Entstehung der Elemente

Kurz nach dem Urknall gab es nur leichte Elemente, vor allem Wasserstoff und Helium. Schwerere Atome entstanden erst im Lauf von Jahrmilliarden durch Fusionsprozesse in Sternen und gewaltige Explosionen im Weltall. Diese Elementsynthese nachzuvollziehen, ist Gegenstand aktueller Forschung.

Die Natur hat die chemischen Elemente, aus denen alle Sterne und Planeten, alle Organismen und auch wir Menschen bestehen, in zwei Phasen erzeugt. Die erste Phase endete bereits wenige Minuten nach dem Urknall. Bis dahin waren nur die leichtesten Elemente Wasserstoff und Helium sowie in geringen Mengen Lithium und Beryllium entstanden. Danach sanken Temperatur und Dichte im expandierenden Universum so weit, dass keine schwereren Atomkerne mehr gebildet werden konnten.

Die zweite Phase der Nukleosynthese begann erst einige hundert Millionen Jahre später. Damals bildeten sich durch Gravitationsdruck aus dem Urgas die ersten Sterne. In deren heißen Zentren setzten Kernreaktionen ein, in denen die leichten Elemente Wasserstoff und Helium nach und nach zu schwereren Elementen bis zum Eisen fusionierten. Atomkerne schwerer als Eisen entstanden in den letzten Entwicklungsstadien massereicher Sterne, den sogenannten Roten Riesen, und in gewaltigen Sternexplosionen, den Supernovae. Der berühmte Satz: „Wir sind aus Sternenstaub gemacht“ ist daher nicht etwa metaphorisch, sondern im Wortsinn zu verstehen: Jedes Atom schwerer als Beryllium in unserem Körper oder wo auch immer im Universum verdankt seine Existenz der Elementsynthese im Innern der Sterne.

Supernova 1994D

Diese Prozesse mit den Gesetzen der Physik zu beschreiben, ist ein Ziel der nuklearen Astrophysik. Der Anspruch ist hoch: Es ist der Versuch, die Häufigkeitsverteilung der Elemente quantitativ zu erklären. Eng damit verbunden ist die Frage, wie sich die astrophysikalischen Objekte entwickelt haben, die bis heute die Elemente erzeugen. Ohne ein Wissen über die Struktur der Atomkerne und die Dynamik von Kernreaktionen ist dieses Unterfangen aussichtslos. Nukleare Astrophysik und Kernphysik sind daher eng miteinander verbunden.

Die Energiequelle, die Sterne zum Leuchten bringt, ist die Kernfusion. Hierbei verschmelzen leichte Kerne zu schwereren, wodurch neue Elemente entstehen und riesige Mengen an Energie freigesetzt werden. Unsere Sonne verbrennt beispielsweise in jeder Sekunde mehr als 600 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium. Trotz des enormen Verbrauchs reicht ihr großes Reservoir an Wasserstoff aus, um eine Lebensdauer von mehreren Milliarden Jahren zu erreichen. Stellare Fusionsprozesse laufen bei so niedrigen Energien ab, dass ihre Reaktionsraten extrem klein sind. Direkte Messungen in irdischen Laboratorien sind selbst mithilfe von äußerst intensiven Teilchenstrahlen fast unmöglich, da die kosmische Strahlung einen sehr viel höheren Untergrund von Störsignalen erzeugt. Dennoch sind solche Messungen in den vergangenen Jahren erstmals einer internationalen Kollaboration mit einem Experiment im italienischen Gran-Sasso-Labor gelungen. Dieses Labor befindet sich tief unten im Appenin-Gebirgsmassiv, dessen Fels einen Großteil der störenden kosmischen Strahlung absorbiert. Nur so konnten im Experiment die sehr seltenen Reaktionssignale nachgewiesen werden.

Von der Supernova zum Neutronenstern

Wenn Sterne plötzlich am Himmel hell aufleuchten, sind meist gigantische Explosionen die Ursache, wie Novae oder Supernovae. Die größten Explosionen im Weltall überhaupt bleiben allerdings für das menschliche Auge unsichtbar und können nur mit speziellen Teleskopen gemessen werden: gewaltige Ausbrüche von Gamma- und Röntgenstrahlen, die möglicherweise auf die Kollision zweier Neutronensterne zurückzuführen sind. Dabei werden ungeheure Mengen Energie ins All geschleudert, die wahrscheinlich durch explosionsartig verlaufende Kernreaktionen freigesetzt werden.

In diesen Prozessen spielen offenbar auch kurzlebige Kerne, die auf der Erde nicht vorkommen, eine zentrale Rolle. Zur Beschreibung der astrophysikalischen Ereignisse ist es wichtig, die Eigenschaften dieser Kerne wie Masse, Lebensdauer und Reaktionsraten zu kennen. Hierzu müssen die Kerne künstlich im Labor hergestellt werden. Dies ist für einige Kerne in den vergangenen Jahren an Forschungszentren wie dem GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung in Darmstadt oder an der Anlage ISOLDE am CERN gelungen. Die meisten dieser exotischen Kerne werden allerdings erst an der neuen Teilchenbeschleunigeranlage FAIR in Darmstadt erzeugt und untersucht werden können.

Aufbau eines Sterns

Ein massereicher Stern erzeugt in seinem Inneren durch Fusion leichter Atomkerne zunehmend schwere Elemente. Auf diese Weise entsteht dort ein Zentralgebiet aus Eisen und Nickel. Eine weitere Fusion dieser Elemente ist nicht möglich, weil dadurch keine Energie mehr freigesetzt, sondern benötigt würde. Sobald der Brennmaterialvorrat an leichten Kernen verbraucht ist, versiegt die innere Energiequelle des Sterns. Der Fusionsprozess hatte bis dahin einen Strahlungsdruck erzeugt und so die nach innen gerichtete Gravitationskraft kompensiert. In dem Moment, wo die Fusion erlischt, bricht der Zentralbereich des Sterns unter seinem eigenen Gravitationsdruck zusammen.

Dieser Kollaps setzt sich fort, bis sich im Inneren ein riesiger „Atomkern“ mit einem Radius von einigen zehn Kilometern gebildet hat, der etwa eine halbe Sonnenmasse in sich vereint. Weitere Materie, die auf dieses Zentrum fällt, wird zurückgeworfen – vergleichbar mit einem Gummiball, den man gegen eine Wand wirft. Es entsteht eine gewaltige Stoßwelle, die vom Zentralgebiet des Sterns nach außen läuft und dessen äußere Schalen wegsprengt. Gleichzeitig setzen heftige Kernreaktionen ein, bei denen enorme Mengen an elektrisch neutralen, fast masselosen Elementarteilchen entstehen, sogenannte Neutrinos. Die Neutrinos schießen ins All hinaus und reißen die Materie mit sich. Der heiße expandierende Gasball leuchtet nun als Supernova auf. Hierbei gelangen auch jene Elemente in den interstellaren Raum, die der Stern im Lauf der Jahrmillionen produziert hat. Darunter befinden sich unter anderem die Kerne der Elemente Sauerstoff und Kohlenstoff, aus denen auf der Erde Leben entstanden ist. Nach der Supernova bleibt vom Stern ein extrem komprimiertes Gebilde übrig, mit einem Radius von 10 bis 15 Kilometern und einer Masse, die etwa dem Anderthalbfachen der Sonne entspricht – ein Neutronenstern.

In groben Zügen sind Supernovae gut verstanden. Die Vorstellungen der Physiker wurden beispielsweise durch die unterschiedlichen Beobachtungen der Supernova 1987a in der Großen Magellanschen Wolke bestätigt. Viele Details lassen sich allerdings gegenwärtig noch nicht zufriedenstellend beschreiben, wie etwa die innere Struktur von Neutronensternen. So ist noch weitgehend unbekannt, in welcher Form die hoch komprimierte Materie im Zentrum eines Neutronensterns vorliegt. Dazu müsste man wissen, wie sich Kernmaterie bei hohen Dichten und Temperaturen verhält, mit anderen Worten, wie die Zustandsgleichung von Kernmaterie aussieht. Die einzige Möglichkeit, diese Frage im Labor zu untersuchen, besteht darin, schwere Atomkerne auf hohe Energien zu beschleunigen und aufeinander prallen zu lassen. Dabei wird kurzfristig extrem heiße und dichte Kernmaterie erzeugt. Solche Experimente werden an der GSI in Darmstadt und am CERN in Genf durchgeführt und sind ein zentraler Bestandteil des Forschungsprogramms an der zukünftigen Beschleunigeranlage FAIR.

Synthese der schweren Elemente

Da sich im Innern von Sternen keine Elemente schwerer als Eisen durch Fusion leichter Kerne bilden können, müssen schwere Elemente durch andere Prozesse entstanden sein. Die Natur hat dazu zwei verschiedene Wege eingeschlagen, die beide darauf beruhen, dass sich Neutronen an bereits vorhandene Kerne anlagern. Die eingefangenen Neutronen wandeln sich anschließend durch einen Betazerfall in Protonen um, wodurch sich die Kernladungszahl erhöht und neue Elemente entstehen. 

Ein Prozess der Elementsynthese läuft hauptsächlich im Zentralbereich von Sternen ab, während der Fusion von Helium. Hier sind die Temperaturen und Neutronendichten verhältnismäßig gering und der Einfang der Neutronen geht relativ langsam vonstatten, daher die Bezeichnung s-Prozess (slow neutron capture). Hierbei fängt ein Kern ein Neutron ein, sodass sich die Massenzahl des Atomkerns um eine Einheit erhöht. Der nachfolgende Betazerfall wandelt das Neutron in ein Proton um und erhöht die Kernladungszahl um eine Einheit. Dieser Prozess, dessen kernphysikalische Gesetzmäßigkeiten im Allgemeinen gut erforscht sind, findet viele Male hintereinander statt und endet schließlich bei Blei und Wismut. Hierbei entsteht etwa die Hälfte aller stabilen Atomkerne, die schwerer sind als Eisen.

Illustration eines Neutronensterns

Die andere Hälfte der schweren Kerne und zusätzlich alle Elemente, die schwerer sind als Wismut, entstehen in einem zweiten Prozess, dem schnellen r-Prozess (rapid neutron capture). Dabei nehmen vorhandene Kerne mehrere Neutronen gleichzeitig auf und zerfallen dann rasch zu stabilen neutronenreichen Kernen oder zu instabilen langlebigen Isotopen von Uran und Plutonium. Da dieser r-Prozess einen extrem großen Neutronenfluss voraussetzt und in wenigen Sekunden abläuft, ist er nur in einem explosiven Szenario wie einer Supernova oder dem Verschmelzen zweier Neutronensterne vorstellbar.

Der genaue Ablauf der kernphysikalischen Reaktionen weitab der Kernstabilität ist bislang noch weitgehend ungeklärt. Daher stellt der r-Prozess gegenwärtig eine der größten Herausforderungen der experimentellen und theoretischen nuklearen Astrophysik dar. Neue Erkenntnisse kann man hier nur gewinnen, wenn es gelingt, Atomkerne mit extremem Neutronenüberschuss zu erzeugen. Dies ist nur mit äußerst intensiven Strahlen instabiler Kerne möglich, wie sie an der neuen Beschleunigeranlage FAIR zur Verfügung stehen werden. Die Kombination solcher Strahlen mit den entsprechenden Experimentiereinrichtungen erlaubt die Erzeugung und Untersuchung von Atomkernen, die sonst nur flüchtig in Supernovae existieren.