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Elemententstehung

Astronomie und Astrophysik, Nukleosynthese, Mechanismnen der Synthese der natürlich im Kosmos vorkommenden chemischen Elemente aus den elementaren Bausteinen. Alle natürlichen Elemente sind im wesentlichen auf zwei Arten entstanden: unmittelbar nach dem Urknall sowie später im Innern von Sternen und Supernovae. Die Idee der Elementsynthese unter nicht-statischen Bedingungen in einem expandierenden Gas wurde 1946 von G. Gamow entwickelt. Er nahm allerdings an, dass alle Elemente, also auch die schweren, auf diese Weise entstanden sind. Nach der heutigen Theorie kommt man zu folgender Vorstellung:

Wenige Sekunden nach dem Urknall, als die Temperatur auf ca. 1010 K abgesunken war, setzte die Entstehung der leichten Elemente ein. Es gab grosse Mengen an Elektronen und Positronen, in deren Gegenwart sich Protonen (p) und Neutronen (n) ineinander umwandeln konnten. Durch Anlagerung entstanden leichte Teilchen, zunächst vor allem Deuterium durch die Reaktion p + n  2H + g, wobei auch ein Photon g frei wurde. Oberhalb von 1010 K wird Deuterium wegen seiner geringen Bindungsenergie von 2,2 MeV noch zerstört. Durch die folgenden Reaktionen bildeten sich die Elemente Tritium, 3H, die beiden Heliumisotope 3He und 4He sowie Lithium:2H + 2H  n + 3He  3H + n3H + 2H  4He + n4He + 3H  7Li.

Unterhalb von 109 K finden kaum noch Anlagerungsreaktionen statt, so dass nach etwa drei Minuten die Bildung der leichten Elemente im Universum abgeschlossen war. Die Häufigkeiten, mit denen die Elemente nach dem Urknall entstanden sind, hingen von den atomaren Reaktionsgrössen und der Materiedichte zur damaligen Zeit ab. Insbesondere ist die Deuteriumhäufigkeit sehr empfindlich von der Dichte abhängig. In Computersimulationen lässt sich heute die Bildungsrate der Elemente sehr genau nachvollziehen. Berücksichtigt man die Expansion des Raumes und eine chemische Entwicklung des Universums, so kann man die damalige Elementhäufigkeit in Abhängigkeit von der heutigen Materiedichte in einem Diagramm auftragen (Abb.). Die ermittelten Elementhäufigkeiten lassen sich ausgezeichnet mit den Rechnungen in Einklang bringen, sofern die Materiedichte etwa 1 bis 15 % der kritischen Dichte (Weltmodelle) beträgt. Diese Reproduzierbarkeit der Elementhäufigkeiten wird als wichtiges Indiz für die Richtigkeit der Urknalltheorie angesehen.

Im Innern der Sterne werden durch thermonukleare Reaktionen Elemente ineinander umgewandelt, insbesondere werden Deuterium zerstört und die schwereren Elemente aufgebaut. Im Wasserstoffbrennen (Energieerzeugung der Sterne) wird H in 4He umgewandelt, im CNO-Zyklus entsteht aus C, N und O vornehmlich 14N. Oberhalb von 108 K entsteht durch Fusion von drei 4He-Kernen 12C. Bei noch höheren Temperaturen erfolgt der Aufbau folgender Kerne aus Alphateilchen: 20Ne, 24Mg
(bei 9 · 108 K), 28Si, 32S (bei 2 · 109 K), 56Fe(bei 4 · 109 K). Durchmischungsprozesse können diese Elemente aus dem Innern an die Oberfläche bringen, von wo aus sie eventuell über Sternwinde an die interstellare Materie abgegeben werden können. Schwerere Elemente als Eisen entstehen durch Neutroneneinfang vorwiegend in Supernovae. Man unterscheidet hierbei zwei Vorgänge: den schnellen r- und den langsamen s-Prozess. Im ersten Fall werden zwei Neutronen nahezu gleichzeitig eingefangen, wobei ein stabiles Isotop entsteht. Beim s-Prozess wird ein Neutron eingefangen, und noch bevor ein zweites eindringt, zerfällt das erste über den Betazerfall in ein Proton und ein Elektron. Es entsteht hierbei also ein instabiles Isotop. Im r-Prozess bilden sich neutronenreiche Kerne, im s-Prozess Kerne, die etwa gleichviele Neutronen wie Protonen enthalten. Sämtliche Elemente, die schwerer als Blei sind, gehen aus dem r-Prozess hervor. Neben dem Neutroneneinfang spielt der Protoneneinfang eine Rolle beim Aufbau protonenreicher Kerne. Darüber hinaus beeinflussen Photodissoziation und Spallation die Entstehungsraten der Isotope. Schwere Elemente können durch den nuklearen s-Prozess auch in Roten Riesen aufgebaut werden. [TB]

Elemententstehung

Elemententstehung: Berechnete Häufigkeiten der leichten Elemente in Abhängigkeit von der heutigen mittleren Materiedichte.

 

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