Die Elemente leichter als Kohlenstoff (Wasserstoff, Helium, Lithium, Beryllium und Bor) wurden schon unmittelbar nach dem Urknall vor etwa 13,8 Milliarden Jahren gebildet. Die Elemente von Kohlenstoff bis Eisen werden im zunehmend heißer werdenden Innern von Sternen durch die Verschmelzung von leichteren Elementen erzeugt.
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Kernfusion als Elementschmiede
Diese Fusionsprozesse bilden die fundamentale Energiequelle der Sterne und bestimmen ihre Entwicklung. Dabei werden mehrere aufeinanderfolgende Brennphasen durchlaufen: Im Wasserstoffbrennen wird Helium erzeugt, das in der nächsten Phase, dem Heliumbrennen, zu Kohlenstoff fusioniert. Leichte Sterne wie die Sonne können keine weitere Brennphase zünden.
Dass in unserem Sonnensystem trotzdem schwerere Elemente vorhanden sind, liegt daran, dass diese schon in der Staubwolke waren, aus der es vor etwa 4,5 Milliarden Jahren entstanden ist. Elemente, die schwerer sind als Kohlenstoff, entstehen in Sternen, die mehr als achtmal schwerer sind als die Sonne. Auf das Neonbrennen folgt das Sauerstoffbrennen und schließlich das Siliziumbrennen. Dabei entsteht das am stärksten gebundene Element Eisen.
Technetium und die Roten Riesen
Um die schweren Elemente bis hin zu Bismut zu erzeugen, muss viel Energie aufgewendet werden. Das Licht der Sterne zeigt uns, in welcher Sternentwicklungsphase schwere Elemente erzeugt werden. Nehmen wir zum Beispiel das Element Technetium. Von ihm gibt es keine stabilen Isotope, es zerfällt nach einigen Millionen Jahren.
Im Sonnensystem, und damit auch auf der Erde, kommt Technetium nicht dauerhaft vor, weil das bei der Entstehung der Erde vorhandene Material in den vergangenen vier Milliarden Jahren zerfallen ist. Mitte des 20. Jahrhunderts aber entdeckte der Physiker Paul Willard Merrill den Fingerabdruck von Technetium in den Spektren von Roten Riesen. Da Rote Riesen schon einige Milliarden Jahre alte Sterne sind, müssen sie das Element Technetium demnach frisch erzeugen.
Vom Eisen zum Bismut
Etwa die Hälfte der Elemente, die schwerer als Eisen sind, wird im sogenannten s-Prozess erzeugt. Dieser Prozess startet bei Eisen und produziert sukzessive die schwereren Kerne. Um den Ablauf des Prozesses zu verstehen, muss man sich die Elemente genau anschauen: Eisen beispielsweise besteht aus 26 Protonen. Hinzu kommen unterschiedliche Anzahlen von Neutronen.
Das häufigste Eisenisotop, Eisen-56, besitzt 30 Neutronen. Aber auch Eisenkerne mit 28, 31 und 32 Neutronen sind stabil. Alle anderen Kombinationen von 26 Protonen und X Neutronen sind nicht stabil, was bedeutet, dass diese Kerne nach einer bestimmten Zeit zerfallen. Genauso verhält es sich auch für die anderen Elemente. Die meisten Elemente haben mehr als eine stabile Zusammensetzung im Kern.
In einem Roten Riesen sind freie Neutronen vorhanden. Diese können zum Beispiel auf einen Kryptonkern treffen und eingefangen werden. So entsteht der nächstschwere Kryptonkern. Jeder Kern fängt etwa einmal alle zehn Jahre ein Neutron ein. Nach einem oder mehreren Neutroneneinfängen wird schließlich ein instabiler Kern erzeugt, der zum nächstschweren Element, in diesem Fall Rubidium, zerfällt. Der Rubidiumkern kann wiederum Neutronen einfangen. Auf diese Weise werden sukzessive schwerere Elemente bis hin zu Bismut erzeugt
Kathrin Göbel und René Reifarth / Forschung Frankfurt
Stand: 16.12.2016
