Nukleosynthese

Quellen der chemischen Elemente in unserem Sonnensystem
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Die Nukleosynthese (von lat. nucleus ‚Kern‘, ‚Atomkern‘ und von altgriech. synthesis ‚Aufbau‘, ‚Zusammenfügung‘ – auch als Nukleogenese oder Elemententstehung bezeichnet) ist die Entstehung von Atomkernen und damit den chemischen Elementen. Man unterscheidet zwischen der

• primordialen Nukleosynthese kurz nach dem Urknall
• und der stellaren Nukleosynthese, die hauptsächlich auf Kernfusion, daneben auf r-, s- und p-Prozessen beruht.

Die primordiale Nukleosynthese setzte ein, als die Temperatur im Universum so weit gesunken war, dass Deuterium nicht mehr durch hochenergetische Photonen zerstört wurde. Sie endete etwa drei Minuten nach dem Urknall.

Die stellare Nukleosynthese findet im Inneren aller Sterne statt. Im Verlauf der Entwicklung eines Sterns gibt es charakteristische Kernfusionen; zunächst entsteht Helium, später schwerere Elemente bis zum Eisen, wobei Energie frei wird, die der Stern als Strahlung abgibt (die ihn „zum Stern macht“).

Für die Kernfusion zu Elementen mit höherer Ordnungszahl als Eisen wird dagegen Energie benötigt. Sie entstehen nicht bei der stellaren Nukleosynthese, sondern am Ende der Lebenszeit des Sterns bei dessen Sternexplosion zur Supernova; das geschieht aber nur bei Sternen, die dafür groß genug sind. Die schweren Elemente werden dabei durch Protonen- und Neutroneneinfangreaktionen in p-, r- und s-Prozessen erzeugt.

Elemente auf der Erde bis zum Eisen können im Laufe des Lebens unseres Sonnenvorgängers in seinem Inneren entstanden sein; alle Elemente auf der Erde mit höheren Ordnungszahlen als Eisen stammen aus dessen Supernovaexplosion. Noch schwerere, stets radioaktive Elemente entstehen künstlich in Kernreaktoren und in gezielten Experimenten.

Siehe auch

• Nukleosynthese - Artikel in der deutschen Wikipedia

Literatur

•  Margaret Burbidge, Geoffrey Ronald Burbidge, William Alfred Fowler, Fred Hoyle: Synthesis of the Elements in Stars. In: Reviews of Modern Physics. 29, Nr. 4, 1957, S. 547–650, doi:10.1103/RevModPhys.29.547. Die Arbeit ist auch als B²FH bekannt.
• Claus E. Rolfs, William S. Rodney: Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics (Theoretical Astrophysics Series). Univ. of Chicago Pr., Chicago 1988, ISBN 0-226-72456-5.
• Heinz Oberhummer: Kerne und Sterne: Einführung in die nukleare Astrophysik. Barth, Leipzig/Berlin/Heidelberg 1993, ISBN 3-335-00319-5.
• Vanessa Hill: From lithium to uranium – elemental tracers of the early chemical evolution. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2005, ISBN 0-521-85199-8.
• Andrew McWilliam, Michael Rauch: Origin and evolution of the elements. Cambridge Univ. Pr., Cambridge 2004, ISBN 0-521-75578-6.
• Bernard E. J. Pagel: Nucleosynthesis and chemical evolution of galaxies. Cambridge Univ. Press, Cambridge 1997, ISBN 0-521-55958-8.

Stellare Nukleosynthese

Wasserstoffbrennen | Heliumbrennen | Kohlenstoffbrennen | Neonbrennen | Sauerstoffbrennen | Siliciumbrennen