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Aus Leidenschaft zu Technik und Perfektion...

Bausteine unseres Universums: Die chemischen Elemente

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In einer Welt der billigen Massenfertigung und Schnellebigkeit sind die chemischen Elemente ein archaischer Gegenpol: Sie sind eine klar definierte, messbare, begrenzte und nicht manipulierbare Ressource.

In unserem Labor verwenden wir nur Materialien höchster Qualität und
arbeiten mit renommierten Wissenschaftlern, Designern und Künstlern zusammen, um der vertrauensvollen Aufgabe gerecht zu werden.

Unsere Elementeproben und Acrylwürfel sind Bestandteil großer und wichtiger Sammlungen in Firmen, Museen und Universitäten weltweit!

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Ursprung und Entstehung der Elemente

Sun with chemical elements
Alle Elemente bis zum Eisen entstehen in Sternen
Foto (c) SOHO (ESA & NASA)



Wie entstehen die ganzen Elemente, die uns umgeben und aus denen wir letztendlich selbst bestehen?

Alles beginnt mit einer Gaswolke im Universum, die überwiegend aus Wasserstoff besteht und sich aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft langsam zusammen zieht und allmählich dichter wird. Ist genügend Gas vorhanden, kann der immer höher ansteigende Gravitationsdruck derart hohe Temperaturen erzeugen, die ausreichen, eine Kernfusion zu zünden: - Ein Stern ist geboren. Diese Reaktion, im Kern des Sterns, auch "Nukleosynthese" genannt, "verbrennt" so lange Wasserstoff zu Helium, bis der Wasserstoff verbraucht ist. Die dort herrschenden Temperaturen betragen mehr als 10 Millionen Grad C. Bei kleinen Sternen, wie zB. unsere Sonne kann dieser Prozess mehrere Milliarden Jahre andauern. Größere Sterne verbrauchen Ihren Brennstoff aufgrund des viel höheren Gravitationsdruckes wesentlich schneller. Auch was am Ende des Lebens eines Sterns passiert, hängt von seiner Masse ab.

Beobachtungen zeigen, dass die meisten Sterne groß genug sind, um eine zweite Stufe der Nukleosynthese zu durchlaufen: Der abgereicherte Kern - der nun vorwiegend aus Helium besteht - zieht sich weiter zusammen und erzeugt genügend Wärme, um eine thermonukleare Reaktion in der ihn umgebenden Schale aus Wasserstoff zu entfachen, was auch hier den Wasserstoff zu Helium verschmelzen lässt. Die Temperatur steigt weiter. Wenn nun die Temperatur im Kern des Sterns hoch genug ist, zündet eine zweite Kernfusion, die Helium in Kohlenstoff und Sauerstoff umwandelt. Dabei bläht sich die Hülle des Sterns stark auf und wird von der Fusionsprozessen im Inneren langsam 'fortgeblasen'. Übrig bleibt der sich langsam abkühlende Kern, der allmählich verblasst. Dieses wenig spektakuläre Ende steht unserer Sonne in ein paar Milliarden Jahren bevor.

Je schwerer ein Stern ist, desto mehr Kernfusionszyklen können ausgelöst werden. In sehr schweren Sternen kann die Fusion in mehreren Schichten gleichzeitig ablaufen: in der äußersten Schicht wird Wasserstoff zu Helium verbrannt, in der Schale darunter Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff, darunter eine Schale, die schon schwerere Elemente erzeugt, und noch eine mit noch schwereren Elementen, und so geht es weiter bis zum Kern, wo bereits Eisen entsteht. Hierzu werden enorme Temperaturen von einigen hundert Millionen Grad benötigt!

Supernove with chemical elements
Elemente schwerer als Eisen entstehen in Supernovaexplosionen
Foto (c) NASA


 

 

Sobald der Stern einmal einen Eisenkern gebildet hat, sind seine Tage gezählt. Bis dahin erzeugt die Kernfusion genügend Energie und damit einen Druck nach außen, um den Gegendruck der Schwerkraft auszugleichen, was ein Zusammenziehen des Sterns verhindert. Bei der letzten Brennphase zu Eisen wird nun mehr Energie verbraucht, als gebildet wird. Die Kernfusion kommt zum Stillstand, der Druck nach Außen bricht zusammen und wirkt nun sogar entgegengesetzt, die Schwerkraft übernimmt das Kommando und der Stern implodiert. Dabei kollabiert der Eisenkern innerhalb weniger Sekunden. Die Elektronen in den Atomen im Eisenkern können dem Gravitationsdruck nicht mehr standhalten und werden in die Atomkerne gedrückt, wo sie mit den Protonen zu Neutronen verschmelzen . Die äußeren Schichten rasen mit enormer Geschwindigkeit auf das Zentrum des Sterns zu und prallen auf den harten Kern. Es folgt eines der gewaltigsten Explosionen im Universum: Eine Supernova. Hier werden so große Mengen Energie in Form von Neutrinos und Strahlung freigesetzt, dass diese so hell strahlen kann, wie eine ganze Galaxie.

 
 

Supernova remnants
Diese gasförmigen Überreste einer Supernova glühen in den Spektralfarben der Elemente, die sie enthalten. Die dunkelblauen Regionen enthalten zB. viel Sauerstoff und das rote Material ist reich an Schwefel.
Foto (c) STScI/AURA

 

 

Da dies nur bei sehr massiven Sternen passiert, die schon eine komplette Sternenentwicklung durchlaufen haben , schleudert die Explosion eine ganze Reihe neuer Elemente in das Interstellare Medium (ISM), wo diese Elemente schließlich wieder in den Nukleosyntheseprozess neu entstehender Sterne eingebunden werden.

Die gewaltige Supernovaexplosion verursacht extrem starke Schockwellen, die derart dichte und heiße Regionen erzeugen können, dass sogar schwere Elemente des Sterns in noch schwerere Elemente verschmolzen werden. In diesen Zonen entstehen dann alle Elemente schwerer als Eisen und somit auch Uran, dem schwersten natürlichen Element, das auf der Erde vorkommt. Supernova-Explosionen können sogar noch schwerere Elemente erschmelzen (wie Experimente mit einem Teilchenbeschleuniger zeigen), diese zerfallen allerdings wesentlich schneller als Uran.

 
 

 

 

 

Übersetzung aus dem Englischen Originalartikel mit freundlicher Erlaubnis des:

Jet Propulsion Laboratory - California Institute of Technology

 

 

Lanthanons ... These elements perplex us in our researches, baffle us in our speculations,
and haunt us in our very dreams. They stretch like an unknown sea before us - mocking,
mystifying and murmuring strange relevations and possibilities.


Sir William Crookes (February 16, 1887)

 

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