Allgemein bezeichnet Nukleosynthese die Bildung von Atomkernen (Nuklei) aus Kernteilchen (Nukleonen), also die Bindung von Protonen und Neutronen zu einem Kern eines bestimmten Elements im Periodensystem (PSE). Eine chemisches Element wird dabei ausschließlich von der Anzahl der Protonen bestimmt. Diese Anzahl heißt daher auch Ordnungszahl (weil sie die Elemente aufsteigend im PSE ordnet) oder Kernladungszahl Z. Unterschiedlich schwere Kerne desselben Elements heißen Isotope.

Was bindet Teilchen gleichnamiger Ladung zu einem Kern?

Die Protonen stoßen sich aufgrund ihrer gleichen elektrisch positiven Ladung untereinander durch elektromagnetische Kräfte (Coulomb-Kraft) ab. Dennoch können sie durch noch größere Kräfte gebunden werden: das sind gerade die Yukawa-Kraft und die starke Kraft. Diese Wechselwirkungen ermöglichen die Existenz von Atomkernen und Nukleonen und sind unabdingbare Voraussetzung für unsere facettenreiche Welt – für komplexe Moleküle, für Leben und letztendlich für Intelligenzen, die über Nukleosynthese nachdenken können.

Zwei Arten der Nukleosynthese

Generell unterscheidet man in der Astrophysik die stellare Nukleosynthese von der primordialen Nukleosynthese. Die stellare Nukleosynthese ist die Fusion von Atomkernen im Innern von Sternen; die primordiale Nukleosynthese ist die Fusion in einer Frühphase des heißen Universums. Beides soll nachfolgend kurz erläutert werden.

stellare Nukleosynthese

In der thermonuklearen Fusion im Innern von Sternen werden aus leichten schwere Atomkerne 'verschmolzen'. Genauer gesagt handelt es sich um physikalische Kernreaktionen, bei denen verschiedene Erhaltungssätze (für Energie, Impuls, Drehimpuls, Leptonenzahl tc.) gelten. So bilden sich aus leichten Elementen die schweren Elemente, was im Innern von Sternen bis zum Element Eisen (Fe) funktioniert. Elemente, die schwerer als Eisen sind, werden in Einfangprozessen von Protonen oder Neutronen und nicht mehr durch Fusionsprozesse erzeugt. Darunter fallen der s-Prozess, r-Prozess (beide Neutroneneinfang) und p-Prozess (Protoneneinfang). Die r- und p-Prozesse laufen in Sternexplosionen ab, den Supernovae. Der s-Prozess findet in schweren Sternen, den Roten Riesen und AGB-Sternen statt. Der Facettenreichtum an schweren Elementen (schwerer als Eisen), wie Silber, Gold, Platin, Quecksilber und Blei geht allein auf diese Mechanismen zurück.

primordiale Nukleosynthese

Nukleosynthese in der Kosmologie – die primordiale Nukleosynthese – meint eine Epoche in der Evolution des Kosmos, wo die ersten leichten Elemente erzeugt wurden. Es gab bis dato nur die Grundbausteine für Atomkerne und den einfachsten Atomkern, Wasserstoff, der einem einzelnen Proton entspricht. Das Universum war so klein und heiß, dass es selbst als gigantischer Fusionsreaktor fungierte. Die Zutaten zum Fusionsprozess, das primordiale Gas, bestand zunächst aus Hadronen, die in der Hadronen-Ära erzeugt wurden. Im frühen Universum war das Materiekonglomerat aus Leptonen, Hadronen und Photonen allerdings deutlich weniger dicht als im Innern von Sternen. Deshalb erforderte die primordiale Nukleosynthese auch deutlich höhere Temperaturen, um effizient zu sein: Typischerweise liegen sie im Bereich von etwa 10⁹ Kelvin, während im dichten Sterninneren bereits etwa 15 Millionen Kelvin ausreichen. Zeitlich ist die Nukleosynthese-Ära etwa drei Minuten nach dem Urknall einzuordnen.
Die thermonuklearen Fusionsprozesse im frühen Universum erzeugten nun die primordialen Häufigkeiten der Elemente. Es konnten nur die leichten Elemente (Atommassenzahlen A = 2, 3, 4, 7) fusioniert werden: schwerer Wasserstoff (Deuterium oder H-2), der im Atomkern ein Proton und ein Neutron hat; Helium (He-3 und He-4) und Spuren von Lithium (Li-7). Wasserstoffatomkerne in Form von Protonen lagen wie gesagt bereits vor der Fusion vor. Deshalb stellt Wasserstoff den größten Anteil am Urgas am Ende der Nukleosynthese-Ära. Bereits im Jahr 1946 hatte der Physiker George Gamow (1904 – 1968) theoretisch gezeigt, dass die primordiale Nukleosynthese im frühen Kosmos so stattgefunden haben muss, wie sie hier dargestellt wurde. Gamow war ein brillanter Vordenker: Er war es auch, der bereits 1948 die Temperatur der kosmischen Hintergrundstrahlung aus rein theoretischen Überlegungen heraus auf 5 Kelvin bezifferte; wie wir heute auf der Grundlage gesicherter Beobachtungen wissen, ist es eine Drei-Kelvin-Strahlung!

primordiale Nukleosynthese konsistent mit Hintergrundstrahlung

Die Anteile an baryonischer Materie, wie sie u.a. von Mikrowellendaten der kosmischen Hintergrundstrahlung (besonders von den Satelliten COBE, WMAP) gemessen werden, dienen als zu reproduzierende Größe in Simulationen, die von primordialen Häufigkeiten und einem umfangreichen Reaktionsnetzwerk ausgehen (z.B. Coc et al. 2004, astro-ph/0401008).

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