Die Häufigkeitsverteilung der Elemente im Universum

Die Häufigkeit der Elemente

Die Zusammensetzung, die Elementverteilung , des Universums spiegelt eindrucksvoll die „Lebensgeschichte“ eines Sterns als „Elementfabrik“ wieder.
Das Universum besteht zu etwa 90 % aus Wasserstoff und etwa 10 % aus Helium. Alle anderen Elemente zusammen machen gerade 0,10 % aus.
Betrachtet man die natürliche Häufigkeit dieser Elemente, fällt eine Lücke zwischen Helium und Kohlenstoff auf, die sich anhand der Elementsynthese in den Sternen erklären lässt.
Die dazwischen liegenden Atome Lithium, Beryllium und Bor werden erst später durch Folgereaktionen beim Heliumbrennen durch Vereinigung von Heliumkernen gebildet. Sie sind deshalb im Vergleich zu Elementen der direkten Synthese eher selten.

Bildung von Wasserstoff und Helium
Man nimmt heute an, dass die gesamte Masse des Universums ursprünglich in einem Kern enormer Dichte (1096 g·cm-3) und Temperatur (1 030 °C) zusammengeballt vorgelegen hat. Bei einer vor maximal 15 Milliarden Jahren als Urknall bezeichneten Explosion bildeten sich während der kosmischen Verteilung der Materie in wenigen Minuten zu ca. 90 % Wasserstoff und zu ca. 10 % Helium.

Sterne entstehen durch Kondensation von Wasserstoff- und Heliumatomen. Im Ergebnis dieser Verdichtung steigt die Gravitationskraft des Sterns bei gleichzeitigem Anstieg seiner Dichte und der Temperatur im Innern. Bei genügend hohen Temperaturen (10 bis 20 Millionen Grad) setzt als erster Prozess das sogenannte Wasserstoffbrennen ein.

Wasserstoffbrennen ist die Vereinigung von vier Wasserstoffkernen zu einem Heliumkern unter Freisetzung von Energie.

$4{}_1^1\text{H}\stackrel{}{\to }{}_2^4\text{He}\text{+}\text{Energie}$

Bildung schwererer Elemente

Wenn das Universum ursprünglich überwiegend aus Wasserstoff und etwas Helium bestand, wo kommen dann die schwereren Elemente her? Schwerere Elemente als Wasserstoff und Helium werden nur bei extrem hohen Temperaturen im Inneren von Sternen, z. B. unserer Sonne, durch verschiedene Kernfusionsprozesse gebildet.
Sie entstehen erst in nennenswertem Umfang, wenn das Wasserstoffbrennen beendet ist, denn Heliumkerne vereinigen sich nicht mit Wasserstoffkernen zu Lithium oder anderen schwereren Elementen. Die Fusionsprozesse beginnen bei allen Sternen im Zentrum und breiten sich langsam zum äußeren Bereich aus. Erst wenn dieser Prozess abgeschlossen ist und genügend Energie im Innern gespeichert wurde, kann der nächste Fusionsprozess bei noch höheren Temperaturen gestartet werden.
Bei Temperaturen um 100 bis 200 Millionen Grad kann dann ein neuer Fusionsprozess einsetzen, das Heliumbrennen.

Heliumbrennen ist die Vereinigung von drei Heliumkernen zu einem Kohlenstoffkern unter Freisetzung von Energie.

$3{}_2^4\text{He}\stackrel{}{\to }{}_6^{12}\text{C}\text{+}\text{Energie}$

Wenn sich drei Heliumkerne zu einem Kohlenstoffkern vereinigen, wird mehr Energie freigesetzt als beim Wasserstoffbrennen. Bei etwa 200 Millionen kann dann bereits eine Fusion eines Heliumkerns mit einem Kohlenstoffkern erfolgen, wobei wiederum große Energiemengen freigesetzt werden.

${}_6^{12}\text{C}\text{+}{}_2^4\text{He}\stackrel{}{\to }{}_8^{16}\text{O}\text{+}\text{Energie}$

In Sternen, die etwa fünf Sonnenmassen entsprechen, können Temperaturen im Bereich von 500 bis 1000 Millionen Grad erreicht werden. Hier werden die nächstfolgenden Kernfusionen, das Kohlenstoffbrennen und das Sauerstoffbrennen ausgelöst:

$\begin{array}{l}2{}_6^{12}\text{C}\stackrel{}{\to }{}_{10}^{20}\text{Ne}\text{+}{}_2^4\text{He}\text{+}\text{Energie}\\ 2{}_6^{12}\text{C}\stackrel{}{\to }{}_{12}^{24}\text{Mg}\text{+}\text{Energie}\\ 2{}_8^{16}\text{O}\stackrel{}{\to }{}_{14}^{28}\text{Si}\text{+}{}_2^4\text{He}\text{+}\text{Energie}\\ 2{}_8^{16}\text{O}\stackrel{}{\to }{}_{16}^{32}\text{S}\text{+}\text{Energie}\end{array}$

In diesem Temperaturbereich können untergeordnet weitere, komplizierte Fusionsreaktionen – vor allem katalysiert durch Kohlenstoff – ablaufen. Unter den zuvor gebildeten Produkten ist Si ein besonders stabiler Kern, der deshalb angereichert wird. Auf Grund seiner Stabilität reagiert Si erst beim Erreichen von etwa 2 000 Millionen Grad mit Heliumkernen in einer komplizierten Reihe von Fusionsprozessen nach der allgemeinen Reaktionsgleichung:

${}_{14}^{28}\text{Si}+\text{x}{}_2^4\text{He}\stackrel{}{\to }{}_{\text{(14+2x)}}^{\text{(28+4x)}}\text{Element}\text{+}\text{Energie}$

Dabei werden bis zum stabilsten aller Kerne, dem Fe, verschiedene geradzahlige Kerne gebildet. Nur wenn ein Stern groß genug ist, um die dafür notwendigen Temperaturen zu speichern (etwa 30 Sonnenmassen), kann die gesamte Elementskala entstehen.