Stellare Nukleosynthese & der Ursprung der Elemente

1938 rechnete Hans Bethe vor, wie ein Stern leuchtet: Vier Wasserstoffkerne verschmelzen, Schritt für sorgsamen Schritt, zu einem Heliumkern, und die winzige Masse, die dabei jedes Mal verlorengeht, strömt als Sonnenlicht davon. Das Energieproblem war damit gelöst. Die schwierigere Frage — woher all die übrigen Elemente stammen — beantworteten zwei Jahrzehnte später Margaret und Geoffrey Burbidge, William Fowler und Fred Hoyle in einer Arbeit von 1957, die so grundlegend ist, dass man sie schlicht nach den Initialen ihrer Autoren nennt: B²FH. Ihre Behauptung war von atemberaubender Reichweite: 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 dessen Tod geschmiedet. Ein halbes Jahrhundert Beobachtung hat das in fast jedem einzelnen Schritt bestätigt.

Die Geschichte spannt sich von den ersten drei Minuten des Universums bis in die letzten Augenblicke massereicher Sterne. Der Urknall hinterließ fast nichts als Wasserstoff und Helium; chemisch war der frühe Kosmos ein unbeschriebenes Blatt. Den größten Teil ihres Lebens verschmelzen Sterne diesen Wasserstoff zu Helium; geht der Vorrat zur Neige, zieht sich der Kern zusammen und heizt sich auf, bis das Helium selbst zündet — im Drei-Alpha-Prozess prallen drei Kerne zu Kohlenstoff zusammen, Sauerstoff und Neon folgen. Die schwersten Sterne hetzen danach durch eine rasche Folge von Brennstufen — Kohlenstoff, Neon, Sauerstoff, Silizium —, jede kürzer als die vorige, bis sie beim Eisen ankommen und stehenbleiben. Am Eisen erlischt der Ofen, denn kein Kern ist fester gebunden: Es zu verschmelzen würde Energie kosten, statt welche freizusetzen. Die ganze Mitte des Periodensystems, von Kohlenstoff bis Eisen, ist also die Asche der Sternfusion.

Alles Schwerere muss auf einem anderen Weg entstehen, weil sich die Fusion jenseits des Eisens nicht mehr auszahlt: durch Neutroneneinfang, bei dem ein Kern still und leise freie Neutronen schluckt und dabei das Periodensystem hinaufklettert. Wo die Neutronen langsam einsickern, im Innern alternder Roter Riesen, baut der s-Prozess über Jahrtausende Elemente wie Barium und Blei auf. Wo sie in einer wilden Flut ankommen, schmiedet der r-Prozess in Sekunden Gold, Platin und Uran. Wo diese Flut auftritt, wusste jahrzehntelang niemand sicher — bis 2017 zwei Neutronensterne beim Zusammenstoß beobachtet wurden, in Gravitationswellen und in Licht zugleich, und das verblassende Nachleuchten, eine Kilonova, den unverwechselbaren spektralen Fingerabdruck frisch erzeugten r-Prozess-Metalls trug. Das Gold in einem Ehering stammt tatsächlich zum Teil aus einer solchen Kollision vor Milliarden Jahren; seit GW170817 ist das eine gemessene Tatsache und keine Redensart.