mini|hochkant=2.2|Quellen der chemischen Elemente in unserem Sonnensystem(Link für genauen Prozentzahlen durch Überstreichen mit der Maus)
Die Nukleosynthese (von , ‚Atomkern‘ und von , ‚Zusammenfügung‘ – auch als Nukleogenese oder Elemententstehung bezeichnet) ist die Entstehung von Atomkernen und damit den chemischen Elementen. Man unterscheidet zwischen der primordialen Nukleosynthese kurz nach dem Urknall und der stellaren Nukleosynthese, die hauptsächlich auf Kernfusion, daneben auf r-, s- und p-Prozessen beruht.
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.
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 (siehe 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 Kernreaktoren und in gezielten Experimenten.
Entstehungsorte chemischer Elemente: Urknall und Sterne mini|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 primordialen Nukleosynthese bereits Deuterium, Helium-3, Helium-4 sowie Spuren von Lithium-7. Diese Nukleosynthese ist Forschungsgegenstand der 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: Leichte Nuklide Die erste Gruppe umfasst Nuklide, die durch meist exotherme 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 eines Atomkerns pro Nukleon bei Eisen und Nickel ihr absolutes Maximum erreicht (siehe Abbildung). Durch die Proton-Proton-Kette und den Bethe-Weizsäcker-Zyklus entstehen so Helium-4-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.
Schwere Nuklide 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 (Novae, Supernovae u. a.), der Verschmelzung von Neutronensternen und radioaktiven Prozessen in AGB-Sternen.
Urknall, Sternentstehung und -entwicklung mini|hochkant=1.4|Expansion des Universums nach dem Urknall 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 mini|hochkant=1.4|Orionnebel: Hier entstehen aus Wasserstoffgaswolken 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 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 Heliumbrennen. Je nach Ausgangsmasse setzen noch weitere Fusionsprozesse ein, siehe dazu Stern (Letzte Brennphasen).
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 Elementhäufigkeiten 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.
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 Supernovae mini|hochkant=1.4|Der Homunkulusnebel entstand vor 100 bis 150 Jahren durch Eruptionen des extrem massereichen Sterns Eta Carinae. Schwere Sterne erzeugen gegen Ende ihrer Leuchtphase schwerere Atomkerne 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 Gravitationsenergie 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 Leuchtkraftausbruch 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 Neutronen 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 Betazerfällen entstehen dann aus den neutronenreichen Kernen stabile Nuklide 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 Transmutationsprozesses; ihr Streumaterial bildet die Ausgangsmaterie für die nächste Generation von Sternen und Planeten. 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.
Kollidierende Neutronensterne
Die schwersten Nuklide entstehen hauptsächlich bei der Kollision von Neutronensternen (Kilonovae).
Entstehung der einzelnen chemischen Elementgruppen
Über die genauere Entstehung und Verteilung der einzelnen 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 1032 Kelvin). Noch bevor es auch nur ein einziges Atom irgendeines Elementes gab, nur 10−32 Sekunden nach dem Urknall, kühlte das Universum auf ca. 1028 Kelvin ab. Unter diesen Bedingungen konnten in dem heißen „Energiebrei“ des jungen Universums erste Elementarteilchen entstehen: die Quarks, Gluonen und Leptonen.
Das Universum kühlte sich weiter ab – so weit, dass die bisher als Plasma vorliegenden Quarks zu Protonen und Neutronen, den Nukleonen, kondensierten. Dies geschah ca. 10−7 Sekunden nach dem Urknall bei 1014 Kelvin. Es entstanden aber auch Antineutron (n*) und Antiproton (p−). Materieteilchen und Antimaterieteilchen vernichten sich seither gegenseitig unter Umwandlung in Energie. Beispiel: p+ + p− → Photonen (= Energie)
Dieser Vorgang kann auch in umgekehrter Richtung verlaufen (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 1014 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 mini|Übersicht der aufeinander folgenden Fusionsprozesse innerhalb massereicher Sterne