chemische Elemente: Entstehung

chemische Elemente: Entstehung
 
Ausgehend vom leichtesten chemischen Element, dem Wasserstoff, sind alle im Weltall vorkommenden Elemente vom Helium bis zur Eisengruppe (Chrom, Eisen, Cobalt, Nickel) durch nukleare Fusionsreaktionen entstanden. Wasserstoff und Helium sind primordiale oder Urknall-Elemente: Der Wasserstoff ist ausschließlich und das Helium zum überwiegenden Teil — etwa zu 80 % — in den ersten 100 Sekunden nach dem Urknall im rasch expandierenden und abkühlenden Kosmos erzeugt worden. Die schweren Elemente jenseits von Helium bis zu den Elementen der Eisengruppe wurden dagegen ausschließlich durch nukleare Fusionsprozesse im Innern der Sterne erbrütet. Allerdings waren nur die sehr massereichen Objekte in der Lage, die zur Erzeugung der Eisengruppen-Elemente erforderliche Energie aufzubringen.
 
 Einfangen von Neutronen
 
Für den Aufbau der Elemente jenseits der Eisengruppe sind Fusionsprozesse nicht geeignet, weil die dafür notwendigen Fusionsreaktionen endotherm sind. Einen Aus- weg bieten hier Neutroneneinfangprozesse, durch die aus einem Kern mit der Kernladungszahl Z und der Neutronenzahl N ein neutronenreicheres, in der Regel instabiles Isotop (Z, N ') gebildet wird. Durch anschließenden Beta-Zerfall, also durch radioaktives Aussenden eines Elektrons, wandelt sich ein Neutron dann in ein Proton um. Daraus resultiert ein höheres Element mit der Kernladungszahl Z+1. Im Gegensatz zur Kernfusion wird wegen der elektrischen Neutralität der Neutronen ein Neutroneneinfangprozess nicht durch die bei Atomkernen auftretenden starken elektrischen Abstoßungskräfte behindert, sodass ein Neutron relativ leicht in einen Atomkern eindringen kann.
 
Nach den Gesetzen der Kernphysik hängt die Wahrscheinlichkeit für das Einfangen eines Neutrons durch einen Atomkern nicht nur von der Massenzahl des Kerns ab, sondern vor allem auch von der Neutronengeschwindigkeit, also der kinetischen Energie des Neutrons. Je nach der Frequenz der Neutronenanlagerung an die Kerne, also des verfügbaren Neutronenflusses, treten zwei verschiedene Prozesse auf:
 
(1) Der s-Prozess: Er hat seinen Namen von der langsamen (englisch slow) Neutronenanlagerung und läuft in Systemen ab, in denen der Neutronenfluss so gering ist, dass alle durch Neutroneneinfang gebildeten β-instabilen Isotope zerfallen, bevor der nächste Neutroneneinfang stattfindet. Durch den s-Prozess werden die stabilsten chemischen Elemente mit Massenzahlen bis A = 210 aufgebaut (die Massenzahl A ist die Summe von Kernladungszahl Z und Neutronenzahl N). Er läuft vornehmlich in den Sternen des asymptotischen Riesen-Asts des HRD ab. Im Zentrum dieser Sterne fusionieren Kohlenstoff und Sauerstoff, wobei genügend freie Neutronen entstehen. Ein starkes Indiz für den Ablauf von s-Prozessen liefert das Element Technetium (Tc), das 1952 in den Atmosphären Roter Riesen entdeckt wurde. Da Tc radioaktiv instabil ist und mit einer Halbwertszeit von maximal einigen Millionen Jahren in Ruthenium (Ru) zerfällt, die Sterne aber sehr viel älter sind, kann das Technetium nicht aus der ursprünglichen Sternmaterie stammen, sondern muss später entstanden sein.
 
(2) Der r-Prozess: Die für den schnellen (englisch rapid) Anlagerungsprozess notwendigen hohen Neutronendichten von etwa 10 Trilliarden Neutronen pro Kubikzentimeter werden nur in extremen Situationen erreicht, wie sie bei einer Supernova im Kern eines kollabierenden Sterns auftreten. Dabei entstehen sehr neutronenreiche Isotope, die sich durch anschließende β-Zerfälle ebenfalls in stabile Kerne umwandeln. Auf diese Weise entstehen vor allem die massereichsten natürlichen Elemente — das Thorium (Th) und das Plutonium (Pu).
 
Die s-Prozesse und die r-Prozesse sind die hauptsächlichen Bildungswege der chemischen Elemente jenseits von Helium. Daneben existiert in Supernovae bei Temperaturen oberhalb von einer Milliarde Kelvin noch eine weitere Möglichkeit, der p-Prozess, bei dem die besonders protonenreichen Isotope der schweren Elemente entstehen.
 
Da die Bindungsenergie pro Nucleon bis zum Eisen wächst, dort ein Maximum erreicht und dann mit zunehmender Kernmasse wieder abnimmt, existiert eine natürliche obere Massegrenze für die Stabilität der chemischen Elemente. In dem Bereich der sehr schweren Isotope werden nukleare Spaltprozesse wichtig, durch die bestimmte Isotope freigesetzt werden, die ihrerseits wieder bei Anlagerungsreaktionen Verwendung finden.
 
Wie effektiv der Entstehungsprozess der chemischen Elemente abläuft, hängt nicht nur von Dichte, Temperatur und verfügbarem Neutronenfluss ab. Ein ebenso wichtiger Aspekt ist die Stabilität der Atomkerne. Nach den Theorien des Kernaufbaus sind Kerne mit voll besetzten Neutronenschalen — etwa bei den Neutronenzahlen N = 50, 82 oder 126 — besonders stabil, vergleichbar mit den voll besetzten Schalen der Edelgase im Periodensystem der Elemente. In diesem Zustand ist die Tendenz, Neutronen einzulagern, besonders klein. Längs des Evolutionspfads der schweren Elemente kommt es an den Plätzen dieser Kerne durch Neutroneneinfang zu einem »Stau«, sodass diese Elemente dort relativ häufiger anzutreffen sind. Die zu den »magischen« Neutronenzahlen gehörigen Elemente gruppieren sich um die Massenzahlen 70 bis 90, 130 bis 138 und 195 bis 208.
 
Die Evolution der chemischen Elemente hat mit dem Urknall begonnen. Wasserstoff und Helium entstanden unmittelbar im Anschluss daran. Der Prozess der Elementsynthese setzte sich — und setzt sich auch heute noch — mit der Energieproduktion in den unterschiedlichen Sternen fort bis zum Erbrüten der Elemente der Eisengruppe. Seinen Abschluss findet er in den Sternen des asymptotischen Riesen-Asts und in Supernovae, wo Elemente jenseits des Eisen-Maximums entstehen. Im Lauf der Generationenfolge der Sterne reichern sich so im kosmischen Materiekreislauf die schweren Elemente auf Kosten des Wasserstoffs an.
 
Prof. Dr. Erwin Sedlmayr, Dipl.-Phys. Karin Sedlmayr und Dr. Achim Goeres
 
Weiterführende Erläuterungen finden Sie auch unter:
 
Sterne: Entstehung
 
Grundlegende Informationen finden Sie unter:
 
Sterne: Aufbau und Entwicklung
 
 
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Universal-Lexikon. 2012.

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