Fast alle Elemente, die wir heute auf der Erde und im Universum finden sind durch Kernreaktionen in Sternen entstanden. Leichte Elemente werden durch Fusion zu schwereren Elementen "zusammengebacken". Dies funktioniert aber nicht mehr für Elemente die schwerer als Eisen sind. Wie und wo genau die schweren Elemente im Universum entstanden sind ist noch nicht vollständig geklärt. Wir wissen aber bereits, dass eine Vielzahl von Prozessen eine Rolle spielt.
Große Mikroskope
Um die Prozesse bei der Elemententstehung in Sternen besser zu verstehen kann für kurze Zeit ein ähnlicher Zustand im Labor mittels eines Teilchenbeschleunigers hergestellt werden. Mit einem großen Detektorsystem (hier MINIBALL am CERN, Genf) kann man dabei die Teilchen und Gamma-Strahlen detektieren, die entstehen. Dadurch erhält man ein Mikroskop, mit dem man bei der Entstehung der Elemente zuschauen kann.
Targets
Die Kernreaktionen werden meist in dünnen Folien, den "Targets", erzeugt. Der Teilchenstrahl wechselwirkt dabei mit dem Target. Hier abgebildet ist eine Folie die Deuterium enthält. Deuterium-Kerne bestehen aus einem Proton und einem Neutron. Wie im Stern kann dabei das Neutron dazu genutzt werden, ein neues Element zu erzeugen.
Halbleiter Siliziumzähler
Bei der Reaktion mit Deuterium bleibt dann ein Proton übrig, welches mit solchen Silizium-Detektoren genau vermessen werden kann. Aus der Geschwindigkeit und Richtung des Protons kann lernen wie genau die Kernreaktion abgelaufen ist. Hier werden gerade Haar-feine Signalkabel auf den Detektor aufgebracht.
Es werde Licht!
Hier gezeigt sind Lichtwellen-Leiter. Diese Technik wird benutzt, um anzuzeigen wann genau eine Kernreaktion entstanden ist. Diese Detektoren werden am "SuN" Spektrometer (Prof. Spyrou, MIchigan State University) eingesetzt. Wir kollaborieren mit der Gruppe von Prof. Spyrou um an der neuen Beschleunigeranlage "FRIB" Messungen zur Entstehung der Elemente durchzuführen.
Wir alle bestehen aus Atomen, wobei Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff zu den wichtigsten gehören, um alles Leben auf der Erde zu bilden. Obwohl das komplexe organische Leben der Erde von den Regeln der Biologie und organischen Chemie bestimmt wird, ist die Tatsache, dass diese Elemente in großen Mengen verfügbar sind, eine direkte Folge ihrer nuklearen Eigenschaften.
Kern-Astrophysiker haben ein detailliertes Verständnis darüber, wie leichtere Elemente durch Kernfusionsreaktionen in alten Sternen gebildet werden. Carl Sagan hatte also recht, als er den berühmten Satz sagte:
The nitrogen in our DNA, the calcium in our teeth, the iron in our blood, the carbon in our apple pies were made in the interiors of collapsing stars. We are made of starstuff.
Die Wissenschaft vom Ursprung der Elemente im Universum nennt man „Nukleosynthese“. Fusionsreaktionen sind jedoch nicht in der Lage, die Entstehung schwererer Elemente zu erklären, deren genauer Ursprung ein komplexes Rätsel mit vielen offenen Fragen ist.
Die Erzeugung schwererer Elemente ist in der Tat etwas komplizierter: Nähert man sich den schwereren Elementen im Bereich von Eisen können Kerne aufgrund der negativen Energiebilanz (Q-Wert) dieser Reaktionen sowie aufgrund der großen elektrischen Abstoßung schwererer Elemente nicht mehr effektiv durch Fusionsreaktionen erzeugt werden.
Heute weiß man, dass schwerere Elemente nur bei Reaktionen mit ungeladenen Neutronen entstehen können. Ein Ausgangskern, zum Beispiel 58Fe (ein Eisenkern mit insgesamt 58 Protonen und Neutronen), fängt ein Neutron ein und bildet das Isotop 59Fe. Dieses neue Isotop fängt entweder ein weiteres Neutron ein und bildet 60Fe oder zerfällt über den β -Zerfall in den Kern 59Co und bildet so ein neues Element! Dieser Prozess setzt sich fort und bildet auf diese Weise immer schwerere Elemente. Tatsächlich wurde gezeigt, dass das Isotop 60Fe, ein radioaktives Isotop mit einer Halbwertszeit von etwa 2,6 Millionen Jahren, nur bei bestimmten Arten von Supernova-Explosionen entsteht. Spuren von 60Fe finden sich in Meteoriten und auf der Erde.
Mit dem 10-MV-Beschleuniger-Massenspektrometrie-Setup ist unser Labor einer der wenigen Orte auf der Welt, der diese Spuren von 60Fe nachweisen kann. Der Nachweis dieses sehr seltenen Isotopes ermöglicht es, den Ursprung unseres Sonnensystems besser zu verstehen und zu bestimmen, wann und wie oft Supernovae-Explosionen in unserer kosmischen Nachbarschaft stattgefunden haben. Weitere Informationen zu dieser interessanten Forschung finden Sie in Kürze weiter unten in einem News Artikel.
Astrophysiker fanden auch heraus, dass die meisten schweren Kerne hauptsächlich in zwei Prozessen entstehen: dem langsamen Neutroneneinfangprozess (s-Prozess) und dem schnellen Neutroneneinfangprozess (r-Prozess).
Der s-Prozess findet hauptsächlich in sogenannten asymptotischen Riesenaststernen (AGB) statt. Aber Prozesse bei sehr hohen Neutronendichten sind erforderlich, um die beobachteten Häufigkeitsverteilungen im Sonnensystem und im Universum zu erklären: Im r-Prozess gewinnt der Neutroneneinfang oft gegen den β-Zerfall, wodurch extrem neutronenreiche Kerne entstanden sind, die dann in die stabilen Kerne zerfallen sind, die wir heute auf der Erde finden.
Aber wo im Kosmos finden wir solche hohe Neutronendichten? Um diese Fragen zu beantworten, müssen wir die Wahrscheinlichkeit von Neutroneneinfängen für die extrem neutronenreichen Kerne messen. Dazu führen wir Experimente mit unseren lokalen Beschleunigern durch, arbeiten aber auch an sogenannten Radioactive Ion Beam (RIB)-Anlagen. An diesen großen internationalen Labors wie ISAC@TRIUMF, Argonne National Laboratory (Illinois, USA) und an der neuen Facility for Radioactive Ion Beams FRIB(Michigan, USA) können wir kleine Mengen der am r-Prozess beteiligten exotischen Kerne produzieren und beschleunigen. Weitere Einzelheiten zu dieser Forschung finden Sie in kommenden Nachrichtenartikeln weiter unten.
