Stellare Nukleosynthese - Die heißesten und hellsten Sterne des Universums

0:00 Willkommen zu einer neuen Folge von Schlafreise durch das Universum, deinem Podcast zum Entspannen, Loslassen und lernen. Kennst du schon unsere anderen Schlafreisereien wie Schlafreise durch vergessene Welten, heute nehme ich dich mit auf eine Reise zu den Schmieden des Universums, zu den gewaltigen kosmischen Öfen, in denen alle Elemente entstehen, aus denen unsere Welt besteht.

0:27 Wir erkunden die Stellare Nukleosynthese, jenen faszinierenden Prozess, durch den Sterne die Bausteine der Materie erschaffen. Stell dir vor, du Schwebst durch die Dunkelheit des Weltraums, um dich herum funkeln unzählige Sterne wie Diamanten auf Schwarzem Samt. Jeder dieser leuchtenden Punkte ist eine gigantische Fabrik, in der seit Milliarden von Jahren Elemente produziert werden.

0:58 Die Atome, aus denen dein Körper besteht, das Eisen in deinem Blut, der Calcium in deinen Knochen, der Sauerstoff, den du atmest. All das wurde einst im Inneren von Sternen geschmiedet. Lass uns unsere Reise am Anfang beginnen. Kurz nach dem Urknall vor etwa 13,8 Milliarden Jahren. In den ersten Minuten des Universums herrschten extreme Temperaturen von mehreren Milliarden Grad in dieser heißen, dichten Ursuppe entstanden durch die Primordale Nukleosynthese die ersten und einfachsten Elemente in. Etwa 75% Wasserstoff, 25% Helium und winzige Spuren von Lithium und Beryllium, die also, das war alles, keine schwereren Elemente existierten zu diesem Zeitpunkt für die Entstehung aller anderen 88 natürlich vorkommenden

2:01 Elemente brauchte es die Sterne. Etwa 200000000 Jahre nach dem Urknall bildeten sich die ersten Sterne aus riesigen Wasserstoff und Heliumwolken, die durch ihre eigene Schwerkraft kollabierten. Diese Population, 3 Sterne, wie Astronomen sie nennen, waren wahre Giganten mit Massen von 100 bis 1000 Sonnenmassen.

2:26 Begleite mich nun in das Innere eines solchen Sterns. Wir tauchen durch die äußeren Schichten hinab, immer tiefer, wo der Druck und die Temperatur stetig ansteigen. Im Kern eines sonnenähnlichen Sterns herrschen Temperaturen von etwa 15000000 Grad Celsius und ein Druck von 250 Milliarden Bar unter diesen extremen Bedingungen beginnt die Kernfusion. Der Fundamentalste Fusionsprozess ist die Proton Proton Kette, die in Sternen wie unserer Sonne abläuft. Dabei verschmelzen 4 Wasserstoffkerne, also 4 Protonen, zu einem Heliumkern.

3:10 Dieser Prozess läuft in mehreren Schritten ab, zuerst kollidieren 2 Protonen mit so hoher Energie, dass sie die elektrostatische Abstoßung überwinden und durch die starke Kernkraft zusammengehalten werden. Dabei wandelt sich eines der Protonen in ein Neutron um. Unter Aussendung eines Positrons und eines Neutrinos. Es entsteht Deuterium, ein schwerer Wasserstoff. Dieses Deuterium verschmilzt schnell mit einem weiteren Proton zu Helium 3.

3:43 Wenn 2 Helium 3 Kerne zusammenstoßen, entsteht schließlich ein stabiler Helium 4 Kern, wobei 2 Protonen wieder freigesetzt werden. Bei jedem Durchlauf dieser Kette wird Masse in Energie umgewandelt. Gemäß Einsteins berühmter Formel E gleich MC Quadrat etwa 0,7% der ursprünglichen Masse wird in pure Energie verwandelt.

4:10 Das ist die Quelle des Sternenlichts in massereicheren Sternen mit Kerntemperaturen über 18000000 Grad dominiert ein effizienterer Prozess. Der CNO Zyklus, benannt nach den Elementen Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff, die dabei als Katalysatoren fungieren. Auch hier werden 4 Protonen zu Helium fusioniert, aber der Weg ist komplexer. Ein Kohlenstoff 12 Kern fängt nacheinander Protonen ein und durchläuft eine Kette von Reaktionen über Stickstoff, 13, Kohlenstoff, 13, stickstoff, 14 und Sauerstoff 15, bis schließlich ein Helium 4 Kern abgespalten wird und der Kohlenstoff 12 wieder zur Verfügung steht. Ein Stern wie unsere Sonne verbrennt über etwa 10 Milliarden Jahre hinweg seinen

5:08 Wasserstoff zu Helium. Unsere Sonne ist jetzt etwa 4,6 Milliarden Jahre alt und befindet sich in der stabilen Phase ihrer Existenz der Hauptreihe. Doch irgendwann wird der Wasserstoff im Kern erschöpft sein, lass uns gemeinsam beobachten, was dann geschieht. Der Heliumkern beginnt unter seinem eigenen Gewicht zu schrumpfen. Dabei steigen Druck und Temperatur, bis bei etwa 100000000 Grad eine neue Art der Fusion zündet. Das Heliumbrennen 3 Helium 4 Kerne verschmelzen in einem Prozess, den Astronomen den Triple Alpha Prozess nennen, zu einem Kohlenstoff 12 Kern.

5:55 Dieser Prozess ist bemerkenswert präzise auf die Existenz von Leben abgestimmt. Der britische Astrophysiker Fred Hoyle sagte 1953 voraus, dass Kohlenstoff 12 ein bisher unbekanntes Energieniveau bei 7,65 Megaelektronenvolt besitzen müsse, eine Resonanz, die die Bildung von Kohlenstoff dramatisch beschleunigt. Ohne diese Resonanz wäre kaum Kohlenstoff entstanden und kohlenstoffbasiertes leben, wie wir es kennen, wäre unmöglich. Experimente bestätigten später Holzvorhersage mit erstaunlicher Genauigkeit, der neu entstandene Kohlenstoff kann mit einem weiteren Heliumkern zu Sauerstoff 16 verschmelzen, so entstehen in den Sternen die beiden wichtigsten Elemente für das Leben.

6:51 Währenddessen brennt in einer Schale um den Kern herum noch immer Wasserstoff zu Helium. Der Stern bläht sich zu einem roten Riesen auf, wobei seine äußeren Schichten bis zur Umlaufbahn der äußeren Planeten reichen können. Für einen Stern mit der Masse unserer Sonne endet die Geschichte hier. Nach etwa 100000000 Jahren des Heliumbrennens stößt er seine äußeren Hüllen ab und bildet einen leuchtenden planetarischen Nebel, während der Kern zu einem weißen Zwerg schrumpft, einem dichten heißen Objekt, etwa so groß wie die Erde, das langsam über Billionen von Jahren auskühlt. Doch massereichere Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen durchlaufen eine spektakulärere Entwicklung. Sie können weitere Fusionsstufen

7:46 zünden. Nach dem Heliumbrennen folgt das Kohlenstoffbrennen bei etwa 600000000 Grad 2 Kohlenstoff 12 Kerne verschmelzen zu schwereren Elementen wie Neon, Natrium und Magnesium. Diese Phase dauert nur noch etwa 600 Jahre, danach zündet das Neonbrennen bei einer Milliarde Grad das nur ein Jahr anhält. Photonen sind hier so energiereich, dass sie Neon 20 Kerne aufbrechen können, wobei Helium freigesetzt wird. Das Helium verschmilzt mit anderen Neonkernen zu Magnesium und Sauerstoff, das Sauerstoffbrennen bei 1,5 Milliarden Grad dauert nur noch 6 Monate. 2. Sauerstoff 16 Kerne verschmelzen zu Silicium, Phosphor, Schwefel und anderen Elementen bis zum Calcium. Die Zeitskalen werden immer

8:45 kürzer, da schwerere Fusionsprozesse weniger Energie freisetzen. Die letzte Phase ist das Siliciumbrennen bei etwa 2,7 Milliarden Grad Celsius. Es dauert nur einen einzigen Tag. Dabei werden Siliziumkerne durch eine komplexe Kette von Reaktionen schrittweise zu Eisen 60 aufgebaut, dem stabilsten aller Atomkerne mit einem Massendefekt von 8,8 Megaelektronenvolt pro Nukleon besitzt Eisen 65 die höchste Bindungsenergie pro Nukleon von allen Elementen.

9:24 Stell dir vor, du könntest den inneren Aufbau eines massereichen Sterns in dieser Phase sehen. Er gleicht einer kosmischen Zwiebel mit konzentrischen Schalen, außen brennt noch Wasserstoff zu Helium, darunter eine Schale mit Helium brennen, gefolgt von Schalen mit Kohlenstoff, Neon, Sauerstoff und Silizium brennen ganz im Zentrum sammelt sich Eisen, doch hier endet die Fusion.

9:51 Eisen zu schwereren Elementen zu verschmelzen, würde keine Energie mehr freisetzen, sondern Energie verbrauchen. Der Eisenkern wächst, bis er etwa 1,4 Sonnenmassen erreicht, die Chandra secar Grenze an diesem Punkt kann selbst der Entartungsdruck der Elektronen den Kern nicht mehr stabilisieren, was nun folgt, ist einer der dramatischsten Momente im Universum. Der Kern kollabiert in weniger als einer Sekunde, Elektronen und Protonen werden zu Neutronen zusammengepresst, wobei gewaltige Mengen an Neutrinos freigesetzt werden. Die Materie erreicht Dichten von mehreren 100000000 Tonnen pro Kubikzentimeter, der Kollaps stoppt abrupt, wenn die Dichte von Atomkernen erreicht ist.

10:45 Die. Die nach innen stürzende Materie prallt ab wie ein Ball, der auf eine harte Oberfläche trifft. Eine Schockwelle rast nach außen durch die Sternhüllen mit etwa 30000 Kilometern pro Sekunde, der Stern explodiert in einer kernkollaps Supernova vom Typ 2. In den wenigen Sekunden dieser Explosion wird mehr Energie freigesetzt, als die Sonne in ihrer gesamten 10 Milliarden Jahre langen Lebensspanne produziert. Für einige Wochen leuchtet die Supernova so hell wie eine ganze Galaxie mit 100 Milliarden Sternen in der extremen Umgebung dieser Explosion entstehen endlich die Elemente schwerer als Eisen. 2 Prozesse sind dabei besonders wichtig. Der Prozess der schnelle Neutroneneinfangprozess läuft ab, wenn Atomkerne von einer

11:44 Flut freier Neutronen getroffen werden. Die Neutronen werden so schnell eingefangen, dass keine Zeit für Beta Zerfall bleibt. Auf diese Weise entstehen sehr neutronenreiche, instabile Isotope, die später zu stabilen, schweren Elementen zerfallen. Der R Prozess ist verantwortlich für etwa die Hälfte aller Elemente schwerer als Eisen, darunter Gold, Platin, Uran und Thorium.

12:14 Der S Prozess der langsame Neutroneneinfangprozess läuft bereits in den späten brennphasen massereicher Sterne ab. Hier werden Neutronen langsam genug eingefangen, dass zwischen den einfängen Zeit für Beta Zerfall bleibt. Der Essprozess produziert die andere Hälfte der schweren Elemente entlang des Tals der Stabilität im Nukliddiagramm. Neuere Forschungen haben gezeigt, dass auch Neutronensternverschmelzungen bedeutende Quellen schwerer Elemente sind.

12:49 Als 2017 das Ereignis GW 1718 beobachtet, wurde die Verschmelzung zweier Neutronensterne in 130000000 Lichtjahren Entfernung konnten Astronomen die spektroskopischen Signaturen neu synthetisierter schwerer Elemente nachweisen. Eine einzige solche Verschmelzung kann mehrere Erdmassen an Gold und Platin produzieren.

13:15 Die Supernova Explosion schleudert all diese neu geschaffenen Elemente in den interstellaren Raum. Sie mischen sich mit den ursprünglichen Wasserstoff und Heliumwolken und reichern sie an, aus solchen angereicherten Wolken entstehen neue Generationen von Sternen, die Population zweier Sterne mit geringen Metallizitäten und schließlich. Die Population einer Sterne wie unsere Sonne, die etwa 2% schwere Elemente enthält.

13:49 Unser Sonnensystem bildete sich vor 4,6 Milliarden Jahren aus einer solchen angereicherten molekularen Wolke. Die Supernova Explosion eines nahen Sterns könnte sogar der Auslöser gewesen sein, der die Wolke zum Kollaps brachte. Radioaktive Isotope mit kurzen Halbwertszeiten wie Aluminium 26 die Wissenschaftler in frühen Sonnensystemmaterialien gefunden haben, deuten darauf hin, dass sie kurz vor der Entstehung des Sonnensystems durch eine Supernova produziert wurden.

14:26 Lass uns einen Moment innehalten und die Bedeutung dieser kosmischen Alchemie begreifen. Der Sauerstoff, den du gerade atmest, wurde vor Milliarden Jahren im Inneren eines roten Riesen durch Heliumbrennen erschaffen. Das Calcium in deinen Knochen entstand beim Sauerstoffbrennen in einem massereichen Stern, das Eisen in deinem Blut, das den Sauerstoff durch deinen Körper transportiert, wurde in den letzten Augenblicken eines sterbenden Sterns beim Siliciumbrennen geschmiedet. Die Spurenelemente in deinem Körper, das Jod in deiner Schilddrüse, das Zink in deinen Enzymen das Kupfer wurden bei einer Supernova Explosion durch Neutroneneinfang erzeugt. Carl Cegan drückte es poetisch aus. Wir sind aus Sternenstaub

15:21 gemacht, jedes Atom in unserem Körper, mit Ausnahme des Wasserstoffs wird. Wurde in den Öfen ferner Sterne gebacken und durch gewaltige Explosionen im All verstreut? Wir sind buchstäblich Kinder der Sterne, Geschöpfe des Kosmos, die das Universum zu einem bewussten Erleben ihrer selbst befähigen. Die Forschung zur Stellaren Nukleosynthese begann ernsthaft in den 1900 50er Jahren.

15:51 Ein bahnbrechender Artikel von e. Margaret Burbidge, Jeffrey Burbidge, William Fowler und Fred Hoyle Casamuv der 1957 veröffentlicht wurde und oft einfach B 2 FH genannt wird, legte die theoretischen Grundlagen. Sie identifizierten 8 verschiedene Prozesse der Nukleosynthese und erklärten, wie praktisch alle Elemente des Periodensystems in Sternen entstehen. Fauler erhielt 1983 für diese Arbeit den Nobelpreis für Physik, die Bestätigung dieser Theorien kam durch Beobachtungen.

16:35 Spektroskopische Analysen von Sternen verschiedener Generationen zeigen unterschiedliche chemische Zusammensetzungen. Die ältesten Sterne, die Population 2 Sterne im galaktischen Halo haben Metallizitäten von nur einem Hundertstel bis einem Tausendstel der Sonnenwerte sie entstanden aus fast ursprünglichem Material. Jüngere Sterne wie die Sonne sind deutlich metallreicher ein Beleg für die kontinuierliche Anreicherung der interstellaren Materie durch Generationen Sterbender Sterne. Auch die Isotopenverhältnisse in Meteoriten erzählen die Geschichte der Nukleosynthese presolare Körner, winzige Staubpartikel, die älter sind als das Sonnensystem und in primitiven Meteoriten gefunden

17:28 werden. Zeigen isotopische Anomalien, die sie als Materie aus verschiedenen stellaren Quellen identifizieren. Manche Körner stammen aus roten Riesen, andere aus Supernovae, wieder andere aus asymptotischen Riesen Aststernen die Entdeckung radioaktiver Isotope mit relativ kurzen Halbwertszeiten in frühem Sonnensystem Material liefert weitere Hinweise. Eisen 60 mit einer Halbwertszeit von 2,6 Millionen Jahren wurde in frühen Kondensaten gefunden.

18:02 Es kann nur durch Neutroneneinfang in Supernoval entstanden sein und muss kurz vor der Entstehung des Sonnensystems produziert worden sein. Moderne Teleskope ermöglichen es uns, die Nukleosynthese in Echtzeit zu beobachten. Das Hubble Weltraumteleskop hat planetarische Nebel detailliert abgebildet.

18:26 Die Abgestoßenen Hüllen sonnenähnlicher Sterne, angereichert mit Helium, Kohlenstoff und Stickstoff. Das spitzer Weltraumteleskop hat im Infrarotbereich die Staubbildung in solchen Nebeln verfolgt, wobei sich die schweren Elemente zu Molekülen und staubkörnern zusammenlagern. Supernova Überreste wie der Krebsnebel, der Cassiopeia A Rest oder der Überrest der Supernova von 1987 a in der großen Magellanschen Wolke zeigen Spektroskopisch die Anwesenheit der in der Explosion synthetisierten Elemente.

19:08 Röntgenteleskope wie Chandra haben die Verteilung verschiedener Elemente in diesen Überresten kartiert und dabei die Vorhersagen der Nukleosynthese Theorie bestätigt. Jeder Stern im Universum ist eine Elementfabrik, die unablässig die Bausteine des Lebens produziert, in unserer Milchstraße gibt es etwa 200 bis 400 Milliarden Sterne. Im beobachtbaren Universum existieren schätzungsweise 2 Billionen Galaxien, jede mit Milliarden bis Billionen Sternen.

19:43 Das bedeutet, es gibt mehr Sterne im Universum als Sandkörner an allen Stränden der Erde, und jeder dieser Sterne trägt zur kosmischen Alchemie bei, die Geschwindigkeit, mit der das Universum chemisch angereichert wird, hängt von der Sternentstehungsrate ab. In den ersten Milliarden Jahren nach dem Urknall war diese Rate viel höher als heute.

20:10 Das Universum durchlebte seine aktivste Phase der Sternentstehung vor etwa 10 bis 11 Milliarden Jahren. Seitdem nimmt die Rate kontinuierlich ab, da immer mehr Wasserstoff und Helium in langlebigen massearmen Sternen gebunden wird, die. Unsere Milchstraße produziert derzeit etwa 3 neue Sterne pro Jahr.

20:34 Das mag wenig erscheinen, aber über Milliarden von Jahren summiert sich das zu Hunderten Milliarden Sternen. Jeder Stern trägt zur Anreicherung bei, wenn er stirbt, massearme Sterne wie die Sonne setzen ihre Hüllen sanft frei, massereichere Sterne explodieren in Supernovae. Das Ergebnis ist eine stetige Zunahme der Metallizität im interstellaren Medium. Heute 13,8 Milliarden Jahre nach dem Urknall, hat das Universum einen Metallizitätsgrad erreicht, der die Bildung von Gesteinsplaneten und komplexen Molekülen ermöglicht. Diese Bedingungen sind Voraussetzung für Leben, wie wir es kennen.

21:22 Die Stellare Nukleosynthese hat nicht nur die Elemente erschaffen, sondern auch die Möglichkeit für Komplexität, für Chemie, für Leben und letztendlich für Bewusstsein. Wenn du heute Nacht zum Himmel hinaufschaust und die Sterne siehst, denke daran, du betrachtest die Werkstätten der Schöpfung, die kosmischen Öfen, in denen die Materie geschmiedet wird, aus der alles besteht. Die Planeten, die Berge, die Ozeane, die Bäume und wir selbst.

21:54 Wir sind keine getrennten Beobachter des Kosmos. Wir sind Teil von ihm, verwachsen mit der größeren Geschichte des Universums. Unsere Reise durch die Stellare Nukleosynthese offenbart eine tiefe Wahrheit, das Universum ist ein vernetztes Ganzes. Die Prozesse in den Sternen sind mit unserem eigenen Dasein verwoben.

22:20 Die Atome, die vor Milliarden Jahren in fernen Sternen entstanden, bilden heute unsere Körper und unsere Welt. Diese Perspektive lehrt uns Demut und Ehrfurcht, wir sind Produkte von 13,8 Milliarden Jahren kosmischer Evolution. Von unzähligen Generationen von Sternen, die lebten und starben, damit wir sein können. Und doch ist unsere Existenz nicht zufällig oder bedeutungslos, wir sind das Mittel, durch das das Universum sich seiner selbst bewusst wird, durch das die Materie über ihre eigene Herkunft nachdenkt.

23:03 Gleichzeitig trägt diese Erkenntnis eine Verantwortung mit sich. Unser Planet Erde ist ein außergewöhnlicher Ort im Kosmos. Ein kleiner blauer Punkt, wie Carl Sagan ihn nannte, der im Meer der Dunkelheit schwebt. Hier haben sich die Elemente der Sterne zu lebendigen Systemen organisiert, zu Ökosystemen von atemberaubender Komplexität und Schönheit. Die Stellare Nukleosynthese brauchte Milliarden von Jahren und unzählige Sternengenerationen, um die Vielfalt der Elemente zu schaffen, die auf unserer Erde existieren.

23:43 Jedes Goldatom, jedes Kohlenstoffmolekül, jeder Tropfen Wasser ist ein kostbares Geschenk dieser kosmischen Prozesse, unsere Biosphäre, diese dünne Schicht lebendiger Materie auf der Oberfläche unseres Planeten. Ist das Ergebnis dieser langen Geschichte in der gesamten beobachtbaren Weite des Universums unter all den Billionen Sternen ist die Erde der einzige Ort, von dem wir mit Sicherheit wissen, das Leben existiert, vielleicht gibt es andere bewohnte Welten da draußen, doch bisher haben wir sie nicht gefunden, das macht unseren Planeten unvorstellbar wertvoll und schützenswert. Die Elemente, die in Sternen geschmiedet wurden, haben hier eine besondere Form angenommen.

24:32 Die Form des Lebens, der Ökosysteme, der Zivilisation. Wir tragen eine Verantwortung, dieses seltene und wunderbare Geschenk zu bewahren. Die Stellare Nukleosynthese wird weitergehen, neue Sterne werden entstehen und sterben, doch die einzigartige Anordnung der Materie, die wir Biosphäre nennen. Existiert nur hier und jetzt auf diesem Planeten. Wenn wir die kosmische Perspektive einnehmen und unseren Platz im großen Gefüge des Universums verstehen, erkennen wir, wir sind Hüter der Sterne, die Atome in unserem Körper haben eine unglaubliche Reise hinter sich und es liegt an uns, dafür zu sorgen, dass diese Reise sich in Schönheit und Komplexität fortsetzt, statt in Zerstörung zu enden. Unser Heimatplanet ist der

25:27 kostbarste Ort im bekannten Universum, ein Ort, an dem Sternenstaub aufwachte und begann, über sich selbst nachzudenken. Lass uns diesen wunderbaren blauen Planeten schützen und bewahren, für uns und für alle zukünftigen Generationen, die noch kommen werden, um das Sternentheater zu erleben und die Geschichte ihrer eigenen kosmischen Herkunft zu entdecken.