Einführung - Die Welt der Rohstoffe - page 41

Legierung mit niedrigem Schmelzpunkt (»Lötzinn«) verwendet,
während die Werkstücke fest bleiben. Beim Schweißen kann der
Schmelzfilm mit einer Flamme, einem Lichtbogen, mit elektri-
schem Strom (der am Übergang, der Stelle mit dem größten
Widerstand, zu Wärmeentwicklung führt), durch Reibung, mit
einem Laser, durch eine stark exotherme Redoxreaktion (Ther-
mitschweißen) und andere Methoden erzeugt werden. Zum Lö-
ten reicht ein elektrisch beheizter Lötkolben.
Abschließend kann ein Werkstück mit einer dünnen Schicht
eines anderen Metalls überzogen werden, um es vor Korrosion
zu schützen, oder einfach nur als Schmuck (Verzinken, Ver-
chromen, Verzinnen, Vergolden, Versilbern und so weiter). Am
verbreitetsten ist das galvanische Verfahren (»Elektroplattie-
ren«). Dabei hängt das Werkstück im »galvanischen Bad«, einer
Elektrolytlösung, und dient als Kathode. Das Metall der Anode
wird elektrochemisch oxidiert, wandert in Form von Ionen
durch die Lösung und wird durch elektrochemische Reduktion
an der Kathode ausgeschieden. Beim Feuerverzinken und Feuer-
verzinnen wird das Werkstück in geschmolzenes Zink (Schmelz-

punkt 419 °C) beziehungsweise Zinn (Schmelzpunkt 232 °C)
getaucht.

1.19 Die Zusammensetzung der Erde

Bei der Entstehung einer Lagerstätte geht es natürlich nur um
eine Anreicherung von bestimmten Elementen, die bereits im
System Erde vorhanden sind ( 7 Kasten 1.12 ). Entsprechend ist
die Zusammensetzung der Erde von gewisser Bedeutung. Als
bestes Modell für die durchschnittliche Zusammensetzung der
gesamten Erde gilt ein bestimmter Typ von Meteoriten, die koh-
ligen Chondrite ( 7 Kasten 1.13 ).
Die Erde ist aus mehreren unterschiedlich zusammengesetz-
ten Schalen ( . Abb. 1.49 , . Abb. 1.50 ) aufgebaut, von denen für
uns quasi nur die Oberfläche der hauchdünnen äußeren Schale,
der Erdkruste, erreichbar ist. . Abb. 1.51 gibt einen Überblick
über die durchschnittliche Zusammensetzung der oberen Erd-

Kasten 1.12 Wie die Elemente entstanden sind

Kurz nach dem Urknall bestand die Materie des Universums
überwiegend aus Wasserstoff und zu weniger als einem
Viertel aus Helium. In winzigen Spuren waren zudem instabile
Lithium- und Berylliumisotope vorhanden. Die Entstehung der
ersten Elemente, die sogenannte primordiale Nukleosynthese,
war schon etwa drei Minuten nach dem Urknall abgeschlos-
sen, weil danach Dichte und Temperatur des Universums zu
gering für eine Kernfusion waren. Die übrigen Elemente -
die noch immer nur einen winzigen Teil der Materie des Uni-
versums ausmachen - sind also erst später entstanden.
Einen wichtigen Beitrag zur Bildung schwerer Elemente liefert
die Kernfusion in Sternen. Eine ausreichend hohe Temperatur
und Dichte vorausgesetzt, verschmelzen Protonen (also
Wasserstoffkerne) zu Helium, was sehr viel Energie freisetzt.
Die Fusion läuft über mehrere Zwischenschritte ab, wobei es
verschiedene Möglichkeiten gibt, die alle mit einer gewissen
Wahrscheinlichkeit ablaufen. Am wichtigsten ist die soge-
nannte Proton-Proton-Kette. Zunächst verschmelzen zwei
Protonen zu einem Kern, der aus einem Proton und einem
Neutron besteht (Deuterium, schwerer Wasserstoff ). Es wird
also ein Proton zu einem Neutron umgewandelt, was ein
Neutrino und ein Positron freisetzt (das Positron wird ver-
nichtet, sobald es auf ein Elektron trifft). Im nächsten Schritt
verschmilzt der schwere Wasserstoff mit einem weiteren
Proton zu Helium 3, wobei ein Gammaquantum abgestrahlt
wird. Im dritten Schritt können zwei Helium 3 zu einem Helium
4 und zwei Wasserstoffkernen reagieren.
Die Fusion von Wasserstoff zu Helium läuft in einem Stern wie
der Sonne einige Milliarden Jahre lang ab. Der Kern des Sterns,
in dem die Fusion abläuft, wird also immer heliumreicher,
während sich die Hülle nicht verändert. Schließlich ist der
Wasserstoff im Kern verbraucht und es kommt erstmalig zu

einem Materialaustausch zwischen Kern und Hülle. Weil die
thermische Energie im Druckgleichgewicht fehlt, kollabiert
der Kern, was im Zentrum die Temperatur erhöht und dort
blitzartig die Fusion von Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff
auslöst. Dieser Prozess ist nur bei sehr hohen Temperaturen
möglich, weil gleich drei Heliumkerne gleichzeitig verschmel-
zen müssen. Dabei wird deutlich weniger Energie freigesetzt
als bei der Fusion von Wasserstoff zu Helium. In einer dünnen
Schale um den Heliumkern kann wieder Wasserstoff verbrannt
werden, die kühle Hülle dehnt sich hingegen auf das fünfzig-
fache Volumen aus. Der Stern hat eine geringere Leuchtkraft,
er ist ein Roter Riese geworden.
Wenn das Helium verbraucht ist, wird ein Stern von der Masse
unserer Sonne nur noch als Weißer Zwerg vor sich hinglühen
und schließlich zu einem Schwarzen Zwerg abkühlen. Schwe-
rere Sterne können hingegen noch mehrere Umwälzungen
erleben, die Material aus der Hülle in den Kern bringen und
die Fusion kurzfristig wieder in Gang setzen. In sehr schweren
Sternen können dabei auch schwerere Elemente gebildet
werden, wobei aber nur wenig Energie freigesetzt wird. Aus
Kohlenstoff entstehen Neon, Magnesium und Natrium, aus
Sauerstoff hingegen Silizium, Schwefel und Phosphor. Im
Extremfall geht es bis zum Eisen, die Fusion zu schwereren
Elementen würde im Gegenteil Energie verbrauchen.
Drei leichte Elemente, Lithium, Beryllium und Bor, werden bei
den stellaren Fusionsprozessen übersprungen. Das liegt an
ihrer geringen nuklearen Bindungsenergie, wegen der sie bei
den in einem Stern herrschenden Temperaturen nicht stabil
sind und sofort wieder zerfallen. Das ist auch der Grund dafür,
dass diese Elemente vergleichsweise selten sind. Eine Mög-
lichkeit, wie diese Elemente dennoch entstehen können, ist
die sogenannte Spallation: Bei der Wechselwirkung von kosmi-

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