Nukleosynthese I - primordiale Elemententstehung

 

"Wir sind Sternenstaub" - so ist es in beinah jedem zweiten populärwissenschaftlichen Astronomiebuch zu lesen. Gemeint ist damit, daß die chemischen Elemente, aus denen nicht nur wir Menschen bestehen, sondern auch unser Heimatplanet, auf dem wir wandeln, nur deshalb existieren, weil sie in den Sternen "gebacken" werden. Die Frage, woher unsere Elemente kommen, ist spannend - es lohnt sich, einen kleinen Blick darauf zu werfen.

Die Kategorisierung als "Sternenstaub" ist nicht für alle Elemente zutreffend. Vielmehr hat jedes einzelne Element (genaugenommen sogar jedes Nuklid - ein Nuklid ist eine Sorte Atomkerne mit einer charakteristischen Anzahl an Protonen und Neutronen) seine eigene Geschichte der Herkunft. Sie alle lassen sich grob in drei Kategorien einteilen:

  • diejenigen Elemente, die in der Frühphase des Universums im freien Raum erzeugt wurden (primordiale Elemente).
  • jene Elemente, die als Produkte von Fusionsprozessen, die im Inneren von Sternen ablaufen, anzusehen sind.
  • Elemente, die über Teilchenanlagerung oder Spallation synthetisiert werden, meist im Inneren von Roten Riesen oder bei Supernovae.

Zu den primordialen Nukliden werden allgemein 5 Nuklide gezählt: H (Wasserstoff), D (Deuterium), He-3, He-4 (jeweils Heliumisotope) und Li-7 (Lithium). Nur diese Nuklide sind in der Frühphase des Universums in nennenswerter Anzahl entstanden, wobei H und He-4 den Löwenanteil ausmachen.

Die Entstehung der primordialen Elemente kann mit dem weitgehend akzeptierten Heißen-Urknall-Modell erklärt werden, wonach das Universum in seiner Frühphase extrem dicht und heiß war und seitdem unablässig expandiert und dabei abkühlt. Welches primordiale Nuklid in welcher Menge erzeugt wurde, hängt dabei von mehreren Faktoren ab.

  • Sobald die Temperatur hinreichend abgekühlt war, bildeten sich die Bausteine unsere bekannten Materie: die Protonen (p) und die Neutronen (n), zusammenfassend auch Nukleonen genannt. Zunächst befanden sich diese Teilchen im thermischen Gleichgewicht; sie konnten sich unter ständigen Stößen ineinander umwandeln: aus einem Proton und einem Elektron wurde ein Neutron + ein Neutrino und umgekehrt, sowie aus einem Neutron und ein Positron wurde ein Proton und ein Antineutrino. Die Häufigkeit von Neutronen und Protonen war in etwa gleichverteilt.
  • Mit weiterer Expansion und damit weiterem Abkühlen sank die Stoßwahrscheinlichkeit und -energie: durch die länger werdende Zeit zwischen zwei Stößen erlangt nun die Tatsache Tragweite, daß freie Neutronen im Gegensatz zu Protonen instabil sind, und zwar mit einer Halbwertszeit von etwa 11 Minuten. Damit bekommt unser Teilchenzoo einen Protonenüberschuß. Quantitativ läßt sich dieser Protonenüberschuß berechnen, in dem man Ratengleichungen aufstellt, in die die Dichte, die Temperatur, Wirkungsquerschnitte für Reaktionen, die Halbwertszeit des Zerfalls freier Neutronen und ein paar weitere Faktoren einfließen.
  • Zur Bildung von Atomen müssen Nukleonen sich miteinander verbinden. Dies geschieht wiederum bei Stößen. Aus einem Proton und einem Neutron kann so z.B. ein Deuteriumkern entstehen, aus zwei Deuteriumkernen ein Heliumkern, usw. Bei sehr hohen Energien können bei solchen Stößen die Atomkerne jedoch auch wieder zertrümmert werden, d.h. ein Aufbau von Atomkernen findet in dieser Phase noch nicht statt. Erst wenn die Temperatur eine bestimmte Schwelle unterschritten hat, führt die Verschmelzung von Nukleonen und Atomkernen zur Bildung "höherer" Atomkerne, denn dann bekommt der Umstand Bedeutung, daß bei der Verschmelzung Energie freigesetzt wird. Konkret: für die Verschmelzung wird weniger Energie benötigt als für die Zertrümmerung; es gibt einen Überschuß an Verschmelzungen und der Aufbau der Kerne kann beginnen.
  • Für die Bildung von Elementen schwerer als Lithium-7 in nennenswerter Anzahl war die Zeitspanne mit ausreichender Temperatur zu kurz. Unterhalb einer Schwellentemperatur ist nämlich die Bewegungsenergie zu niedrig, als daß die (positiv geladenen!) Stoßpartner die Coulomb-Abstoßung hätten überwinden können, um danach zu verschmelzen und neue Atome zu bilden.

Die Reaktionsgleichungen lassen sich etwa wie folgt aufschreiben:

p + n => D
D + p => He-3
D + D => He-4
He-3 + He-4 => Li-7 + Positron

Jede dieser Reaktionen hat ihren eigenen Wirkunsgquerschnitt; sie legt die Reaktionswahrscheinlichkeit und damit die Häufigkeit der Reaktionsprodukte fest. Die Wirkungsquerschnitte können um mehrere Zehnerpotenzen variieren. Die Häufigkeit der Reaktionsprodukte ist zudem wieder Eingangsparameter der Folgereaktionen. Man erahnt hier, wie komplex die Berechnung wird.

Es sind auch andere Reaktionskanäle denkbar, z.B. D + He-4 => Li-6, jedoch sind deren Wirkungsquerschnitte im Vergleich zu den anderen extrem klein, sodaß diese Reaktionen keine große Rolle spielen.

Für alle diese Vorgänge können (Raten-)Gleichungen aufgestellt werden, mit deren Hilfe eine rechnerische primordiale Elementhäufigkeit bestimmt werden kann. Die Urknalltheorie liefert ein ganz charakteristisches Expansions-, Dichte- und Temperaturverhalten, welche als Input für die (Raten-)Gleichungen dienen kann. Bemerkenswerterweise stimmen diese theoretischen Häufigkeiten für alle 5 primordialen Nuklide (s.o.) ziemlich gut mit den gemessenen überein - bislang eines der stärksten Bestätigungen für das Urknallmodell.

Die nächste Phase der Nukleosynthese begann mit der Bildung der ersten Sterne, in denen Fusionsreaktionen stattfinden können.