Woher stammen die Elemente im Periodensystem?

Die Reise der Elemente begann in den ersten Augenblicken des Urknalls, als unser Universum nur Sekunden bis Minuten alt war.

Das Urknallmodell geht davon aus, dass das heutige Universum durch eine gewaltige Explosion entstanden ist. (Bildnachweis: Getty Images)

Wir alle wissen, dass das Universum eine große Vielfalt an Elementen enthält, von sehr leichten Gasen wie Helium bis hin zu sehr schweren Metallen wie Blei. Doch woher kommen all die Elemente?

Die Reise der Elemente begann in den ersten Augenblicken des Urknalls, als unser Universum nur Sekunden bis Minuten alt war. Damals war das gesamte Universum auf ein Volumen zusammengepfercht, das Millionen Mal kleiner war als heute. Aufgrund der unglaublich hohen Dichte beträgt die Durchschnittstemperatur aller Materie im Universum weit über eine Milliarde Grad, was heiß genug ist, damit Kernreaktionen stattfinden können. Tatsächlich ist es so heiß, dass nicht einmal Protonen und Neutronen als stabile Einheiten existieren können. Stattdessen ist das Universum nur ein Meer aus fundamentaleren Teilchen, Quarks und Gluonen genannt, die in einem ursprünglichen Plasmazustand brodeln.

Aber das Universum wird nicht lange so bleiben. Es dehnt sich aus, was bedeutet, dass es auch abkühlt. Schließlich könnten sich Quarks verbinden und die ersten Protonen und Neutronen bilden, ohne sofort zerstört zu werden. Protonen sind etwas leichter als Neutronen, was ihnen in den Anfangsstadien der Teilchenerzeugung einen Vorteil verschafft. Wenige Minuten nach der Entstehung des Universums war es zu kalt, um neue Protonen und Neutronen zu produzieren. Daher sind diese schweren Teilchen die einzigen, die vom Universum erzeugt werden (mit Ausnahme seltener hochenergetischer Wechselwirkungen in der Zukunft).

Wenn sich die schweren Teilchen schließlich bilden würden, kämen auf jedes Neutron etwa sechs Protonen. Diese Neutronen selbst sind nicht stabil; Ihre Halbwertszeit beträgt etwa 880 Sekunden. Dann begannen einige der Neutronen zu zerfallen, und die noch nicht zerfallenen Neutronen begannen, sich mit Protonen zu verbinden und die ersten Atomkerne zu bilden. Von allen leichten Elementen hat Helium-4, das aus zwei Protonen und zwei Neutronen besteht, die größte Bindungsenergie, was bedeutet, dass es am leichtesten zu bilden und am schwersten zu zerlegen ist. Daher werden fast alle dieser Neutronen zur Herstellung von Helium-4 verwendet.

Berechnungen wie diese ermöglichen es Kosmologen, vorherzusagen, dass das Universum mit einer Mischung aus etwa 75 Prozent Wasserstoff (was nichts anderes als ein nacktes Proton ist), 25 Prozent Helium und einer kleinen Menge Lithium begann – und genau das beobachten die Astronomen.

Stellare Kernfusionssynthese

Die nächste Phase der Entstehung der Elemente musste auf die erste Generation von Sternen warten, die erst Hunderte Millionen Jahre nach dem Urknall zu leuchten begannen. Sterne beziehen ihre Energie aus der Kernfusion, bei der Wasserstoff in Helium umgewandelt wird. Bei diesem Vorgang bleibt ein wenig Energie zurück. Sterne enthalten jedoch so viel Wasserstoff, dass sie Milliarden, manchmal Billionen von Jahren brennen können.

Am Ende ihres Lebens wechseln Sterne wie die Sonne zur Kernfusion von Helium und wandeln es in Kohlenstoff und Sauerstoff um, bevor sie als planetarische Nebel sterben. Aus diesem Grund sind Kohlenstoff und Sauerstoff im Universum so reichlich vorhanden. Nach Wasserstoff und Helium sind sie die am häufigsten vorkommenden Elemente. Tatsächlich ist Sauerstoff das am häufigsten vorkommende Element auf der Erde, obwohl der größte Teil davon in Silikaten gebunden ist und den Boden unter Ihren Füßen bildet.

Massereichere Sterne – also solche mit mindestens der achtfachen Masse unserer Sonne – verschmelzen in ihrem Kern schwerere Elemente. Besonders in den letzten Wochen, Tagen und sogar Stunden ihres Lebenszyklus produzieren die massereichsten Sterne im Universum Stickstoff, Neon, Silizium, Schwefel, Magnesium, Nickel, Chrom und Eisen.

Dies ist der Endpunkt der Elementbildung in Sternen – ihre intensiven Energien reichen aus, um schwerere Elemente zu erzeugen, doch die Bildung von Elementen, die höher sind als Eisen, verbraucht eher Energie, als dass sie erzeugt wird. Daher kommen diese schwereren Elemente in den Kernen massereicher Sterne selten vor.

Elemente, die im Periodensystem schwerer als Eisen sind, entstehen beim Sterben von Sternen und zwar auf eine Vielzahl faszinierender, komplexer und spektakulärer Weisen. Kleinere Sterne stoßen aus ihren Kernreaktionszonen langsam Material nach außen aus, das in ihren gesamten Sternsystemen versprüht wird. Größere Sterne explodieren als Supernovas. Beide Tode hinterlassen Überreste – kleine Sterne hinterlassen weiße Zwerge, die fast vollständig aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehen; Größere Sterne hinterlassen unglaublich dichte Neutronenbälle, sogenannte Neutronensterne.

Gas des Begleitsterns kann vom Weißen Zwerg absorbiert werden, was zu einer Supernova-Explosion führen kann. Bei der Kollision von Neutronensternen entstehen Kilonovas und es werden enorme Energiemengen freigesetzt.

Unabhängig davon sind bei all diesen Prozessen jede Menge Strahlung, jede Menge Energie und jede Menge mit hoher Geschwindigkeit umherfliegende Teilchen im Spiel – mit anderen Worten: die perfekte Suppe für die Bildung neuer Elemente. Durch diese Katastrophen entstand der Rest des Periodensystems.

Durch diese energiereichen Ereignisse springen diese Elemente über die Grenzen ihrer Muttersterne hinaus und gelangen in die interstellare Mischung. Dort verbanden sich diese Elemente mit neuen Gaswolken, die schließlich zu neuen Sternengenerationen verschmolzen, die den Elementzyklus und die Regeneration fortsetzten und langsam das gesamte Universum bereicherten.

VON: Paul Sutter

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