: Conference Series 966, 012052, 2018
Langanke, K., Stöcker, H.: Das Universum im Labor. In: Sterne und Weltraum 12/2010, S. 40 – 49
Langanke, K., Wiescher, M.: Nuclear Reactions and Stellar Processes. In: Reports on Progress in Physics 64, S. 1657 – 1701, 2001
Lemke, D.: Die Energiequellen der Sterne. Teil 2: Junge Physiker enträtseln den Sonnenofen. In: Sterne und Weltraum 2/2018, S. 36 – 43
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

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Didaktische Materialien:
www.wissenschaft-schulen. de/artikel/1377450