Nukleosynthese

Nukleosynthese bezeichnet die Prozesse, durch die Atomkerne aus Protonen und Neutronen aufgebaut werden. Sie findet unter verschiedenen astrophysikalischen Bedingungen statt, etwa im frühen Universum, in Sternen und bei stellaren Explosionen, und bestimmt die chemische Elementzusammensetzung des Kosmos.

Die Big-Bang-Nukleosynthese ereignete sich in den ersten Minuten nach dem Urknall. Dabei entstanden überwiegend Wasserstoff und Helium sowie geringe Anteile von Deuterium, Helium-3 und Lithium-7. Diese primordialen Überreste prägen die Elementhäufigkeiten in alten Objekten.

Sternennukleosynthese bezieht sich auf Fusionsprozesse in Sternen. In Sternen der Hauptreihe verschmelzen Wasserstoffkerne zu Helium über den Proton-Proton-Zyklus oder den CNO-Zyklus. In fortgeschrittenen Phasen verschmelzen Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff; weitere Brennphasen (Kohlenstoff-, Neon-, Sauerstoff- und Siliziumbrennen) bauen schwerere Kerne bis in die Eisen-Gruppe.

Schwerere Kerne jenseits von Eisen werden vor allem durch Neutroneneinfang gebildet. Der langsame s-Prozess entsteht in AGB-Sternen, der schnelle r-Prozess in explosiven Umgebungen wie Kern-Kollaps-Supernovae oder Neutronensternverschmelzungen. Explosive Nukleosynthese trägt ebenfalls zu den Elementhäufigkeiten bei.

Beobachtungen unterstützen das Modell der Nukleosynthese: Spektren alter Sterne, Meteoritendokumente, Gammastrahlung aus radioaktivem Zerfall (z. B. 26Al), sowie kosmische Hintergrundmessungen. Das Verständnis von Nukleosynthese verbindet Kosmologie, Sternentwicklung und Planetenchemie.