Ein junger Sternhaufen in einer Sternentstehungsregion, bestehend aus Sternen verschiedenster Massen. Einige von ihnen werden eines Tages Silizium verbrennen und dabei Eisen und viele andere Elemente produzieren. Die Herkunft der schwersten Elemente erfordert jedoch einen anderen Prozess. (ESO / T. PREIBISCH)

Wie war es, als das Universum seine schwersten Elemente herstellte?

Die schwersten Elemente im Periodensystem haben ihre eigene einzigartige Geschichte. Nein, sie kommen nicht aus einer Supernova.

Wenn es um die Elemente des Universums geht, hat jeder seine eigene Geschichte. Wasserstoff und Helium wurden in den frühesten Stadien des Urknalls erzeugt; Lichtelemente wie Kohlenstoff und Sauerstoff entstehen in sonnenähnlichen Sternen; schwerere Elemente wie Silizium, Schwefel und Eisen entstehen in massereicheren Sternen; Elemente jenseits von Eisen entstehen, wenn diese massiven Sterne in Supernovae explodieren.

Aber die massereichsten Elemente am oberen Ende des Periodensystems - einschließlich Platin, Gold, Radon und sogar Uran - verdanken ihren Ursprung einem noch selteneren, energischeren Prozess. Die schwersten Elemente von allen stammen aus der Verschmelzung von Neutronensternen, eine Tatsache, die lange vermutet, aber erst 2017 bestätigt wurde. Hier ist die kosmische Geschichte, wie das Universum dorthin gekommen ist.

Die Elemente des Periodensystems und deren Ursprung sind in diesem Bild oben detailliert dargestellt. Während die meisten Elemente hauptsächlich aus Supernovae oder verschmelzenden Neutronensternen stammen, entstehen viele lebenswichtige Elemente teilweise oder sogar größtenteils in planetarischen Nebeln, die nicht aus der ersten Generation von Sternen stammen. (NASA / CXC / SAO / K. DIVONA)

Wann immer Sie Sterne bilden, entstehen sie aus einer großen molekularen Gaswolke, die sich zu einer Vielzahl von Klumpen zusammenzieht. Die Klumpen werden mit der Zeit immer massiver, da die Atome und Moleküle im Inneren Wärme abgeben und sie zusammenbrechen lassen. Schließlich werden sie massiv und dicht genug, dass sich die Kernfusion in ihnen entzünden kann. Schließlich entwickeln sich diese Klumpen zu Sternen.

In den frühesten Stadien, nur mit Wasserstoff und Helium, wuchsen die Sterne zu enormen Massen: typischerweise das Zehn-, Hundert- oder sogar Tausendfache der Sonnenmasse. Später ermöglichte das Vorhandensein schwererer Elemente eine effizientere Kühlung, hielt die durchschnittliche Masse viel niedriger und begrenzte das Maximum auf nur das 200- bis 300-fache unserer Sonne.

Der Cluster RMC 136 (R136) im Tarantelnebel in der großen Magellanschen Wolke beherbergt die massereichsten bekannten Sterne. R136a1, der größte von allen, ist über 250-mal so groß wie die Masse der Sonne. (EUROPÄISCHE SÜDLICHE BEOBACHTUNG / P. CROWTHER / CJ EVANS)

Noch heute gibt es Sterne in einer Vielzahl von Massen und Größen. Sie kommen auch in einer Vielzahl von Distributionen. Während viele der Sternensysteme unseren eigenen ähnlich sind und nur einen Stern besitzen, der von Planeten umgeben ist, sind auch Mehrsternsysteme äußerst verbreitet.

Das REsearch Consortium On Nearby Stars (RECONS) untersuchte alle Sterne, die sie innerhalb von 25 Parsec (ca. 81 Lichtjahre) finden konnten, und entdeckte insgesamt 2.959 Sterne. Von diesen waren 1533 Einzelsternsysteme, aber die restlichen 1426 waren in binäre, trinäre oder noch komplexere Systeme gebunden. Wie unsere Beobachtungen gezeigt haben, sind diese Clustering-Eigenschaften unabhängig von der Masse. Selbst die massereichsten Sterne sind häufig zu zweit, zu dritt oder in noch größerer Anzahl zusammengefasst.

Wenn im Universum größere Fusionen von Galaxien ähnlicher Größe stattfinden, bilden sie aus dem in ihnen vorhandenen Wasserstoff- und Heliumgas neue Sterne. Dies kann zu stark erhöhten Sternentstehungsraten führen, ähnlich wie wir es in der nahe gelegenen Galaxie Henize 2–10 beobachten, die sich 30 Millionen Lichtjahre entfernt befindet. (RÖNTGENSTRAHL (NASA / CXC / VIRGINIA / A. REINES ET AL); RADIO (NRAO / AUI / NSF); OPTISCH (NASA / STSCI))

Im Laufe der Geschichte des Universums treten die massereichsten Perioden der Sternentstehung auf, wenn Galaxien interagieren, zusammenwachsen oder in massive Gruppen und Cluster fallen. Diese Ereignisse stören das in einer Galaxie vorhandene Wasserstoffgas durch Gravitation und lösen ein Ereignis aus, das als Starburst bekannt ist. Während eines Starbursts wird dieses Gas schnell in Sterne aller Massen und in enorme Arten von Gruppierungen umgewandelt: Singles, Binärdateien, Trinaries bis hin zu mindestens sechs Systemen.

Die zahlreicheren, weniger massiven Sterne verbrennen langsam ihren Treibstoff und leben extrem lange. Ungefähr 80–90% der jemals geschaffenen Sterne verschmelzen immer noch Wasserstoff zu Helium und werden dies auch weiterhin tun, bis mehr Zeit als das gegenwärtige Zeitalter des Universums vergangen ist. Der nächste Schritt in der Masse zu sonnenähnlichen Sternen macht einen großen Unterschied für eine große Anzahl von Elementen, die heute in unserem Sonnensystem vorhanden sind.

Verschiedene Farben, Massen und Größen von Hauptreihensternen. Die massereichsten produzieren die größten Mengen schwerer Elemente am schnellsten, aber die weniger massiven sind zahlreicher und sind für große Anteile der Elemente mit geringerer Masse in der Natur verantwortlich. (WIKIMEDIA GEMEINSAME BENUTZER KIEFF UND LUCASVB, ANMERKUNGEN VON E. SIEGEL)

Während des größten Teils ihres Lebens verschmelzen sonnenähnliche Sterne Wasserstoff zu Helium, während sie in den späten Stadien zu roten Riesen anschwellen, während ihre Kerne Helium zu Kohlenstoff verschmelzen. Während sie sich jedoch weiterentwickeln und sich dem Ende ihres Lebens nähern, beginnen diese Sterne freie Neutronen zu produzieren, die von den anderen im Stern vorhandenen Kernen absorbiert werden.

Nach und nach werden Neutronen von einer Vielzahl von Kernen absorbiert, sodass wir nicht nur Elemente wie Stickstoff erzeugen können, sondern auch viele der schwereren Elemente, die über das hinausgehen, was in Supernovae hergestellt wird. Strontium, Zirkon, Zinn und Barium sind Beispiele; Es werden auch kleinere Mengen an Elementen wie Wolfram, Quecksilber und Blei produziert. Aber Blei ist die Grenze; Das nächste Element nach oben ist Wismut, das instabil ist. Sobald Blei ein Neutron absorbiert, zerfällt Wismut und wir sind wieder unter Blei. Sonnenähnliche Sterne können uns nicht über diesen Buckel bringen.

Planetarische Nebel nehmen abhängig von den Eigenschaften des Sternensystems, aus dem sie hervorgehen, eine Vielzahl von Formen und Ausrichtungen an und sind für viele der schweren Elemente im Universum verantwortlich. Es wird gezeigt, dass Überriesensterne und Riesensterne, die in die planetare Nebelphase eintreten, über den S-Prozess viele wichtige Elemente des Periodensystems aufbauen. (NASA, ESA UND DAS HUBBLE HERITAGE TEAM (STSCI / AURA))

Weder können die massereichsten Sterne. Obwohl ihre Anzahl recht gering ist, machen diese kosmischen Giganten einen bedeutenden Teil der Gesamtmasse aus, die in die Sternentstehung fließt. Obwohl diese Sterne die meiste Materie in sich haben, sind sie am kurzlebigsten, da sie ihren Treibstoff viel schneller verbrennen als alle anderen Sterntypen. Sie verschmelzen Wasserstoff zu Helium, Helium zu Kohlenstoff und arbeiten sich dann im Periodensystem zu Eisen hoch.

Nach dem Eisen gibt es jedoch keinen energetisch günstigen Ort. Diese Sterne sehen in ihren letzten Augenblicken, wie ihre Kerne implodieren und entweder Neutronensterne oder Schwarze Löcher in ihren Zentren erzeugen, während sie eine außer Kontrolle geratene Fusionsreaktion in den äußeren Schichten auslösen. Das Ergebnis ist eine Supernova-Explosion, gepaart mit einer Flut von Neutronen, die schnell eingefangen werden und viele der Elemente erzeugen, die schwerer als Eisen sind.

Im Kern des Supernova-Überrests RCW 103 befindet sich ein sehr langsam rotierender Neutronenstern, ein massereicher Stern, der das Ende seines Lebens erreicht hat. Während Supernovae schwere Elemente, die im Kern eines Sterns verschmolzen waren, zurück ins Universum schicken können, sind es die nachfolgenden Neutronenstern-Neutronenstern-Fusionen, die die Mehrheit der schwersten Elemente von allen erzeugen. (RÖNTGENSTRAHL: NASA / CXC / UNIVERSITÄT AMSTERDAM / N.REA ET AL; OPTISCH: DSS)

Trotz alledem gibt es klaffende Löcher im Periodensystem. Am unteren Ende entstehen Lithium, Beryllium und Bor nur dann, wenn hochenergetische Partikel, die durch das Universum fließen - kosmische Strahlen - in Kerne schlagen und diese durch einen als Spallation bekannten Prozess auseinander sprengen.

Am oberen Ende benötigen Elemente ab Rubidium (Element 44) und höher, einschließlich des größten Teils des Jods, Iridiums, Platins, Goldes und jedes Elements, das schwerer als Blei ist, etwas anderes. Diese Supernovae, von denen viele in binären Systemen vorkommen, hinterlassen sehr häufig Neutronensterne. Wenn zwei oder mehr Sterne im selben System Supernova werden, führt die Existenz mehrerer miteinander verbundener Neutronensterne zu einer enormen Möglichkeit: einer binären Neutronensternfusion.

In den letzten Augenblicken der Verschmelzung senden zwei Neutronensterne nicht nur Gravitationswellen aus, sondern eine katastrophale Explosion, die über das elektromagnetische Spektrum hallt. Gleichzeitig erzeugt es eine Menge schwerer Elemente zum sehr oberen Ende des Periodensystems. (UNIVERSITÄT WARWICK / MARK GARLICK)

Lange Zeit wurde spekuliert, dass die Verschmelzung von Neutronensternen den Ursprung dieser Elemente darstellen würde, da zwei zusammenschlagende massive Neutronenbälle eine endlose Vielfalt schwerer Atomkerne erzeugen könnten. Sicher, der größte Teil der Masse dieser Objekte würde wie ein Schwarzes Loch zu einem Objekt im Endstadium verschmelzen, aber einige Prozent sollten als Teil der Kollision ausgeworfen werden.

Im Jahr 2017 bestätigten Beobachtungen mit beiden Teleskopen und mit Gravitationswellenobservatorien, dass nicht nur Neutronensternfusionen für die überwiegende Mehrheit dieser schweren Elemente verantwortlich sind, sondern dass auch kurzperiodische Gammastrahlenexplosionen mit diesen Fusionen verbunden werden können. Heute als Kilonova bekannt, ist es bekannt, dass Neutronenstern-Neutronenstern-Fusionen der Ursprung der meisten der schwersten Elemente im gesamten Universum sind.

Dieses farbcodierte Periodensystem gruppiert Elemente danach, wie sie im Universum hergestellt wurden. Wasserstoff und Helium stammten aus dem Urknall. Schwerere Elemente bis hin zu Eisen werden im Allgemeinen in den Kernen massereicher Sterne geschmiedet. Die von GW170817 eingefangene elektromagnetische Strahlung bestätigt nun, dass Elemente, die schwerer als Eisen sind, nach Neutronensternkollisionen in großen Mengen synthetisiert werden. Schwerere Elemente als hier gezeigt werden auch durch Neutronenstern-Neutronenstern-Fusionen erzeugt. (JENNIFER JOHNSON; ESA / NASA / AASNOVA)

Wenn wir über die Geschichte des Universums sprechen, diskutieren wir sie häufig, als ob es sich um eine Reihe von Ereignissen handelte, die zu bestimmten, genau definierten Zeitpunkten stattfanden. Obwohl es einige Momente in der kosmischen Geschichte gibt, die auf diese Weise klassifiziert werden können, lassen sich Leben und Tod von Sternen nicht so einfach kategorisieren.

Die Sternentstehung nimmt in den ersten 3 Milliarden Jahren nach dem Urknall zu, fällt dann ab und nimmt allmählich ab. Schwere Elemente sind vorhanden, als das Universum weniger als 100 Millionen Jahre alt war, aber die letzten Populationen von unberührtem Gas wurden erst 2 bis 3 Milliarden Jahre nach dem Urknall zerstört.

Und die Elemente des Periodensystems werden durch diese Prozesse, die hauptsächlich in Sternen und in wechselwirkenden Sternresten stattfinden, kontinuierlich erzeugt und zerstört. Bemerkenswerterweise wissen wir heute, wie viele Elemente und welche unterschiedlichen Typen vorhanden sind, aber es ist eine Geschichte, die ständig im Fluss ist.

Die Häufigkeit der Elemente im heutigen Universum, gemessen für unser Sonnensystem. Wenn sich unsere Beobachtungen weiter verbessern, ist zu erwarten, dass wir in der Lage sein werden, die in unserer kosmischen Geschichte vorhandenen Elementhäufigkeiten abzubilden. (WIKIMEDIA GEMEINSAMER BENUTZER 28BYTES)

Die schwersten Elemente von allen wurden jedoch allein durch einen Mechanismus erzeugt: Neutronensternfusionen. Sicher, Supernovae können Sie bis ins Periodensystem bringen, aber nur in unbedeutenden Mengen. Sterbende sonnenähnliche Sterne können langsam die Entstehung von immer schwereren Elementen vorantreiben, aber Sie können nichts anderes als Blei durch diesen Prozess aufrechterhalten. Kosmisch gesehen ist die einzige Möglichkeit, signifikante Mengen der schwersten Elemente von allen zu erschaffen, die Inspiration und Verschmelzung der dichtesten physischen Objekte im bekannten Universum: Neutronensterne.

Nachdem Gravitationswellenobservatorien unser kosmisches Bild dieser Schöpfung bestätigt haben, stehen die Werkzeuge und Technologien zur Verfügung, um sie weiter und detaillierter zu untersuchen. Der nächste Schritt wird uns beobachtend zeigen, wie sich die Elementhäufigkeit des Universums im gesamten Raum entwickelt hat. Endlich ist eine Karte der chemischen Geschichte des Universums in unserer Reichweite.

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Starts With A Bang ist jetzt auf Forbes und dank unserer Patreon-Unterstützer auf Medium neu veröffentlicht. Ethan hat zwei Bücher verfasst, Beyond The Galaxy und Treknology: Die Wissenschaft von Star Trek von Tricorders bis Warp Drive.