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Dieser läuft allerdings nur in sehr großen Ster-
nenab,den„RotenRiesen“.Diekleinerenwie
z. B. unsere Sonne fallen nämlich, nachdem sie
ausgebrannt sind, langsam in sich zusammen
undstoßenihreäußereHülleab.Siewerdenzu
schwach leuchtenden „Weißen Zwergen“ und
enden nach Abschluss aller Brennprozesse als
„Schwarze Zwerge“.
Größere dagegen, ab etwa zehn Sonnenmassen,
kontrahieren so schnell, dass sie praktisch im-
plodieren. Dabei werden sie so extrem verdich-
tet, dass große Mengen von Gravitationsener-
gie frei werden, die zu extremer Temperaturer-
höhungundvielenweiterenmöglichen
Kern-
reaktionen
führen. Die Helligkeit des Sterns
nimmt bei einem solchen Prozess innerhalb
wenigerTageextremzu-esentstehteineSu-
pernova,diebiszurHälfteihrerMaterieinden
interstellaren Raum hinausschleudert. Dort
und im Inneren des Sterns können durch Reak-
tionen, die freie Neutronen involvieren, die
Elemente entstehen, die schwerer sind als Ei-
sen. Diese können entweder kontinuierlich im
Inneren größerer Sterne, in denen Kernfusion
stattfindet, produziert werden (langsame Neu-
tronen), oder aber in kollabierenden Sternen,
so genannten Supernovae (schnelle Neutro-
nen).
Es gibt nun zwei verschiedene Prozesse, nach
denen sich neue schwere Elemente bilden.
Beim
s-Prozess
(dassstehtfür
slow
,alsolang-
sam) wird von einem Atomkern nur ein langsa-
mes Neutron eingefangen, und das neu entste-
hendeNuklidbleibtentwederstabiloderzer-
fällt in einem langsamen Prozess, bis ein stabi-
les Tochternuklid entsteht. Die Wahrscheinlich-
keit, dass ein Neutron von einem bestimmten
Nuklid eingefangen wird, wird mit dem schö-
nen deutschen Wort „
Neutroneneinfangwir-
kungsquerschnitt
“ beschrieben und ist in jeder
Nuklidkarte nachzulesen.
In einer Supernova fangen Atomkerne ähnlich
wieineinemKernreaktordieumherfliegenden
schnellen Neutronen in kurz aufeinanderfol-
genden Prozessen ein (
r-Prozess
,rstehterwar-
tungsgemäß für
rapid
,alsoschnell),diedurch
anschließende Betazerfälle zu stabilen Atom-
kernen (schwerer als Eisen) werden. Aus den
Resten einer Supernova können in weiteren
Galaxie- und Sternbildungsprozessen neue
Sterne und auch Planeten wie unsere Erde ent-
stehen. Die Materie unserer Erde ist also viel-
fach rezykliertes Material ehemaliger Sterne.
Es ist offenkundig, dass aufgrund der oben be-
schriebenen Prozesse die Menge an schweren
Elementen mit zunehmendem Alter des Uni-
versums zunimmt.
Betrachten wir zum Abschluss, was wir durch
die verschiedenen Fusions- und Neutronenein-
fangprozesse nun gebildet haben: eine Vielzahl
von
Nukliden
(also Atomkernen unterschiedli-
cher Massenzahlen) aller natürlich vorkom-
menden Elemente, die teilweise stabil und teil-
weise instabil sind. Die instabilen zerfallen mit
der Zeit (und zwar so schnell, wie es ihre
Halb-
wertszeit
vorgibt, siehe Kasten 4.2) und lang-
fristig bildet sich somit die stabile Materie, auf
und von der wir derzeit leben. Natürlich gibt es
auch heute und auf unserer Erde immer noch
instabile Nuklide, z. B. die beiden Uranisotope
235
Uund
238
U, deren Halbwertszeit so groß ist,
dass sie noch nicht komplett zerfallen sind. Bei
diesen Zerfällen entstehen auch kurzlebige ra-
dioaktive Isotope (z. B.
234
U), die zwar schnell
zerfallen, aber immer wieder neu nachgebildet
werden.AndereElementewiez.B.Promethium
Pm, Technetium Tc oder Plutonium Pu und
viele Nuklide sind dagegen auf unserer Erde
ausgestorben - sie können nur künstlich in
Atomreaktorenoderinganzseltenennatürli-
chen reaktorähnlichen Prozessen hergestellt
werden. Ein Beispiel für letzteres ist die Uran-
lagerstätte Oklo in Gabun (siehe Kasten 4.3).
Die mit großem Abstand häufigsten Elemente
sind Wasserstoff und Helium: Von 1000 Ato-
men im Universum sind etwa 900 Wasserstoff-
atome, weitere 99 sind Heliumatome und nur
eines gehört zu einem weiteren Element. Wie
Abb. 4.2 zeigt, nimmt bis zur Atomzahl 50
(Zinn) die Elementhäufigkeit exponentiell ab
(mit einigen Unregelmäßigkeiten wie z. B. beim
Eisen,diezuerklärenhierzuweitführen
würde). Ab Element 50 variiert die Häufigkeit
der Elemente nicht mehr sehr stark, lediglich
