Quelltext der Seite Nukleosynthese

[[Datei:Nucleosynthesis periodic table.svg|mini|hochkant=2.25|Quellen der chemischen Elemente in unserem Sonnensystem<br /> ([https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/31/Nucleosynthesis_periodic_table.svg Link für genauen Prozentzahlen durch Überstreichen mit der Maus])]]

Die '''Nukleosynthese''' (von {{laS|nucleus|de=Kern}}, ‚[[Atomkern]]‘ und von {{grcS|σύνθεσις|sýnthesis|de=Aufbau}}, ‚Zusammenfügung‘&nbsp;– auch als '''Nukleogenese''' oder '''Elemententstehung''' bezeichnet) ist die Entstehung von Atomkernen und damit den [[Chemisches Element|chemischen Elementen]]. Man unterscheidet zwischen der
* [[Primordiale Nukleosynthese|''primordialen'' Nukleosynthese]] kurz nach dem [[Urknall]]
* und der ''stellaren'' Nukleosynthese, die hauptsächlich auf [[Kernfusion]], daneben auf [[r-Prozess|r-]], [[s-Prozess|s-]] und [[p-Prozess]]en beruht.

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

Die stellare Nukleosynthese findet im Inneren aller [[Stern]]e statt. Im Verlauf der [[Sternentwicklung|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 [[Protonenanlagerung|Protonen]]- und [[Neutroneneinfang]]reaktionen in p-, r- und s-Prozessen erzeugt.

Elemente auf der Erde bis zum Eisen (siehe [[Periodisches System der Elemente|PSE]]) 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 [[Kernreaktor]]en und in gezielten Experimenten.

== Entstehungsorte chemischer Elemente: Urknall und Sterne ==
[[Datei:Atomkernbindungsenergien pro Nukleon Hippler 2016.png|miniatur|hochkant=2|Durchschnittliche Bindungsenergie pro Nukleon in Abhängigkeit von der Nukleonenzahl des Atomkerns]]
Die Kerne chemischer Elemente schwerer als Wasserstoff entstehen laufend durch Kernreaktionen im Innern von Sternen. Noch bevor erste Sterne entstehen konnten, bildeten sich im Rahmen der [[Primordiale Nukleosynthese|primordialen Nukleosynthese]] bereits [[Deuterium]], [[Helium-3]], [[Helium-4]] sowie Spuren von [[Lithium]]-7. Diese Nukleosynthese ist Forschungsgegenstand der [[Nukleare Astrophysik|Nuklearen Astrophysik]] und spielt auf dem Gebiet der [[Kosmochemie]] eine bedeutende Rolle.

Bei der stellaren Nukleosynthese unterscheidet man zwischen zwei Untergruppen von chemischen Elementen bezüglich ihrer Entstehungsgeschichte:
* Die erste Gruppe umfasst [[Nuklid]]e, die durch meist [[exotherm]]e [[Kernfusion|Fusionsreaktionen]] zwischen geladenen Teilchen im Inneren von Sternen aus den leichten Ausgangsmaterialien aufgebaut werden. Aus diesen Reaktionen beziehen die Sterne ihre Energie, da die [[Bindungsenergie#Kernphysik|Bindungsenergie eines Atomkerns]] pro [[Nukleon]] bei Eisen und Nickel ihr absolutes Maximum erreicht (siehe Abbildung). Durch die [[Proton-Proton-Reaktion]] und den [[Bethe-Weizsäcker-Zyklus]] entstehen so Helium-4-[[Atomkern|Kerne]] in den Sternen. Durch den [[Drei-Alpha-Prozess]] entstehen in massereicheren Sternen [[Kohlenstoff]]-12-Kerne.

:Der exotherme Fusionsprozess endet etwa bei den Elementen [[Nickel]] und Eisen. Die höchste Bindungsenergie erreicht das [[Isotop]] Nickel-62. Einige endotherme Prozesse finden auch im Inneren von Sternen statt und können noch schwerere Kerne erzeugen. Es entsteht weitaus mehr Eisen-56 als Nickel-62, und der eigentliche Grund dafür und das Enden der Fusionskette liegt in den Details des Fusionsprozesses und dem starken Einfluss der [[Photodesintegration]] in diesem Bereich.<ref>{{Literatur | Autor=M. P. Fewell | Titel=The atomic nuclide with the highest mean binding energy | Jahr=1995 | Sammelwerk=American Journal of Physics | Band=63 | Nummer=7| Seiten=653–658 | DOI=10.1119/1.17828 |Sprache=en }}</ref>
* Zur zweiten Gruppe gehören die Elemente schwerer als Eisen. Ihre Bildung ([[Synthese]]) durch Kernfusion erfordert Energiezufuhr. Die nötige Energie stammt unter anderem aus Sternen-Explosionen ([[Nova (Stern)|Novae]], [[Supernovae]] u.&nbsp;a.), der Verschmelzung von [[Neutronenstern]]en<ref>{{Literatur |Autor=E. Pian, P. D’Avanzo, S. Benetti, M. Branchesi, E. Brocato |Titel=Spectroscopic identification of r-process nucleosynthesis in a double neutron-star merger |Sammelwerk=Nature |Band=551 |Nummer=7678 |Datum=2017-11 |ISSN=0028-0836 |DOI=10.1038/nature24298 |Seiten=67–70 |Sprache=en |Online=http://www.nature.com/articles/nature24298 |Abruf=2019-11-21}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=Darach Watson, Camilla J. Hansen, Jonatan Selsing, Andreas Koch, Daniele B. Malesani |Titel=Identification of strontium in the merger of two neutron stars |Sammelwerk=Nature |Band=574 |Nummer=7779 |Datum=2019-10 |ISSN=0028-0836 |DOI=10.1038/s41586-019-1676-3 |Seiten=497–500 |Sprache=en |Online=http://www.nature.com/articles/s41586-019-1676-3 |Abruf=2019-11-21}}</ref> und radioaktiven Prozessen in [[AGB-Stern]]en.<ref>{{Literatur |Autor=Maria Lugaro, Falk Herwig, John C. Lattanzio, Roberto Gallino, Oscar Straniero |Titel=s ‐Process Nucleosynthesis in Asymptotic Giant Branch Stars: A Test for Stellar Evolution |Sammelwerk=The Astrophysical Journal |Band=586 |Nummer=2 |Datum=2003-04 |ISSN=0004-637X |DOI=10.1086/367887 |Seiten=1305–1319 |Sprache=en |Online=http://stacks.iop.org/0004-637X/586/i=2/a=1305 |Abruf=2019-11-21}}</ref>

=== Urknall, Sternentstehung und -entwicklung ===
[[Datei:Universe expansion-de.svg|miniatur|hochkant=1.4|Expansion des Universums nach dem [[Urknall|Ur&shy;knall]] und der primordialen Nukleosynthese]]
Innerhalb der ersten drei Minuten nach dem [[Urknall]] entstanden bei hohen Temperaturen und Dichten vor allem [[Wasserstoff]](-Kerne) und [[Helium]](-Kerne) (siehe [[primordiale Nukleosynthese]]). Aus den  Wasserstoff- und Helium-Gaswolken bildeten sich durch Anziehungskräfte erste Sterne. In diesen Sternen entstanden durch Fusionsprozesse schwerere Elemente.

=== Synthese leichter Nuklide in jungen Sternen ===
[[Datei:Orion Nebula - Hubble 2006 mosaic 18000.jpg|miniatur|hochkant=1.4|'''Orionnebel:''' Hier entstehen aus Wasser&shy;stoff&shy;gas&shy;wolken junge, heiße Sterne. Die Fusion von Wasserstoff zu Helium setzt ein.]]
Der Wasserstoffvorrat der [[Sonne]] und der anderer Sterne erschöpft sich mit der Zeit. Wenn ein Stern in seinem Zentralbereich den größten Teil des vorhandenen Wasserstoffs zu Helium „gebrannt“ hat, endet diese erste Brennphase. Der Stern kann dann seinen inneren Druck nicht mehr aufrechterhalten und fällt unter dem Einfluss der eigenen [[Gewichtskraft|Schwerkraft]] in sich zusammen. Ab einer bestimmten Mindestmasse werden durch die Verdichtung und gleichzeitige Erhitzung Bedingungen erreicht, unter denen weitere Fusionsprozesse in Gang kommen, zunächst das so genannte [[Drei-Alpha-Prozess|Heliumbrennen]]. Je nach Ausgangsmasse setzen noch weitere Fusionsprozesse ein, siehe dazu [[Stern#Letzte Brennphasen|Stern (Letzte Brennphasen)]].

[[Thermonukleare Reaktion|Thermonukleare]] Kernfusionsreaktionen hängen sehr stark von der Temperatur im Inneren des Sterns ab. Daher bestimmt die Masse des Sterns, in welchem Maß die schwereren Elemente im Laufe des Sternenlebens gebrannt werden können. Leichtere Sterne kommen durch den geringeren Druck im Inneren oft über das Heliumbrennen nicht hinaus, Sterne wie unsere Sonne produzieren hauptsächlich die leichteren Elemente bis zum Kohlenstoff, während Sterne, die deutlich schwerer sind als die Sonne, sämtliche Elemente bis hin zum [[Eisen]] erzeugen können. Hier endet die positive Energiebilanz der Fusionsreaktionen. Der innere Kern solcher Riesensterne besteht dann aus Eisen, ihm folgen die anderen Elemente in Schichten nach außen, ein Wasserstoff-Helium-Gemisch bildet die äußerste Schicht.

Dass Sterne in ihrem Aufbau zuletzt einem Zwiebelschalenmuster entsprechen, erkannte in den 1940er Jahren [[Fred Hoyle]]. Seine Berechnungen zeigten, dass Sterne mit der fortschreitenden Aufzehrung ihres nuklearen Brennstoffs in ihrem Aufbau zunehmend uneinheitlicher werden und dass dies wieder höhere Temperaturen und Dichten in ihrem Inneren bedingt. Das Modell stimmt überraschend gut mit den gemessenen [[Elementhäufigkeit]]en im [[Universum]] überein. Wie oft sich der Zyklus aus Kontraktion, Aufheizung und Entzündung neuen, schwereren Brennstoffs wiederholt, hängt nur von der Masse des Sterns ab. Die Sternentwicklung treibt die Nukleosynthese an, und gleichzeitig treibt die Nukleosynthese wieder die Sternentwicklung.

=== Synthese schwerer Nuklide ===
==== Weiße Zwerge ====
Etwa beim Element Eisen kommt die Fusion zum Stillstand. Eine Fusion von Eisen in noch schwerere Elemente kann keine Energie mehr freisetzen, ist also als thermonuklearer Prozess nicht möglich. Der Stern erlischt und zieht sich unter seiner eigenen Schwerkraft zusammen. Sein weiteres Schicksal hängt von seiner ursprünglichen Masse ab. Bei einer Masse in der Größenordnung unserer Sonne oder darunter wird der Stern einen Teil seiner äußeren Hülle abstoßen. Er endet als schwach leuchtender [[Weißer Zwerg]], dessen weitere Abkühlung noch Milliarden von Jahren dauern kann.

==== Synthese schwerer Nuklide in Supernovae ====
[[Datei:EtaCarinae-HST-1995-09.jpg|miniatur|hochkant=1.4|Der '''Homunkulusnebel''' ent&shy;stand vor 100 bis 150 Jahren durch Eruptionen des extrem massereichen Sterns [[Eta Carinae]]. Schwere Sterne erzeugen ge&shy;gen Ende ihrer Leucht&shy;phase schwe&shy;rere [[Atomkern]]e und stoßen diese in Form von Wolken aus.]]
Hatte der Stern anfänglich eine Masse von mehr als 8 Sonnenmassen, schreitet die Kontraktion besonders schnell voran, der Stern kollabiert. Bei dieser schnellen Verdichtung wird die [[Gravitation]]senergie also sehr schnell freigesetzt, erhöht die Temperatur stark und bewirkt damit eine explosionsartige Ausweitung der möglichen Kernreaktionen im gesamten Sternvolumen. Innerhalb von ein bis zwei Tagen nimmt die Helligkeit des bis dahin unscheinbaren Sterns so stark zu, dass er, wie von [[Tycho Brahe]] 1572 beschrieben (siehe [[SN 1572]]), heller als alle Planeten erscheint und selbst am Tag mit bloßem Auge beobachtbar ist: eine [[Supernova]]. Dieser  [[Leuchtkraft]]ausbruch dauert wenige Tage. Der äußere Teil der Sternenmaterie, manchmal mehr als die Hälfte der gesamten Masse, wird in den interstellaren Raum geschleudert.

In dieser explosiven Materiewolke entsteht die zweite Gruppe, die Elemente, die schwerer als Eisen sind. Diese Reaktionen werden vor allem von [[Neutron]]en bewirkt, die unter den im Sterninneren herrschenden Bedingungen freigesetzt werden und als ungeladene Teilchen vielfältige Kernreaktionen auslösen können. Atomkerne fangen in schnell aufeinander folgenden Schritten etliche Neutronen ein ([[r-Prozess]]). In nachfolgenden [[Betazerfall|Betazerfällen]] entstehen dann aus den neutronenreichen Kernen stabile [[Nuklid]]e mit erhöhter Protonenzahl, die schweren Elemente jenseits des Eisens.

Die turbulenten Vorgänge in einer Supernova sorgen also nicht nur dafür, dass die Sterne die in ihnen gebildeten Elemente in den Weltraum freigeben, sondern sie erzeugen gleichzeitig eine ganz neue Gruppe von schweren chemischen Elementen. Supernovae sind damit die Motoren eines andauernden [[Transmutation]]sprozesses; ihr Streumaterial bildet die Ausgangsmaterie für die nächste Generation von Sternen und [[Planet]]en. Mit zunehmendem Alter des Universums nimmt daher die Menge an schweren Elementen zu. So hat die Supernova [[SN 2006gy]] in der Galaxie NGC 1260 150 Sonnenmassen gehabt und bei ihrer Explosion schätzungsweise 20 Sonnenmassen allein an [[Nickel]] in das Universum abgegeben.

In Supernovae bilden sich durch [[Spallation]] (Zertrümmerung von Atomkernen) auch die leichten Elemente [[Lithium]], [[Beryllium]] und [[Bor]], die bei den Fusionsreaktionen im jungen Stern „übergangen“ wurden.

== Entstehung der einzelnen chemischen Elementgruppen ==
Über die genauere Entstehung und Verteilung der einzelnen [[Chemisches Element|chemischen Elemente]] im Universum zeichnen Astro- und Kosmochemie folgendes Bild. Vor rund 13,8 Milliarden Jahren begann das Universum sich  von einem einzigen Punkt aus auszudehnen (Urknall, „Big Bang“), wobei es am Anfang unvorstellbare Energiemengen und -dichte aufwies (Temperatur um 10<sup>32</sup> [[Kelvin]]). Noch bevor es auch nur ein einziges Atom irgendeines Elementes gab, nur 10<sup>−32</sup> Sekunden nach dem Urknall, kühlte das Universum auf ca. 10<sup>28</sup> Kelvin ab. Unter diesen Bedingungen konnten in dem heißen „Energiebrei“ des jungen Universums erste Elementarteilchen entstehen: die [[Quark (Physik)|Quarks]], [[Gluon]]en und [[Lepton]]en.

Das Universum kühlte sich weiter ab – so weit, dass die bisher als [[Plasma (Physik)|Plasma]] vorliegenden Quarks zu Protonen und Neutronen, den [[Nukleon]]en, kondensierten. Dies geschah ca. 10<sup>−7</sup> Sekunden nach dem Urknall bei 10<sup>14</sup> Kelvin. Es entstanden aber auch Antineutron (n*) und Antiproton (p<sup>−</sup>).
Materieteilchen und Antimaterieteilchen vernichten sich seither gegenseitig unter Umwandlung in [[Energie]].
Beispiel:
:p<sup>+</sup> + p<sup>−</sup> → [[Photon]]en &nbsp;&nbsp;(= Energie)

Dieser Vorgang kann auch in umgekehrter Richtung verlaufen ([[Paarbildung (Physik)|Paarbildung]]), im expandierenden Universum verminderte sich allerdings die Temperatur, so dass der Vorgang nicht mehr thermisch abläuft. Als das Universum jedoch eine Temperatur von weniger als 10<sup>14</sup> Kelvin erreicht hatte und sich alle Antimaterieteilchen mit Materieteilchen vernichtet hatten, blieb (vermutlich durch einen Mechanismus ähnlich der [[CP-Verletzung]]) nur ein „winziger“ Rest, ein „kleiner Überschuss“ an Materie übrig. Die stabilsten und häufigsten Vertreter dieser ''normalen'' Materie sind Protonen, Neutronen und Elektronen.

=== Erste Fusionsprozesse nach dem Urknall ===
Die [[primordiale Nukleosynthese]] ist die erste Aktion nach dem Urknall. Aus den frei umherfliegenden Nukleonen entstanden nun etwa 10<sup>−2</sup> Sekunden nach dem Urknall auch Kerne von schwerem Wasserstoff ([[Deuterium]], D) und [[Helium]]isotopen (He).

Nur die Atomkerne von Wasserstoff (<sup>1</sup>H und <sup>2</sup>D) und Helium (<sup>3</sup>He und <sup>4</sup>He) neben Spuren von Lithium (<sup>7</sup>Li) wurden während dieser primordialen Nukleosynthese gebildet – in einem Verhältnis von 25 Prozent Helium-4 und 75 Prozent Wasserstoff. Die heute zu beobachtenden schwereren Elemente stammen also aus Fusionsreaktionen in Sternen und damit aus viel späterer Zeit. Die erste Fusion von Wasserstoff zu Helium geschah somit lange bevor sich aus dem Wasserstoffgas erste Fixsterne bilden konnten: Die [[primordiale Nukleosynthese]] dauerte nur etwa drei Minuten und fand gleichzeitig überall im gesamten Universum statt. Die Temperatur betrug zu diesem Zeitpunkt noch 10<sup>10</sup> Kelvin. Danach fielen Temperatur und Dichte des Universums unter für die für eine [[Kernfusion]] erforderlichen Werte.

Fünf Minuten nach dem Urknall ist die Teilchendichte des Universums dann so weit gesunken, dass die primordiale Nukleosynthese endete. Die noch übrig gebliebenen freien Neutronen zerfielen im Verlauf der nächsten Minuten.

Als die Temperatur <math>T</math> unter die entsprechende Bindungsenergie (E&nbsp;>&nbsp;k<sub>B</sub>T) der Hüllenelektronen gesunken war, vereinigten sich die Atomkerne mit Elektronen zu den ersten Atomen
:p<sup>+</sup> + e<sup>−</sup> → H-Atom &nbsp;&nbsp;(Wasserstoff).

Das Zeitalter der atomaren Materie begann mit dem chemischen Element Wasserstoff. Dass die Häufigkeit von Lithium in den Atmosphären früher Sterne um den Faktor zwei bis drei geringer ist, als die gegenwärtigen Modelle der kosmologischen Nukleosynthese vorhersagen (die sich beim Häufigkeitsverhältnis von Wasserstoff zu Helium als zuverlässig erwiesen haben), wird als [[Primordiales Lithiumproblem]] bezeichnet.

=== Erste stellare Kernfusion: Wasserstoff fusioniert zu Helium ===
{{Hauptartikel|Wasserstoffbrennen}}
Das All dehnt sich seit dem Urknall aus und kühlt ab. Es dauerte 10<sup>13</sup> Sekunden (300.000 Jahre), bis sich das Gasgemisch aus Wasserstoff (H) und einigen Prozent Helium (He) aufgrund der [[Gravitation]]swirkung zu dichten Wolken zusammenziehen konnte. Dies ging mit einer so starken Temperaturerhöhung einher, dass in ihren Zentren schließlich die notwendige Aktivierungsenergie für weitere Fusionsprozesse zur Verfügung stand. Sterne leuchteten auf, wie im [[Orionnebel]], und in ihnen verschmolzen beim so genannten stellaren Wasserstoffbrennen die Atomkerne von ''Wasserstoff'' zu ''Helium'' – die dafür nötige Temperatur liegt bei ca. 10 Millionen Kelvin.

Wenn [[Deuterium]] D beteiligt ist, wird der entsprechende Prozess auch „'''Deuteriumbrennen'''“ genannt.

'''Reaktionen (Auswahl)'''
:{|
| D + D || align="center" width="30" | → || T || + p || + {{0}}4,03 MeV
|-
| D + T || align="center" width="30" | → || <sup>4</sup>He || + n || + 17,588 MeV || (größter Wirkungs&shy;querschnitt)
|-
| D + D || align="center" width="30" | → || <sup>3</sup>He || + n || + {{0}}3,268 MeV
|-
| D + <sup>3</sup>He || align="center" width="30" | → || <sup>4</sup>He || + p || + 18,34 MeV
|}

Auch in der Sonne finden unter Energiefreisetzung Fusionsreaktionen mit dem Produkt <sup>4</sup>He statt, und zwar in Form der [[Proton-Proton-Reaktion]]. Zudem findet in der Sonne ein Kohlenstoff-katalysierter Fusionszyklus statt, der CNO- oder [[Bethe-Weizsäcker-Zyklus]], der etwa 1,6 Prozent der Energie des Sonnenhaushalts ausmacht.
Sterne mit weniger als 0,08 Sonnenmassen erreichen das Stadium der Wasserstoff-Fusion übrigens nie – sie werden [[Brauner Zwerg|Braune Zwerge]] genannt.

Die Asche beider Formen des Wasserstoffbrennens ist Helium <sup>4</sup>He. Wenn der Wasserstoffvorrat unserer [[Sonne]] in rund 5 Milliarden Jahren ausgebrannt sein wird, dann wird ihr Kern nur noch aus Helium bestehen. Sie wird sich dabei so weit aufblähen, dass sie die inneren Planeten Merkur und Venus verschluckt, dass ihre Scheibe am irdischen Himmel über 100-mal größer sein wird als heute.

=== Heliumbrennen ===
{{Mehrere Bilder
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 | Richtung    = horizontal
 | Kopfzeile   = Beteigeuze und Rigel im Wintersternbild Orion
 | Kopfzeile_align = center
 | Breite      = 
 | Hintergrund = 
 | unten       = 
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 | Bild1       = OrionWÄCHTER.jpg
 | Untertitel1 = [[Beteigeuze]]: rötlich, oben links<br />[[Rigel]]: unten rechts &nbsp;(fotogr. Aufnahme)
 | Breite1     = 220
 | Bild2       = Position Alpha Ori.png
 | Untertitel2 = Beteigeuze α: oben links <big>'''⇧'''</big><br />Rigel β: unten rechts &nbsp;(Sternkarte)
 | Breite2     = 261
}}

{{Hauptartikel|Heliumbrennen}}
Ein Beispiel ist [[Beteigeuze]] im Orion, ein aufgeblähter Riesenstern (Spektralklasse M2, 700- bis 1000-facher Sonnendurchmesser), er besteht fast nur noch aus Helium und weist kaum noch Wasserstoffvorräte auf.
Am Ende der Lebenszeit eines Sterns, wenn der Wasserstoff aufgebraucht ist, bläht ein Stern sich auf und im nun noch komprimierteren Zentrum setzt eine neue Kernreaktion ein: Das Heliumbrennen. Zusätzliche Energie kommt nun aus der Fusion von Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff (durch den [[Drei-Alpha-Prozess]]).
Sterne der ersten Generation enthielten zunächst nur leichtere Elemente – Isotope von Kohlenstoff, Sauerstoff und schwereren Elementen kamen nur in Sternen späterer Generationen vor. Die Heliumfusion zu „Metallen“ wie Kohlenstoff, Sauerstoff und – später – auch zu Silicium liefert weniger Energie als das Wasserstoffbrennen. Sie benötigt höhere Drücke und Temperaturen als die Wasserstofffusion.

In der [[Astronomie]] bezeichnet man übrigens anders als in der Chemie jedes chemische Element mit einer [[Ordnungszahl]] höher als Helium als „Metall“, und die [[Metallizität]] gibt an, wie hoch der Gehalt eines Sternes an Elementen ist, die schwerer als Helium sind. Nur Wasserstoff und Helium sind ja – zusammen mit einigen Spuren von Lithium – die einzigen Elemente, welche im Universum nach dem Urknall vorhanden sind. Alle weiteren Elemente stammen aus ehemaligen Sternen, in denen sie durch [[Kernfusion]] erzeugt wurden, oder aus [[Supernova]]-Explosionen. Die Metallizität von Objekten des Weltraums kann daher auch als [[Indikator (Chemie)|Indikator]] für seine stellare Aktivität aufgefasst werden.

=== Entstehung der „Metalle“ ===
Schwerere Sterne können einen höheren [[Gravitationsdruck]] aufbauen, was die Fusion von schwereren Elementen bis zur [[Massenzahl]] 60 ermöglicht.
Im Zentrum von Sternen ab 0,4 Sonnenmassen wird nach dem Wasserstoffbrennen zunächst die Kernreaktion von Helium zu Kohlenstoff möglich. Ab 0,7 Sonnenmassen wird die Kohlenstoff-Fusion, bei der je zwei Kohlenstoff-Atome zu Neon, Helium oder Natrium und Protonen sowie Magnesium und Protonen oder Neutronen fusionieren, möglich. Nach Wasserstoff und Helium sind daher die Elemente Kohlenstoff, Neon, Natrium und Magnesium die nächst häufigsten Grundstoffe im Universum, gefolgt von den Elementen Sauerstoff, Silicium, Phosphor und Schwefel.

Im Zuge des Heliumbrennens entsteht auch Sauerstoff. Ab etwa 1,4 Milliarden Kelvin verschmelzen je zwei Sauerstoff-Atomkerne (unter Abgabe von Helium, Wasserstoff, Protonen und Neutronen) zu Silicium-28, Phosphor-31 oder den beiden Schwefelisotopen Schwefel-31 und -32, unter Umständen auch zu Chlor und Argon.

[[Beteigeuze]], der rote Schulterstern im Sternbild Orion, ist vermutlich ebenso ein solcher Stern wie [[Antares]], der tiefrot strahlende Hauptstern im Skorpion. Beide gehören zur Kategorie [[Roter Riese]], haben fast allen Wasserstoff verbraucht und das Heliumbrennen begonnen. Ein solcher Stern rußt: [[Kohlenstoff]] wird in ihm gebildet, und Ruß wird auch durch den Sternenwind aus ihm freigesetzt.

Sterne mit über 10 Sonnenmassen erreichen Zentraltemperaturen, in denen der Aufbau von Elementen bis hin zum [[Eisen]] möglich wird, und zwar umso schneller, je massereicher sie bei ihrer Bildung waren. Ein Stern mit 20 Sonnenmassen schleudert bei seiner Explosion als [[Supernova]] schließlich mehrere Sonnenmassen Materie in das All.
Aus den Fetzen einer solchen Supernova-Explosion muss sich unsere Sonne einst als Stern der 3. oder 4. Generation gebildet haben – die Kosmochemie versucht, die Entstehung des Sonnensystems anhand der Häufigkeitsverteilung der [[Isotop]]e aus jener Supernova-Explosion zu rekonstruieren. Bei Temperaturen von über 4 Milliarden Kelvin entstanden hier auch noch schwerere Elemente als nur [[Eisen]], wobei schwere Atomkerne unter Energieaufnahme aus der Explosion beispielsweise zu [[Uran]]atomen verschmelzen: Bei jeder Atombombenexplosion und in jedem Kernkraftwerk können wir also aus den Brennelementen nur diejenigen Energien gewinnen, die bei der Explosion von Supernovae in jene überschweren Atomkerne hineingebrannt wurde – das thermonukleare Urfeuer, aus dem unser Sonnensystem entstand.

=== Das Kohlenstoffbrennen ===
{{Hauptartikel|Kohlenstoffbrennen}}
Das ''Kohlenstoffbrennen'' ist eine [[Kernfusion]]sreaktion im Anschluss an das Heliumbrennen, durch die in massereichen Sternen mit einer Ausgangsmasse von mindestens 4 [[Sonnenmasse]]n durch Fusion von Kohlenstoff [[Energie]] und schwerere Elemente erzeugt werden. Es tritt ein, nachdem die Fusion leichterer Elemente zum Erliegen gekommen ist. Es setzt hohe Temperaturen von über 6&#8239;·&#8239;10<sup>8</sup>&nbsp;Kelvin und Dichten von über 2&#8239;·&#8239;10<sup>8</sup>&nbsp;kg/m³ voraus. Beim Kohlenstoffbrennen werden in einer Reihe von Reaktionen jeweils zwei [[Kohlenstoff]]kerne <sup>12</sup>C in andere Kerne umgewandelt – so entstehen die Elemente <sup>24</sup>[[Magnesium|Mg]] (auch das Isotop <sup>23</sup>Mg), <sup>23</sup>[[Natrium|Na]], <sup>20</sup>[[Neon|Ne]] und <sup>16</sup>[[Sauerstoff|O]]

Das Kohlenstoffbrennen setzt erst ein, wenn das Heliumbrennen zum Stillstand gekommen ist. Während des Heliumbrennens wandeln die inzwischen roten, aufgeblähten Riesensterne Helium (He) immer schneller in Kohlenstoff und Sauerstoff um, bis nicht mehr genug Helium vorhanden ist, um die Fusion aufrechtzuerhalten: Der Kollaps setzt ein. Der inaktive, hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehende Kern stürzt daraufhin durch die [[Gravitation]]skraft in sich zusammen, was einen Temperatur- und Dichteanstieg bewirkt, bis schließlich die Entzündungstemperatur für das Kohlenstoffbrennen erreicht ist. Durch den daraufhin erzeugten [[Strahlungsdruck]] stabilisiert sich der Kern, und seine weitere Kontraktion wird vorübergehend gestoppt. Durch die Temperaturerhöhung im Inneren des Sterns kann in einer Schale um den Kernbereich wieder das Heliumbrennen einsetzen, jetzt als so genanntes [[Schalenbrennen]].

=== Neonbrennen ===
{{Hauptartikel|Neonbrennen}}
Während des Kohlenstoffbrennens reichert sich der Kernbereich mit den Reaktionsprodukten Sauerstoff, [[Magnesium]] und [[Neon]] (Ne) an, bis nach einigen tausend Jahren der Kohlenstoff aufgebraucht ist und sich der Kern abkühlt und wieder zusammenzieht. Diese Kontraktion bewirkt einen Temperaturanstieg, bis das Neonbrennen einsetzen kann. Um den Kern des Sterns setzt dann wiederum das Schalenbrennen von Kohlenstoff, weiter außen von Helium und Wasserstoff ein.

Sterne mit Massen zwischen 4 und 8 Sonnenmassen werden dabei nun instabil und stoßen ihre äußeren Hüllen über einen starken [[Sternwind]] ab, wodurch ein [[planetarischer Nebel]] gebildet wird. Zurück bleibt der Kern des Sterns als [[weißer Zwerg]], bestehend aus Sauerstoff, Neon und Magnesium.
Sterne mit Massen größer als 8 Sonnenmassen fahren mit dem Neonbrennen fort und fusionieren schließlich alle leichteren Elemente bis hin zu Eisen. Die einzelnen Brennphasen gehen dabei immer schneller ineinander über.

=== Sauerstoffbrennen ===
{{Hauptartikel|Sauerstoffbrennen}}
Das ''Sauerstoffbrennen'' betrifft [[Stern]]e mit einer Ausgangsmasse von mindestens 8 [[Sonnenmasse]]n. Es setzt ein, nachdem die leichteren Elemente durch andere Fusionsprozesse umgewandelt wurden. Voraussetzung für das Sauerstoffbrennen sind hohe Temperaturen von mindestens 1,5&#8239;·&#8239;10<sup>9</sup>&nbsp;Kelvin und hohe Dichten von mindestens 10<sup>10</sup>&nbsp;kg/m<sup>3</sup>.

Beim Sauerstoffbrennen fusionieren jeweils zwei Sauerstoffkerne <sup>16</sup>O zu verschiedenen neuen Kernen, darunter [[Schwefel]] (S), [[Phosphor]] (P), [[Silicium]] (Si) und [[Magnesium]] (Mg). Dabei werden zudem [[Gammastrahlung|Gammaquanten]], Neutronen n, Protonen oder Wasserstoffkerne <sup>1</sup>H (Proton) und [[Alphastrahlung|Alphateilchen]] ([[Helium]]kerne) <sup>4</sup>He frei.

Während des vorangegangenen Neonbrennens bildete sich ein inaktiver Kern aus Sauerstoff und Magnesium im Zentralbereich des Sterns. In Ermangelung weiteren Brennstoffs kommt das Neonbrennen zum Erliegen. Der [[Strahlungsdruck]] reicht nun nicht mehr aus, um der [[Gravitation]] der eigenen Masse entgegenzuwirken, und der Kern wird weiter zusammengedrückt. Dies bewirkt einen neuerlichen Temperatur- und Dichteanstieg, bis die Entzündungstemperatur für das Sauerstoffbrennen erreicht ist und sich der Stern wieder stabilisiert. Um den Kern setzt im so genannten [[Schalenbrennen]] wieder das [[Neonbrennen]] ein; nach außen folgen Schalen mit Kohlenstoff-, Helium- und Wasserstoff-Fusionsprozessen.

Das Sauerstoffbrennen währt nur wenige Jahre. Während dieser Zeit reichert sich der Kern mit Silicium an, bis der Sauerstoff verbraucht ist. Danach kühlt der Kern erneut ab und wird durch die Gravitation komprimiert, bis das letzte Brennstadium einsetzt, das Siliciumbrennen.

=== Siliciumbrennen ===
{{Hauptartikel|Siliciumbrennen}}
Das ''Siliciumbrennen'' erfordert im Sternzentrum sehr hohe Temperaturen von mindestens 2,7&#8239;·&#8239;10<sup>9</sup>&nbsp; Kelvin und eine extrem hohe Dichte von mindestens 3&#8239;·&#8239;10<sup>10</sup>&nbsp;kg/m<sup>3</sup>. Aufgrund ihrer großen Coulomb-Abstoßung können zwei <sup>28</sup>Si–Kerne nicht direkt miteinander reagieren,<ref name=Bodansky>{{Literatur
| Autor=Bodansky, David and Clayton, Donald D. and Fowler, William A.
| Titel=Nucleosynthesis During Silicon Burning
| Sammelwerk=Physycal Review Letters
| Band=20
| Nummer=4
| Datum=1968
| Sprache=en
| Seiten=161--164
| DOI=10.1103/PhysRevLett.20.161
}}</ref>
stattdessen werden die beim Sauerstoffbrennen erzeugten Kerne durch [[Photodesintegration]] von Photonen zerstört. Die Bruchstücke lagern in einer Reihe von Schritten Alpha-Teilchen, Protonen oder Neutronen an. Dadurch wird letztendlich das [[Eisen]]isotop <sup>56</sup>Fe erreicht.<ref name=Karttunen>{{Literatur
| Autor=Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner
| Titel=Fundamental Astronomy
| Auflage= 5
| Verlag= Springer
| Ort= Berlin / Heidelberg / New York
| Datum= 2007
| Sprache=en
| Kapitel= 10.3 Stellar Energy Sources
| Seiten=237
| ISBN=978-3-540-34143-7
| Originaltitel=Tähtitieteen perusteet
| Originaljahr=2003
| Originalort=Helsinki
| Originalsprache=fi
}}</ref>
<!--Zwei Siliciumkerne <sup>28</sup>Si verschmelzen dabei zu [[Nickel]] <sup>56</sup>Ni, das durch zwei Betazerfälle unter Freisetzung von [[Positron]]en e<sup>+</sup> und [[Neutrino|Elektronneutrinos]] über [[Cobalt]] <sup>56</sup>Co schließlich in [[Eisen]] <sup>56</sup>Fe umgewandelt wird.-->

Das Siliciumbrennen folgt auf das Sauerstoffbrennen, welches bei Versiegen des Sauerstoffs im Zentralbereich des Sterns endet. Wie auch am Ende der vorangegangenen Brennphasen wird der nun siliciumreiche Kern wegen des fehlenden [[Strahlungsdruck]]s durch die [[Gravitation]] weiter komprimiert. Temperatur und Dichte steigen dadurch, bis die Voraussetzungen für das Siliciumbrennen erreicht ist. Der Stern gelangt damit ein letztes Mal in ein hydrostatisches Gleichgewicht zwischen Gravitation und Strahlungsdruck. Während des Siliciumbrennens im Kern laufen weiterhin in Schalen um den Kern herum das Sauerstoff-, Neon-, Kohlenstoff-, Helium- und Wasserstoffbrennen ab.

Das Siliciumbrennen stellt das Ende der thermonuklearen Brennprozesse dar. Der Vorrat an Kernbrennstoff im Inneren wird beim Siliciumbrennen je nach Masse des Sterns in wenigen Stunden bis zu wenigen Tagen aufgebraucht, und dem Gravitationskollaps folgt die gewaltigste Explosion, die man im Universum kennt: eine [[Supernova]] des Typs II.

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=== Entstehung schwerster Elemente in Supernovae ===
{{Hauptartikel|Supernova}}

Elemente mit größeren Massenzahlen als 60 können hingegen durch stellare Brennprozesse nicht mehr entstehen. Die Fusion der entsprechenden Kerne verbraucht Energie ([[Endotherme Reaktion|endotherm]]), statt sie freizusetzen.
Da Elemente mit höheren Massenzahlen existieren, muss es weitere Möglichkeiten der Nukleosynthese geben. Nachdem der Stern vollkommen ausgebrannt ist, erlischt er nun endgültig. Der stabilisierende Strahlungsdruck fällt weg, und es kommt zum Kernkollaps. Er zieht sich unter Einwirkung seiner eigenen Schwerkraft zusammen.
* Bei einer Masse, die in der Größenordnung unserer Sonne oder darunter liegt, wird der Stern einen Teil seiner äußeren Hülle abstoßen. Er endet als schwach leuchtender [[Weißer Zwerg]], dessen weitere Abkühlung Milliarden von Jahren dauert.
* Bei einer Masse ab 8 Sonnenmassen schreitet die Kontraktion sehr schnell voran, der Stern implodiert. Bei dieser Verdichtung wird eine große Menge an Gravitationsenergie freigesetzt, die für eine beträchtliche Erhöhung der Temperatur und damit für eine explosionsartige Ausweitung der möglichen Kernreaktionen im gesamten Sternvolumen sorgt. Innerhalb von ein bis zwei Tagen nimmt die Helligkeit des bis dahin unscheinbaren Sterns so gewaltig zu, dass er, wie von [[Tycho Brahe]] 1572 beschrieben, heller als alle Planeten erscheint und selbst am Tag mit bloßem Auge beobachtbar ist. Dieser gewaltige [[Leuchtkraft]]ausbruch dauert nur wenige Tage. Eine ''[[Supernova]]'' ist entstanden, bei der der äußere Teil der Sternenmaterie, manchmal mehr als die Hälfte seiner gesamten Masse, in den interstellaren Raum geschleudert wird.

In dieser explosiven Materiewolke entsteht nun die zweite Gruppe von Elementen, die schwerer als Eisen sind. Sie werden vielmehr durch [[Neutronenanlagerung|Neutronen]]- ([[S-Prozess|s-]] und [[r-Prozess]]) und [[Protonenanlagerung]] ([[p-Prozess]]) gebildet. An diesen Reaktionen sind vor allem die [[Neutron]]en beteiligt, die im Inneren des zerberstenden Sterns unter den dort herrschenden extremen Bedingungen freigesetzt werden und als ungeladene Teilchen vielfältige Kernreaktionen auslösen können. Geraten Atomkerne in einen solchen Neutronenfluss, so fangen sie, ähnlich wie in einem [[Kernreaktor|Reaktor]], in schnell aufeinander folgenden Schritten etliche Neutronen ein. In nachfolgenden Betazerfällen entstehen aus den neutronenreichen Kernen stabile [[Isotop]]e mit erhöhter Protonenzahl, die letzten, schweren Elemente jenseits des Eisens.

Die turbulenten Zustände in den Materiewolken der Supernovae sorgen nicht nur dafür, dass die Sterne die in ihnen gebildeten Elemente in die Weiten des Universums freigeben, sondern sie erzeugen gleichzeitig eine ganz neue Gruppe von schweren chemischen Elementen. Supernovae am Ende der stellaren Nukleosynthese sind damit die Motoren eines bis in die ferne Zukunft währenden Schöpfungsprozesses; ihr Streumaterial bildet die Ausgangsmaterie für die nächste Generation von Galaxien, Sternen und Planeten.

== Literatur ==
* {{Literatur|Autor=[[Margaret Burbidge]], [[Geoffrey Burbidge|Geoffrey Ronald Burbidge]], [[William Alfred Fowler]], [[Fred Hoyle]]|Titel=Synthesis of the Elements in Stars|Sammelwerk=Reviews of Modern Physics|Band=29|Nummer=4|Jahr=1957|Seiten=547–650|DOI= 10.1103/RevModPhys.29.547|Sprache=en|Kommentar=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.

== Einzelnachweise ==
<references />

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[[Kategorie:Astrophysikalischer Prozess]]