Nukleosynthese

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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

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 mit einer Elementverteiulung von ca. 75 % Wasserstoff 1H und 25 % Helium 4He. Weitere sehr geringen Anteile von Deuterium (2H), 3He, Tritium (3H) und freien Neutronen (jeweils 10−4 bis 10−7), sowie noch deutlich seltenere Beryllium- und Lithiumisotope fallen kaum ins Gewicht.

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

Literatur


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