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

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

Die schwersten Elemente im Periodensystem haben ihre eigene, einzigartige Geschichte. Nein, sie kommen nicht von 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; In massereicheren Sternen entstehen schwerere Elemente wie Silizium, Schwefel und Eisen. Elemente jenseits des Eisens entstehen, wenn diese massereichen Sterne in Supernovae explodieren.

Aber die massereichsten Elemente am oberen Ende des Periodensystems - einschließlich Platin, Gold, Radon und sogar Uran - haben ihren Ursprung in einem noch selteneren und 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 kam.

Die Elemente des Periodensystems und ihre Herkunft sind in diesem Bild oben aufgeführt. 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)

Wenn Sie Sterne bilden, entstehen diese 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 abstrahlen und sie zusammenbrechen lassen. Schließlich werden sie so massiv und dicht, dass sich in ihnen Kernfusionen entzünden können. Letztendlich entwickeln sich diese Klumpen zu Sternen.

In den frühesten Stadien wuchsen die Sterne mit Wasserstoff und Helium zu enormen Massen: Zehn-, Hundert- oder sogar Tausendfacher Sonnenmasse. Später ermöglichte das Vorhandensein schwererer Elemente eine effizientere Kühlung, hielt die durchschnittliche Masse viel niedriger und begrenzte das Maximum auf 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, das größte von allen, ist mehr als das 250-fache der Sonnenmasse. (EUROPÄISCHER SÜDLICHER BEOBACHTER / P. CROWTHER / C.J. EVANS)

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

Das REsearch Consortium On Nearby Stars (RECONS) untersuchte alle Sterne, die innerhalb von 25 Parsec (ca. 81 Lichtjahre) gefunden wurden, und entdeckte insgesamt 2.959 Sterne. Von diesen waren 1533 Einzelsternsysteme, die restlichen 1426 wurden in binäre, trinäre oder noch komplexere Systeme eingebunden. Wie unsere Beobachtungen gezeigt haben, sind diese Clustering-Eigenschaften massenunabhängig. Sogar die massereichsten Sterne sind häufig zu Zweien, Dreien oder noch mehr zusammengefasst.

Wenn es im Universum zu größeren Zusammenschlüssen von Galaxien ähnlicher Größe kommt, bilden sie aus dem darin enthaltenen 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 30 Millionen Lichtjahre entfernt ist. (RÖNTGEN (NASA / CXC / VIRGINIA / A.REINES ET AL); RADIO (NRAO / AUI / NSF); OPTICAL (NASA / STSCI))

Im Laufe der Geschichte des Universums treten die massivsten Perioden der Sternentstehung auf, wenn Galaxien interagieren, sich zusammenschließen oder in massive Gruppen und Cluster fallen. Diese Ereignisse stören das in einer Galaxie vorhandene Wasserstoffgas gravitativ und lösen ein Ereignis aus, das als Starburst bezeichnet wird. Während eines Starbursts wird dieses Gas schnell in Sterne aller Massen und in enormen Variationen von Gruppierungen umgewandelt: Singles, Binaries, Trinaries, bis hin zu mindestens sechsfachen Systemen.

Die zahlreicheren, weniger massereichen Sterne verbrennen langsam und leben extrem lange. Ungefähr 80–90% der jemals geschaffenen Sterne fusionieren immer noch Wasserstoff zu Helium und dies wird so lange so bleiben, bis das gegenwärtige Zeitalter des Universums vorbei ist. Der nächste Schritt in der Masse zu sonnenähnlichen Sternen macht einen großen Unterschied für eine Vielzahl von Elementen in unserem heutigen Sonnensystem.

Unterschiedliche Farben, Massen und Größen der Hauptreihensterne. Die massereichsten produzieren die größten Mengen schwerer Elemente am schnellsten, aber die weniger massereicheren sind zahlreicher und für große Anteile der in der Natur vorkommenden Elemente mit geringerer Masse verantwortlich. (WIKIMEDIA COMMONS 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.

Nacheinander werden Neutronen von einer Vielzahl von Kernen absorbiert, wodurch wir nicht nur Elemente wie Stickstoff erzeugen können, sondern auch viele der schwereren Elemente, die über das hinausgehen, was in Supernovae hergestellt wird. Beispiele sind Strontium, Zirkon, Zinn und Barium; Es werden auch geringere 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 je nach den Eigenschaften des Sternensystems, aus dem sie stammen, eine Vielzahl von Formen und Ausrichtungen an und sind für viele der schweren Elemente im Universum verantwortlich. Es wird gezeigt, dass sowohl Überriesensterne als auch 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. Diese kosmischen Giganten sind zwar in ihrer Anzahl recht klein, machen jedoch einen erheblichen Teil der Gesamtmasse aus, die in die Sternentstehung einfließt. Diese Sterne haben zwar das meiste an Materie in sich, sind aber am kurzlebigsten, da sie ihren Treibstoff weitaus schneller verbrennen als alle anderen Sterntypen. Sie verwandeln Wasserstoff in Helium, Helium in Kohlenstoff und arbeiten sich dann im Periodensystem nach oben, um Eisen zu gewinnen.

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

Es gibt einen sehr langsam rotierenden Neutronenstern im Kern des Supernova-Überrests RCW 103, der ein massereicher Stern war, der das Ende seines Lebens erreichte. Während Supernovae schwere Elemente, die im Kern eines Sterns verwachsen sind, in das Universum zurückschicken können, sind es die nachfolgenden Neutronenstern-Neutronenstern-Fusionen, die die Mehrheit der schwersten Elemente von allen erzeugen. (Röntgen: NASA / CXC / Universität von Amsterdam / N.REA et al.; Optisch: DSS)

Trotzdem gibt es Lücken im Periodensystem, auch bei alledem. Am unteren Ende entstehen Lithium, Beryllium und Bor nur dann, wenn energiereiche Teilchen, die durch das Universum strömen - kosmische Strahlen - in Kerne einschlagen und diese durch einen als Spallation bezeichneten Prozess auseinanderbrechen.

Am oberen Ende benötigen Elemente ab Rubidium (Element 44) und höher, einschließlich des größten Teils von Jod, Iridium, Platin, Gold und jedem Element, 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 in demselben System zu Supernova werden, führt die Existenz mehrerer aneinander gebundener Neutronensterne zu einer enormen Möglichkeit: einer Fusion binärer Neutronensterne.

In den letzten Momenten 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 hohen Ende des Periodensystems. (UNIVERSITÄT WARWICK / MARK GARLICK)

Lange Zeit wurde spekuliert, dass die Verschmelzung von Neutronensternen den Ursprung dieser Elemente darstellen würde, da zwei massive Neutronenkugeln, die zusammenschlagen, 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 ein paar Prozent sollten als Teil der Kollision ausgeworfen werden.

2017 haben Beobachtungen mit beiden Teleskopen und mit Gravitationswellenobservatorien bestätigt, dass nicht nur Neutronensternfusionen für die überwiegende Mehrheit dieser schweren Elemente verantwortlich sind, sondern auch kurzzeitige Gammastrahlenexplosionen mit diesen Fusionen in Verbindung gebracht werden können. Es ist allgemein bekannt, dass Neutronenstern-Neutronenstern-Fusionen der Ursprung der meisten der schwersten Elemente im gesamten Universum sind.

Dieses farbkodierte Periodensystem gruppiert Elemente danach, wie sie im Universum hergestellt wurden. Wasserstoff und Helium stammen aus dem Urknall. Schwerere Elemente bis hin zu Eisen werden im Allgemeinen in den Kernen massereicher Sterne geschmiedet. Die elektromagnetische Strahlung von GW170817 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, sprechen wir häufig darüber, 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 so 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 ab dem Zeitpunkt vorhanden, als das Universum weniger als 100 Millionen Jahre alt war, aber die letzten Populationen von unberührtem Gas wurden erst 2-3 Milliarden Jahre nach dem Urknall zerstört.

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

Die Fülle 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 gesamten kosmischen Geschichte vorhandenen elementaren Fülle abzubilden. (WIKIMEDIA COMMONS USER 28BYTES)

Die schwersten Elemente von allen sind jedoch allein durch einen Mechanismus entstanden: Neutronensternfusionen. Sicher, Supernovae können Sie bis zum Ende des Periodensystems führen, aber nur in unbedeutenden Mengen. Sterbende sonnenähnliche Sterne können die Entstehung von immer schwereren Elementen langsam vorantreiben, aber Sie können durch diesen Prozess nichts Außergewöhnliches 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 Gravitationswellen-Observatorien 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 elementaren Fülle 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 aufgelegt. Ethan hat zwei Bücher verfasst, Beyond The Galaxy und Treknology: The Science of Star Trek von Tricorders bis Warp Drive.