Graham Lawton - Der Ursprung von (fast) allem

Die einfache Antwort wäre: durch den Big Bang. Das ist aber keine zufriedenstellende Antwort, da der Urknall selbst lediglich die drei leichtesten Elemente erzeugte: Wasserstoff, Helium und eine Spur Lithium. Was ist mit dem Rest?

Die umfassende, erschöpfende Antwort erfordert Kenntnis der Bausteine von Atomen und ein bisschen grundlegendes Arithmetikwissen. Das einfachste Atom ist Hydrogen; es besteht aus einem Proton und einem Elektron. Die zweiteinfachsten sind Deuterium und Tritium, wobei es sich um Wasserstoffatome plus ein oder zwei Neutronen handelt. Danach kommt Helium, das jeweils zwei Elektronen, Protonen und Neutronen besitzt. Dann ist Lithium an der Reihe, mit jeweils drei. Der gesunde Menschenverstand sagt einem, dass man durch die Verschmelzung kleinerer Elemente größere erschaffen kann. Und genauso werden Letztere tatsächlich gebildet.

Das große Zusammenquetschen

Ganz so einfach ist es aber nicht. Solche Reaktionen lassen sich nur schwer herbeiführen, weil die beiden Kerne zu ihrer Verschmelzung eine große Menge Energie benötigen. Dazu bedarf es astronomisch hoher Temperaturen: mindestens 10 Millionen Grad Celsius. Solche Temperaturen gab/gibt es im Universum nur kurz nach dem Big Bang und im Inneren von Sternen.

Zu der ersten Phase der Entstehung von Elementen kam es sehr bald nach dem Big Bang bei einem Ereignis, das man Nukleosynthese nennt. Innerhalb einer Hundertstelsekunde verdichteten sich Teilchen aus dem Feuerball heraus zu Protonen, Neutronen und Elektronen. Ein paar Sekunden später begannen Protonen und Neutronen sich zusammenzuschließen; sie wurden durch die immense Energie des Feuerballs zusammengedrängt und durch die Kernkraft zusammengeschweißt. Durch diese Fusionsreaktionen wurden anfangs Deuteriumnuklei gebildet, die mit weiteren Protonen reagierten und den stabilen Heliumkern hervorbrachten.

Das war es dann. Als Helium entstand, war die Temperatur zu weit gesunken, als dass es in einem relevanten Maß zu weiterer Fusion kommen konnte. Wahrscheinlich entstand ein wenig Lithium, aber nichts Schwereres. Kaum dass sie begonnen hatte, war die Nukleosynthese schon wieder beendet.

An die 377 000 Jahre später begann dieser Prozess wieder neu. Die Temperatur fiel auf ungefähr 3000 Grad – es war damit kalt genug für die Existenz von Atomen. Wasserstoff- und Heliumkerne schlabberten freie Elektronen auf, um die ersten vollständigen Atome zu bilden: die Elemente 1 und 2. Während diese immer noch mehr als 99 Prozent des sichtbaren Universums ausmachen, sind sie nicht seine einzigen Komponenten. Zur Bildung der schwereren, interessanteren Elemente, waren Sterne erforderlich.

Ein Stern entsteht, wenn eine große Masse von Gas sich unter seiner eigenen Gravitationskraft zusammenzieht. Das lässt die Temperatur im Inneren bis zu dem Punkt ansteigen, an dem Kerne zu verschmelzen beginnen können. Die erste Reaktion, die bei ungefähr 10 Millionen Grad Celsius stattfindet, ist die Verschmelzung von Wasserstoffkernen zur Bildung von Helium, bis der Wasserstoff erschöpft ist.

Die Fusionen gehen weiter

Was dann als Nächstes geschieht, hängt von der Masse des Sternes ab. Wenn er ziemlich klein ist, hört der Prozess der Fusionen auf, und das Innere des Sternes wird einfach zu einem Weißen Zwerg. Wenn er aber eine Masse besitzt, die die von acht Sonnen übersteigt, dann gehen die Fusionen weiter. Heliumkerne verbinden sich, um Beryllium zu bilden (Element 4), das mit weiterem Helium reagiert, um Kohlenstoff und Sauerstoff hervorzubringen. In den massereichsten Sternen wird das Zentrum so heiß, dass Kohlenstoff und Sauerstoff weiter verschmelzen und Elemente bilden, die so schwer sind wie Eisen (Element 26). Dann hören die Reaktionen auf, weil Eisen den stabilsten Nukleus aller Elemente besitzt und unter diesen Bedingungen nicht mit anderen verschmilzt. Doch in den äußeren Schichten des Sternes bringen andere Kernreaktionen, bei denen Neutronenanlagerung (oder -einfang) ins Spiel kommt, nach und nach sogar noch größere Nuklei hervor, bis hin zu Bismut (Element 83).

Wenn sich in seinem Zentrum Eisen aufbaut, ist die Uhr eines Sternes quasi abgelaufen. Er kann nicht länger durch Fusion Energie hervorbringen, doch die Gravitationskraft ist erbarmungslos. Sie fährt fort, das Zentrum zusammenzupressen und lässt die Temperatur auf Zigmilliarden Grad ansteigen. Das Zentrum des Sternes kollabiert plötzlich, die äußeren Schichten sacken ein, schnellen dann wieder zurück und speien den Inhalt des Sternes in einer Supernova in den Weltenraum. Die Explosion bringt eine Flut von Neutronen hervor, die noch schwerere Elemente erschafft, bis hin zu Uran (Element 92), das schwerste natürlich vorkommende Element auf der Erde, und darüber hinaus. Die Supernova stößt Trümmer in den Weltraum aus, die irgendwann in spätere Generationen von Sternen und Planeten inkorporiert werden, auch in unseren eigenen.

Kein Ergebnis stellarer Kernfusion ist das Trio Lithium, Beryllium und Bor. Ihre Kerne sind instabil und werden sofort von Nuklearreaktionen in Sternen verbraucht. Sie sind selten, aber man glaubt, dass das wenige, was es von ihnen gibt (mit Ausnahme des vom Big Bang erzeugten Lithiums), durch kosmische Strahlung hervorgebracht wurde – durch ziemlich große Nuklei, die sich mit hoher Geschwindigkeit durch den Weltraum bewegen. Ihre Energie ist so groß, dass diese Nuklei, wenn sie mit anderen Atomen kollidieren, in kleinere Fragmente zerbrechen können.

Wenn man künstliche Elemente außer Acht lässt, sind alle auf der Erde vorkommenden Atome entweder Überbleibsel des Big Bang, Fragmente von lange toten Sternen oder von kosmischer Strahlung zurückgeblieben. Und irgendwann, wenn unser eigener Stern stirbt, könnten sie in den Weltraum zurückgeschleudert werden und sich in einem neuen Sonnensystem wieder verdichten. Wäre das nicht ein spektakuläres Comeback?

Sehr schwere Metalle

Bis in die frühen 1940er-Jahre hinein waren Elemente mit einem höheren Gewicht als Uran auf der Erde unbekannt. Dann schufen Chemiker Plutonium und Neptunium, indem sie Uran mit Neutronen bombardierten. Seitdem sind 24 weitere Transurane in Laboratorien synthetisch hergestellt worden. Das bis dato größte ist Oganesson mit der Ordnungszahl 118.

Transurane gelten häufig als rein künstlich erzeugte Elemente, was aber nicht richtig ist. Sie entstehen bei Supernovaexplosionen, genau wie gewöhnliche schwere Elemente. Sie sind jedoch instabil und tendieren dazu, schnell zu zerfallen. Natürlich Vorkommende sind seit der Bildung des Sonnensystems vollständig vergangen, was der Grund dafür ist, dass sie auf der Erde außerhalb von Laboratorien nicht vorkommen.

Woher kommen Meteoriten?

Am 15. Februar 2013 explodierte etwas hoch am Himmel über Tscheljabinsk, einem Ort am östlichen Rand des Ural in Südrussland. Der größte Teil des Objekts verglühte in der Atmosphäre, einige Stücke schafften es aber bis hinunter auf die Erde. Eines brach durch die Eisfläche auf dem Tschebarkulsee und hinterließ ein Loch mit einem Durchmesser von 7 Metern. Dieses Stück wurde im Oktober des Jahres von Tauchern geborgen. Es wog 570 Kilogramm. Andere, viel kleinere Fragmente wurden in der gesamten Region eingesammelt.

Astronomen kamen zu dem Schluss, dass ein Asteroid mit 12 Kilotonnen Masse und einem Durchmesser von 17 bis 20 Metern eingeschlagen war. Die bei der Explosion in einer Höhe von ungefähr 30 Kilometern freigewordene Energie soll ein TNT-Äquivalent von 500 Kilotonnen besessen haben – das heißt der Sprengkraft von circa 30 Hiroshima-Atombomben entsprochen haben. Es war der stärkste Einschlag eines extraterrestrischen Objekts seit Menschengedenken.

Der Tscheljabinsk-Meteorit zählt jetzt zu den mehr als 30 000, die auf der Erdoberfläche entdeckt wurden, manchmal direkt nach dem Einschlag, meistens aber, nachdem sie schon lange nach dem Ereignis auf dem Erdboden lagen. Jeder von ihnen hat eine interessante Geschichte zu erzählen.