Geology Reference
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die Entstehung von Himmelskörpern über Me-
teorite zur Zusammensetzung unserer Erde
(die in Abschn. 1.3 und 1.4 schon angespro-
chen wurde) und danach zu den allgemeinen
geochemischen und isotopengeochemischen
Gesetzmäßigkeiten vor, die zur Rekonstruktion
und zum Verständnis geologischer Prozesse
wichtig sind.
sumenthieltnunnebendenobengenannten
Elementen noch ein wenig Tritium (
3
H) und
3
He sowie freie Protonen und Neutronen, wo-
bei letztere sich innerhalb weniger Minuten in
andere Teilchen umwandelten, da sie ungebun-
den instabil sind.
WeitereElementeentstandendannnurnoch
im Zuge der
stellaren Nukleosynthese
im Inne-
ren von Sternen. Nach der Entstehung eines
Protosterns durch die gravitative Zusammen-
ballung interstellaren Staubs und Gases und
weiterer Verdichtung begannen bei den dann
herrschenden Temperaturen ab etwa 10
7
K
(also bei etwa zehn Millionen Grad) die ersten
Fusionsreaktionen
abzulaufen. Solche Fusions-
reaktionen spielen eine entscheidende Rolle im
Universum, da sie die Sterne (wie z. B. auch un-
sere Sonne) mit Energie versorgen (siehe dazu
Kasten 4.1).
Wenn nach Milliarden von Jahren der Wasser-
stoffvorrat eines Sternes zur Neige geht, wird
der Fusionsprozess in seinem Inneren gestoppt
und er fällt unter dem Einfluss seiner eigenen
Schwerkraft in sich zusammen. Während die-
sesProzesseswirderheißerunddichterundes
bilden sich unter diesen extremen Zuständen
dieElementehöhererOrdnungszahleninver-
schiedenen aufeinanderfolgenden, von ganz
bestimmten Druck- und Temperaturbedingun-
gen abhängigen Stufen. Kleinere Sterne mit ge-
ringen Massen können übrigens durch Fusi-
onsreaktionen nur leichte Elemente erzeugen,
da sie nicht die erforderlichen Bedingungen
zurSyntheseschwerererElementeerreichen.
UnsereSonneistz.B.soklein,dassnurEle-
mente bis zum Kohlenstoff erzeugt werden
können. Größere Sterne schaffen es, alle Ele-
mente bis zum Eisen zu synthetisieren. Weiter
kann man mit Fusionsreaktionen aber nicht
kommen, denn hier endet die positive Energie-
bilanz der Fusionsreaktionen (Abb. 4.1), und
durch die Fusion von Eisen können keine
schwereren Elemente mehr hergestellt werden.
UmdieschwererenElementezuerzeugen(z.B.
die besonders beliebten Gold, Silber oder Pla-
tin, um nur drei zu nennen), muss es also einen
weiteren Nukleosynthese-Mechanismus geben.
4.2 Nukleosynthese
Wasserstoff (
1
H) und darin enthalten auch
Deuterium (
2
H) sowie Helium (
3
He und
4
He)
sind die beiden Elemente, die neben wenig Li-
thium bereits kurz nach dem Urknall bei ext-
rem hohen Temperaturen und Dichten „gebo-
ren“ wurden. Diesen Prozess bezeichnet man
als
primordiale Nukleosynthese
.„Kurz“be-
deutet nach der heute gängigsten Theorie „in
den ersten 5 Minuten“, was also nicht nur geo-
logisch kurz ist. Alles begann etwa eine Hun-
dertstelsekunde nach dem Urknall. Zu dieser
ZeitwardasUniversumsoweitabgekühlt(auf
„nur“ noch etwa 10 Milliarden Kelvin), dass
sichdievorheralsPlasmavorliegendenQuarks
(winzigste Elementarteilchen) zu Protonen und
Neutronen im Verhältnis 1 : 1 verbinden konn-
ten. Während der weiteren Abkühlung sank
das Neutronen/Protonen-Verhältnis ab, nach
einerSekundez.B.aufetwa1:6.EineMinute
nach dem Urknall konnte sich erstmals stabiles
Deuterium bilden, das freie Neutronen einfing
und überwiegend in
4
He-Kernen einband, zu
einem sehr geringen Anteil auch in
Li. Die
kleine Hochzahl gibt hierbei die Massenzahl,
also die Summe der Protonen plus Neutronen
an. Bei diesem Prozess sollten laut Theorie
75 % Wasserstoff und 25 % Helium entstanden
sein, was gut mit unseren Beobachtungen der
ältesten beobachtbaren Sterne, auch außerhalb
unserer Milchstraße, übereinstimmt. Das heu-
tige H/He-Verhältnis ist allerdings durch spä-
tere Prozesse verändert und liegt zwischen 9
und 12. Nach wenigen Minuten war die pri-
mordiale Nukleosynthese beendet, das Univer-
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