Stellare Nukleosynthese & der Ursprung der Elemente

1938 klärte Hans Bethe, wie ein Stern leuchtet: Vier Wasserstoffkerne verschmelzen Schritt für sorgsamen Schritt zu einem Heliumkern, und die winzige Masse, die jedes Mal verlorengeht, strömt als Licht der Sonne aus. Damit war das Energieproblem gelöst. Die schwerere Frage — woher all die anderen Elemente kamen — beantworteten zwei Jahrzehnte später Margaret und Geoffrey Burbidge, William Fowler und Fred Hoyle in einem Aufsatz von 1957, der so grundlegend ist, dass man ihn schlicht nach ihren Initialen kennt: B²FH. Sein Anspruch war atemberaubend weit: so gut wie jedes Atom schwerer als Helium, auch der Kohlenstoff in deinen Zellen und das Eisen in deinem Blut, wurde im Innern eines Sterns oder bei seinem Tod geschmiedet. Ein halbes Jahrhundert Beobachtung hat das in nahezu jedem Schritt bestätigt.

Die Geschichte reicht von den ersten drei Minuten des Universums bis zu den letzten Augenblicken massereicher Sterne. Der Urknall ließ fast nichts als Wasserstoff und Helium zurück; der frühe Kosmos war chemisch ein leeres Blatt. Den größten Teil ihres Lebens verschmelzen Sterne diesen Wasserstoff zu Helium, und geht der Vorrat zur Neige, zieht sich der Kern zusammen und heizt sich auf, bis das Helium selbst zündet — drei Kerne prallen im Triple-Alpha-Prozess zu Kohlenstoff zusammen, Sauerstoff und Neon folgen. Die schwersten Sterne rasen dann durch eine rasche Folge von Brennstufen — Kohlenstoff, Neon, Sauerstoff, Silizium —, jede kürzer als die letzte, bis sie das Eisen erreichen und stehenbleiben. Beim Eisen erlischt der Ofen, denn es ist der am stärksten gebundene Kern überhaupt: es zu verschmelzen würde Energie kosten, statt sie freizusetzen. So ist die ganze Mitte des Periodensystems, von Kohlenstoff bis Eisen, die Asche der Sternfusion.

Alles Schwerere muss auf einem anderen Weg entstehen, da die Fusion jenseits des Eisens nichts mehr einbringt: durch Neutroneneinfang, bei dem ein Kern still freie Neutronen verschluckt und das Periodensystem hinaufklettert. Wo Neutronen langsam einsickern, im Innern alternder Roter Riesen, baut der s-Prozess über Tausende von Jahren Elemente wie Barium und Blei auf. Wo sie in wildem Schwall ankommen, schmiedet der r-Prozess Gold, Platin und Uran in Sekunden. Jahrzehntelang war ungewiss, wo dieser Schwall auftritt — bis 2017 zwei Neutronensterne kollidieren gesehen wurden, zugleich in Gravitationswellen und in Licht, und das nachfolgende, verblassende Leuchten, eine Kilonova, den unverkennbaren spektralen Fingerabdruck frisch geschmiedeten r-Prozess-Metalls trug. Das Gold in einem Ehering kam tatsächlich zum Teil aus einer solchen Kollision vor Milliarden Jahren; seit GW170817 ist das eine gemessene Tatsache, keine Redensart.