Publikationsorgan des Vereins Pro ISSI Nr. 13, November 2004

Woher kommenKohlenstoff,Eisen und Uran?

INTERNATIONAL SPACESCIENCEINSTITUTE

Zwei Dinge sind unendlich: DasUniversum und die menschlicheDummheit; beim Universum binich mir noch nicht ganz sicher.Soweit Albert Einstein.

Unendlichkeit und Ewigkeit habenweder Anfang noch Ende undsprengen damit die heutigen Vor-stellungen des Universums, demein zeitlicher Anfang und viel-leicht auch ein apokalyptischesEnde zugeschrieben wird, unddessen Dimensionen vermutlichauch nicht unendlich sind.

Der sich seiner Hinfälligkeit be-wusste Mensch hat seit je her ver-sucht, der Vergänglichkeit zu ent-rinnen: wer auch immer etwas aufsich hielt, war bemüht, seinerSterblichkeit zu entf liehen, sei esdurch die berühmten, in Gold ge-arbeiteten Masken der ägyptischenPharaonen bis hin zum modernenMenschen, der die Dienste derMedizin in Anspruch nimmt, umdie in Falten gezeichnete Vergäng-lichkeit zu überwinden, für einenkurzen Augenblick wenigstens.Schon bei Heraklit f indet sich dieErkenntnis, dass das hervorquel-lende Neue das Alte stets zuverdrängen hat und wir tun wohlauch heute gut daran, uns dies zuverinnerlichen, denn was heute ist,ist morgen schon nicht mehr.

Selbst das Gold, diese Chiffre derUnvergänglichkeit, ist zwar lang-lebig, hält aber auch nicht ewigund die radioaktiven Elementeführen uns den Zerfall nach denihnen eigenen Gesetzen besondersdrastisch vor Augen. Entstehungund Wandlung der Materie sinddas Thema der vorliegenden Aus-

gabe des Spatium. Professor Rudolfvon Steiger, Direktor am Inter-national Space Science Institute in Bern, hat am 6. April 2004 ineinem faszinierenden Referat un-sere Mitglieder in die Trilogie desWerdens-Seins-Vergehens der Materieeingeführt und wir freuen uns,heute darüber berichten zu kön-nen. Die vorliegende Nummer erscheint in deutscher Sprache:unsere Hommage an das Ein-stein-Jahr 2005 zur Feier desAnnus Mirabilis 1905, in wel-chem Albert Einstein, damalsExperte II. Klasse am Patentamtin Bern, unter anderem seineAbhandlung über die spezielleRelativitätstheorie veröffentlichthat.

Hansjörg SchlaepferZürich, Oktober 2004

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Impressum

SPATIUMPublikationsorgan desVereins Pro ISSIErscheint ein- bis zweimal jährlich

Verein Pro ISSIHallerstrasse 6,CH-3012 BernTel. +41 (0)3163148 96Fax +41 (0)3163148 97

Präsident Prof.Heinrich Leutwyler,Universität BernHerausgeberDr.Hansjörg Schlaepfer,legenda schläpfer wort & bild,CH-8185 WinkelLayoutMarcel Künzi,marketing · kom-munikation, CH-8483 KollbrunnDruck Schellenberg Druck AGCH-8330 Pfäffikon

Die Supernova-Explosion, die denKrebs-Nebel bildete, konnte imJahre 1054 erstmals beobachtetwerden. Beinahe 1000 Jahre späterentwickelt sich sein Zentrum im-mer noch mit Geschwindigkeitenvon 5 Millionen Kilometern proStunde. Die orange gefärbten Stel-len stammen von Wasserstoff,Stickstoff (rot), Schwefel (purpur)und Sauerstoff (grün). Quelle:William P. Blair ( JHU) et al.Hubble Heritage Team (STScI/AURA), NASA.

Editorial

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Der Stein derWeisen

Der Alchemist James Price gab1782 vor, mit Hilfe des Steins derWeisen, sowie einer Mixtur vonweissem Pulver und QuecksilberGold herstellen zu können; dochals ihn die Britische Royal Societyauffordert, den Vorgang vor Zeu-gen zu wiederholen, begeht er vorihren Augen Selbstmord . . .

Der Versuch, Gold aus anderen,weniger edlen Materialien her-zustellen, war schon für die be-gnadeten Goldschmiede des altenÄgyptens ein stetes Ziel, dennGold war knapp und in Goldgearbeitet wollten das Leben der

grossen Pharaonen und ihre Wer-ke der Nachwelt erhalten werden,wie die grossartige Maske desPharao Tutenchamun (um 1330 v.Chr.) bis auf den heutigen Tag soeindrücklich beweist.

Die Materie und ihre Wandlungblieben auch im klassischen Grie-chenland ein zentrales Thema.Anaximander (ca.611–546 v. Chr.)postulierte die Existenz von Ato-men als die Basis der Materie.Ari-stoteles (384–322 v. Chr.) dachtesich alle Dinge aus den vier Grund-elementen Erde, Luft, Feuer undWasser zusammengesetzt.

Im Jahre 288 v. Chr. gründetePtolemäus die Bibliothek vonAlexandria in Ägypten, den Treff-punkt der Weisen seiner Zeit.Diesem Schmelztiegel hellenis-tischer, ägyptischer und asiati-scher Kultur verdanken wir nichtnur die ersten grossen wissen-schaftlichen Errungenschaftendes Abendlandes, sondern auchdie Überlieferung antiken Wis-sens. Hier entdeckten die späterenAraber die griechischen Papyrus-rollen mit Anleitungen zur Her-stellung von Gold. Sie setzten dieSuche der alten Ägypter nachdem glänzenden Metall fort undgaben der Wissenschaft einenNamen: «al kymia», das Land deralten Ägypter.

Auch im mittelalterlichen Europazog der Stein der Weisen, jenesSymbol der Vollendung, dem dieKraft innewohnt, unedle Materiein reines Gold zu verwandeln,viele grosse und kleine Geister inseinen Bann. Mit ihrem ratio-nalen Denken und Beobachten

haben sie die Grundlagen für dieheutige Chemie gelegt. Obwohlihr Bemühen letztlich fruchtlosblieb, verdanken wir ihnen dochdie inzwischen bestätigte Hypo-these, dass die Materie aus einigenwenigen Grundbausteinen aufge-baut ist und somit wandelbar ist.

Tatsächlich:

Gold entsteht aus anderen Ele-menten, doch die dazu erforder-lichen Energien standen denAlchemisten auch nicht an-nähernd zur Verfügung. Die Er-kenntnisse der Kernphysik des20. Jahrhunderts haben zwarEinblicke in die Welt des Mikro-kosmos vermittelt, aber auch ge-zeigt, dass wir die Umwandlungunedler Elemente in das voll-kommene Gold weiterhin denSternen überlassen müssen . . .

Bild 1: Maske des Pharao Tutench-amun um 1324 v. Chr.

Woher kommen Kohlenstoff, Eisen und Uran *)

Prof. Rudolf von Steiger, International Space Science Institute, Bern

*) Referat vom 6.April 2004 für die Mitglieder des Vereins Pro ISSI

Die Systematikder Elemente

Den Übergang von mittelalterli-cher Alchemie zur nachvollziehba-ren Wissenschaft vollzog der ge-lernte Apotheker Johann Wolfgang

Döbereiner (1780 –1849). Zwar be-sass er kein akademisches Diplom;seine Genialität überzeugte aberJohann Wolfgang von Goethe sosehr, dass er ihm eine ausser-ordentliche Professur für Chemie,Pharmazie und Technologie ander Universität Jena vermittelte.Döbereiner ist der Vordenker desPeriodensystems der Elemente,das der russische Chemiker Dmi-tri Mendeleev (1834–1907) spätervollständig ausformulierte.

Das Periodensystem

Das Periodensystem ist eine sys-tematische Anordnung aller che-mischen Elemente nach Massgabeihrer chemischen Eigenschaften.Es ermöglicht nicht nur die Auf-zählung und Systematisierungaller bekannter Elemente; viel-mehr konnten auch damals nochnicht entdeckte Elemente vor-ausgesagt werden.

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Die Figur 2 stellt das Periodensystem der chemischen Elemente nach Dmitri Mendeleev dar. Die Elemente sind in der Reihen-folge zunehmenden Atomgewichts, links oben beginnend, zeilenweise aufgetragen. Die Zahlen oberhalb des Elementsymbolsbezeichnen die Anzahl Protonen im Kern. Der Name des Periodischen Systems leitet sich ab von der auffallenden Periodizität, mitwelcher die chemischen Eigenschaften der Elemente wiederkehren. Diese Periodizität basiert darauf, dass die Elektronen den Kernin Schalen umkreisen, und dass im Wesentlichen nur die Elektronen der äussersten Schale, die Valenzelektronen, für das Eingehenvon Verbindungen verfügbar sind. Das Periodensystem ordnet die Elemente entsprechend dem Auffüllungsgrad der äusserstenSchale an. So f inden sich in der linken äusseren, blau markierten Spalte die Alkalimetalle mit einem einzigen Valenzelektron,welche Basen bilden, sowie rechts davon, rot markiert, die Erdalkalimetalle. In der hell-orangen Kolonne rechts aussen bef indensich die Edelgase. Da ihre äussere Elektronenschale voll ist und somit für chemische Verbindungen nicht zur Verfügung steht, sindsie alle reaktionsträge. Links davon bef indet sich die Kolonne der säurebildenden Elemente von Fluor bis Jod. Gelb markierteFelder enthalten Nichtmetalle (elektrische Isolatoren), hellblaue Felder Metalle (elektrisch leitende Elemente) und hellrote FelderHalbmetalle (Halbleiter: Silizium, Germanium, etc.), welche als reine Elemente zwar nichtleitend sind, durch Verunreinigungenaber leitend werden.

Das Atom

Wenn auch das periodische Sy-stem schon ein immenser Schrittzum Verständnis der Materie war,so blieb es doch zunächst eine heu-ristische Darstellung, die sich einertheoretischen Begründung entzog.Erst die bahnbrechenden Erkennt-nisse von Ernest Rutherford (1871–1937) ermöglichten die heutigenVorstellungen über den innerenAufbau der Materie.Auf Grund sei-nes berühmten Streuexperimentsvon Alphateilchen (d. h. Helium-kernen) an Gold(!)folien postu-lierte er Atomkerne von 10–14 mDurchmesser, um die im Abstandvon 10–10 m Elektronen kreisen.Materie besteht also aus Leere:einen Tennisball als Atomkernwürden die Elektronen auf Bah-nen von 800 m Radius im sonstleeren Raum umkreisen! DerAtomkern seinerseits ist aus Proto-nen und Neutronen aufgebaut.

Die Masse derElementarteilchen

Die drei Bestandteile eines Atomshaben folgende Massen:

Für den täglichen Gebrauch sinddiese Zahlen unhandlich. Man hat daher 1962 den Massenstan-dard 1/12 des gewöhnlichen Koh-lenstoffs (genauer des Kohlen-stoffisotops 12C einschliesslich sei-ner Elektronenhülle) mit einemWert von 1,6605402 x 10–27 kgeingeführt. Dieser Massenstan-dard erhält im Deutschen die Be-zeichnung µ, im Englischen denBegriff atomic mass unit, kurzamu.

Demnach bestimmen die Proto-nen und Neutronen im Kern dieMasse eines Atoms, wogegen dieMasse der Elektronen vernachläs-sigbar ist.

Der Massendefekt

Wenn wir nun in Gedanken mit-tels einer Anzahl von Protonenund Neutronen einen Kern konstruieren, so zeigt sich, dassdessen Masse etwas geringer ist als die Summe der Massen seinerBestandteile. Dieser Verlust, der

Massendefekt, entspricht gemässder Einstein'schen Äquivalenzvon Energie und Masse der Bin-dungsenergie, mit welcher dieNukleonen (d. h. Protonen undNeutronen) im Atomkern gebun-den sind. Bei der Zusammen-führung eines Protons und einesNeutrons wird diese Bindungs-energie in Form eines �-Quantsfrei. Umgekehrt muss die einem�-Quantum entsprechende Ener-gie zugeführt werden, um die bei-den Nukleonen wieder voneinan-der zu trennen.

Wenn wir nun weitere Elemen-tarteilchen in den Kern einbauen,stellen wir fest , dass die Bin-dungsenergie pro Elementarteil-chen zunimmt bis zum Eisen undanschliessend wieder kleinerwird. Diesen Zusammenhang be-schreibt die Massenformel desDeutschen Physikers Carl Fried-rich von Weizsäcker (geboren1912).

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Das Bild 3 zeigt Dmitri Mendeleev,den Entdecker des Periodensystems.Zu seinen Ehren ist das Element 101Mendelevium benannt.

Proton Neutron Elektron

Masse (kg) 1,67252 x 10–27 1,67482 x 10–27 9,10908 x 10–31

Atomgewicht µ 1,0072763 1,0086654 5,48597 x 10–4

Ein einziges Gramm Eisen ent-hält die unvorstellbar hohe Bin-dungsenergie von 846 Giga-Joule, was etwa dem Heizwertvon 20 Tonnen Heizöl entspricht.Die Energiegewinnung aus nu-klearen Prozessen ist demnachum viele Grössenordnungen er-giebiger als in Verbrennungs-prozessen. Aus der Weizsäcker-schen Masseformel lässt sich ab-leiten, dass Energie entweder ausder Fusion leichter Atomkernezu gewinnen ist oder aber durchFission, bei welcher schwereAtomkerne in leichtere Elementegespalten werden. Die in Sternenstattf indenden Kernfusionspro-zesse liefern die Energie, um dieschwereren Elemente als Eisen zuerzeugen.

Die Ladung derElementarteilchen

Neben der Masse ist die elek-trische Ladung eine zweite we-sentliche Eigenschaft der sub-atomaren Teilchen. Auf jede elek-trische Ladung wird in einemelektrischen Feld (das z. B. voneiner anderen Ladung herrührenkann) eine Kraft ausgeübt, analogder Kraft auf eine Masse imGravitationsfeld. Die Einheit derLadung heisst Coulomb (C),

benannt nach dem französischenPhysiker Charles Augustin deCoulomb (1736 –1806). Die dreiElementarteilchen besitzen dieaus der untenstehenden Tabelleersichtlichen elektrischen Ladun-gen.

Das Proton ist demnach positiv,das Elektron negativ geladen, unddas Neutron ist ungeladen (neu-tral). Auch hier erweisen sich diesehr kleinen Werte als unprak-tisch, zudem sind sie betrags-mässig genau gleich. In Analogiezum Massenstandard hat mandaher die Elementarladung e =1.602 x 10–19 C definiert, womitdie übersichtliche Situation ge-mäss der zweiten Zeile der unten-stehenden Tabelle entsteht. DieUrsache dieser Symmetrie liegtim Bau der Teilchen begründet,denn auch die Neutronen undProtonen sind nicht elementar,sondern bestehen aus zwei Artenvon Quarks, den Up-Quarks undden Down-Quarks, siehe Figur 5.Das Proton besteht aus zwei Up-und einem Down-Quark, beimNeutron ist es genau umgekehrt.Die Quarks tragen eine elektri-sche Ladung, wobei die Ladungdes Up-Quarks positiv ist undzwei Drittel einer Elementar-ladung entspricht, während dieLadung des Down-Quarks einemDrittel der negativen Elementar-ladung entspricht.

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Die Figur 4 zeigt den Verlauf der Bindungsenergie pro Nukleon (Protonen undNeutronen) der verschiedenen stabilen Atomkerne in Abhängigkeit von der Massen-zahl, d. h. der Anzahl Nukleonen im Kern (Weizsäckersche Masseformel). Die Bin-dungsenergie pro Nukleon hat ein Maximum beim Eisen, während sie in Richtung zuleichteren und schwereren Elementen abfällt.

Proton Neutron Elektron

Elektrische Ladung (C) +1,602 x 10–19 0 –1,602 x 10–19

Elektrische Ladung (e) + 1 0 –1

Die Isotope

Das chemische Verhalten einesAtoms wird durch die Zahl derElektronen bestimmt. Beim neu-tralen Atom entspricht sie auchgerade der Zahl der Protonen imAtomkern. Über die Zahl derNeutronen im Kern ist damitaber noch nichts ausgesagt. Imeinfachsten Fall enthält einAtomkern gar kein Neutron,sondern nur ein einziges Proton,wie dies beim häufigsten Atom,dem Wasserstoff zutrifft. Es gibtaber auch Wasserstoff kerne, dieein Neutron enthalten. DieserWasserstoff wird als Deuteriumbezeichnet, eines der beidenstabilen Isotope des Wasserstoffs.Das Trit ium, ein zweites Isotopdes Wasserstoffs, besitzt zweiNeutronen im Kern. Alle diese

Atome sind chemisch nichtunterscheidbar, da sie sich inVerbindungen genau gleich ver-halten. Physikalisch sind sie abermit Hilfe von Massenspektro-metern zu unterscheiden aufGrund ihrer unterschiedlichenMassen. Der Begriff Isotopstammt aus dem Griechischenund bezeichnet den «gleichenOrt» im Periodensystem: aufGrund ihrer gleichen Proto-nenzahl sind alle genannten Iso-tope des Wasserstoffs an der glei-chen Stelle im Periodensystem zu f inden.

Um ein Isotop zu beschreiben,verwendet man die Abkürzung:AX, wobei A Gesamtzahl vonProtonen und Neutronen und Xdas chemische Zeichen des frag-lichen Elements ist . Das Rein-element Wasserstoff hat daher

das Zeichen 1 H, da es nur einNukleon (Proton) im Kern be-sitzt. Dagegen kennzeichnet 2Hdas Deuterium, den «schwerenWasserstoff» mit je einem Protonund einem Neutron im Kern und3H das (instabile) Trit ium miteinem Proton und zwei Neu-tronen. Da es von jedem der 112Elemente zahlreiche Isotope gibt,exist ieren insgesamt über 1000Nuklide. Davon sind 287 stabil,alle anderen zerfallen spontan,d. h. sie sind radioaktiv. Mannennt sie deshalb Radionuklide.Die Zeitperiode, innerhalb dererdie Hälfte der vorhandenenRadionuklide eines Isotops zer-fallen, wird Halbwertszeit ge-nannt. Die Halbwertszeiten kön-nen zwischen Bruchteilen vonSekunden bis Milliarden von Jah-ren liegen. Die radioaktiven Iso-tope spielen daher zur Altersbe-stimmung in den verschiedenstenZweigen der Naturwissenschaf-ten eine bedeutende Rolle, siehezum Beispiel Spatium Nr. 8: Sunand Climate.

Die Nuklidkarte

Währenddem das Periodensy-stem die Atome nach ihrer Proto-nenzahl ordnet und damit alleIsotope eines Elements zusam-menfasst , stellt die Nuklidkarteeine feinere Gliederung der ein-zelnen Elemente dar, wo auch dieIsotope einzeln aufgeführt sind,siehe Figuren 6 bis 8.

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Die Figur 5 zeigt stark vereinfacht den hierarchischen Aufbau der klassischen(baryonischen) Materie.

Zerfallsprozesse

Die instabilen Isotope zerfallenje nach ihrer Lage auf derNuklidkarte mit verschiedenenZerfallsprozessen. Beim �–-Zer-fall verlässt ein schnelles Elektronden Kern. Dieses Elektron warvorher nicht im Kern vorhanden,vielmehr wird es beim Zerfall er-zeugt, indem sich ein Neutrondes Kerns in ein Proton umwan-delt. Zusammen mit dem Elek-tron verlässt zudem ein Anti-Neutrino den Kern. Beim �–-Zerfall entsteht daher ein neuesElement, das sich in der Nuklid-karte eine Zeile höher (d. h. einProton mehr) und eine Spalte

weiter links (d. h. ein Neutronweniger) bef indet. Nach diesemProzess zerfallen alle in denNuklidkarten blau markiertenIsotope.

Beim �+-Zerfall dagegen zerfälltim Kern ein Proton in ein Neu-tron. Dabei wird ein Positron,das Antiteilchen des Elektrons,und ein Neutrino erzeugt. Dasentstandene Positron hat die glei-chen Eigenschaften wie ein Elek-tron der �–-Strahlung, aber einepositive Ladung. Daher wird die-ser Prozess als �+-Zerfall ge-nannt. Es entsteht ein neues Ele-ment, das sich in der Nuklidkarteeine Zeile tiefer und eine Spalteweiter rechts bef indet. Nach die-

sem Zerfallsprozess zerfallen allein den Nuklidkarten rot mar-kierten Isotope.

Ein weiterer Zerfallsprozess istder �-Zerfall, wobei ein Helium-kern bestehend aus je zwei Neu-tronen und Protonen den Kernverlässt. Dabei verliert der Atom-kern vier Einheiten Masse undzwei Einheiten Ladung. Beim �-Zerfall entsteht ein neues Ele-ment, das sich in der Nuklidkartezwei Zeilen tiefer und zwei Spal-ten weiter links bef indet. Nachdiesem Zerfallsprozess zerfallenalle schweren in der Nuklidkartegelb markierten Isotope, sieheFigur 7.

Damit sind nun die Grundlagenfür das Verständnis der Nukleo-synthese geschaffen, der Lehrevon der Entstehung der Ele-mente.

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Die Figur 6 zeigt den linken unteren Ausschnitt der Nuklidkarte. Jeder Zeile nachoben entspricht ein zusätzliches Proton im Kern. Jeder Spalte nach rechts ent-spricht ein zusätzliches Neutron im Kern. Die Nuklidkarte beginnt unten linksmit dem Neutron. Auf der Zeile P =1 folgt in der Kolonne N = 0 das Wasserstoff-atom. Rechts davon f inden sich seine Isotope Deuterium und Tritium. Die erstenbeiden Isotope Wasserstoff und Deuterium sind stabil: ihre Felder sind schwarzmarkiert. Trit ium hingegen ist instabil, es ist daher wie alle anderen instabilenElemente farbig markiert , wobei die Farbe Hinweis auf den Zerfallsprozess (sieheweiter unten) gibt. Auf der nächsten Zeile f inden sich alle Isotope mit zwei Proto-nen im Kern, also die Isotope des Heliums.

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Die Figur 7 gibt einen Überblick überdie gesamte Nuklidkarte. Deutlich istdie Abf lachung der Orte der stabilen(schwarzen) Elemente zu erkennen:Bei niedrigen Protonenzahlen liegensie dort , wo sich die Anzahl von Pro-tonen und Neutronen etwa die Waagehalten ( Z = N). Dagegen sind bei Ele-menten mit grossen Protonenzahlenwesentlich mehr Neutronen erforder-lich, um stabile Kerne zu bilden. DieIsotope der blauen Felder zerfallen mitdem �–-Zerfall, die roten mit dem �+-Zerfall, wogegen die gelb markiertenElemente dem �-Zerfall unterliegen.

Die Figur 8 zeigt eine etwas anschau-lichere Deutung der Nuklidkarte. Inder Halbinsel der stabilen Elementesind die Bindungsenergien der einzel-nen Elemente gemäss der Weizsäcker-schen Masseformel nach oben (alsHöhe der Gebirge) aufgetragen. Diehöchste Erhebung bef indet sich dem-nach beim Eisen mit seiner grösstenBindungsenergie pro Nukleon. Die alsNeutron-drip bezeichnete Linie stelltdas Ufer zum Ozean der Instabilitätdar. In diesem Ozean sind alle nichtexist ierenden Isotope versammelt ,deren Bindungsenergie negativ ist undderen Erhebung daher unter demMeeresspiegel verschwindet. Das Uferist def iniert durch die Kombinationender Protonen- und Neutronenzahlen,welche für die Bindungsenergie in derMasseformel den Wert Null ergeben(Meereshöhe). Am oberen Ende der

Halbinsel folgt die Meerenge der Radioaktivität , ein Bereich, wo es überhaupt keine stabilen Elemente gibt. Im Bereich nochgrösserer Protonenzahlen liegt die Uran-Insel. Dann folgt die Meerenge der Instabilität und die hypothetische Insel dersuperschweren Elemente, deren Existenz bisher aber noch nicht nachgewiesen werden konnte. (Auf den r-Prozess-Pfad wirdspäter noch eingegangen).

Die Figur 9 auf der nächsten Seite zeigt den Nebel NGC 2346. Er besteht aus Gas und Staub und ist wesentlich grösser alsunser Sonnensystem. Im Zentrum bef inden sich zwei Sterne, die sich innerhalb von nur 16 Tagen umkreisen. Der grössereStern ist ein Roter Riese, in welchem je zwei 4He-Kerne zum instabilen 8Be verschmelzen, das trotz seiner kurzen Halb-wertszeit von 10–16 Sekunden sich gelegentlich mit einem weiteren 4He Kern zu 12C verbindet. Unsere Sonne wird in einigenMilliarden Jahren ebenfalls zu einem roten Riesen werden und dabei die inneren Planeten, einschliesslich der Erde, in sich aufnehmen. Quelle: Massimo Stiavelli (STScI ), Inge Heyer (STScI ) et al. , and the Hubble Heritage Team (AURA/STScI/ NASA).

Die Entstehungder Elemente

Der Urknall*

Zu Beginn des 20. Jahrhundertsstellte der amerikanische Astro-nom Edwin Hubble (1889 –1953)fest, dass sich die fernen Nebel vonuns wegbewegen und zwar umsoschneller je weiter sie bereits vonuns weg sind. Die Grundlage fürdie spätere Urknalltheorie wargefunden, denn wenn sich dieseGalaxien jetzt von uns entfernen,müssen sie zu einem früherenZeitpunkt nahe beisammen ge-wesen sein. Aus dem Verhältnisihrer Geschwindigkeit und ihrerEntfernung lässt sich der Zeit-punkt des Anfangs des Univer-sums ermitteln. Die heute gültigeSchätzung für sein Alter ist 14�2Milliarden Jahre.

Die Hypothese von Edwin Hub-ble widersprach zu ihrer Zeit allengängigen Vorstellungen von einemstabilen Universum. Selbst AlbertEinstein (1879 –1955) sah sich ge-zwungen, in seinem kosmologi-schen Modell eine Korrekturgrös-se einzuführen, obwohl es rich-tigerweise die Möglichkeit derExpansion voraussagte. Erst nach-dem er von den Erkenntnissen

von Edwin Hubble gehört hatte,wurde ihm dieser Fehler bewusstund er bezeichnete ihn als diegrösste Eselei seines Lebens.

Die Theorie des Urknalls pos-tuliert einen Anfang von Raumund Zeit und ein Universum vonzunächst unvorstellbar kleinemVolumen und unvorstellbar hoherTemperatur und Dichte, wo dieuns bekannten Naturgesetze ver-sagen. Doch schon Bruchteileeiner Sekunde später, bei der Zeitvon 10–42 Sekunden nach dem Ur-knall, können diese Gesetze dasVerhalten des Universums be-schreiben. Die nun folgende Ge-schichte des Universums ist eineKette a priori völlig unwahr-scheinlicher Ereignisse, von denenjedes einzelne in der Lage ge-wesen wäre, die weitere Entwick-lung zu einem vorzeitigen Ende zubringen. Da wir nun aber einmalda sind, erscheinen a posterioridiese Ereignisse nicht mehr alsZufälle, sondern als Notwendig-keiten,wie das Anthropische Prin-zip feststellt.

Der erste Schritt: H � He

Bereits 1 Millisekunde nach demBig Bang wäre es zwar für die Exi-stenz von stabilen Heliumkernenschon kühl genug gewesen, weildiese sehr stark gebunden sind.Die Dichte der Materie war aberschon so gering, dass die direkte

(Vierkörper-)Reaktionzweier Pro-tonen und zweier Neutronen zu4He nicht mehr möglich war. Statt-dessen musste das Helium in Ket-ten von Zweikörper-Reaktionengebildet werden. Der erste Schrittdazu ist die Verbindung eines Pro-tons und eines Neutrons zu Deu-terium, was erst bei Temperaturenunter 30 Milliarden K möglich ist,weil es nur schwach gebunden ist(siehe Figur 4). Das Deuterium sei-nerseits wird anschliessend sehrschnell zu Helium-4 weiter ver-brannt. Weil dieser Kern sehr gutgebunden ist, enden dort die meis-ten Reaktionen, es entsteht alsohauptsächlich 4He und die über-zähligen Protonen verbleiben alsWasserstoff kerne. Kurz daraufkommt aber der Fusionsprozesszum Stillstand. Eine Reaktion von4He mit einem Nukleon würde zueinem Kern mit Massenzahl 5führen, eine Reaktion von zwei4He-Kernen zu einem solchen mitMassezahl 8. Es gibt jedoch keinegenügend stabilen Kerne mitdiesen Massenzahlen (siehe Figur11). Zu jenem Zeitpunkt bestanddas Universum zu drei Viertelnaus Wasserstoff kernen, zu einemViertel aus Helium- 4-Kernen,und Spuren von Deuterium, He-lium-3 und Lithium-7.

Das dunkle Zeitalter

Etwa 350 000 Jahre nach dem Ur-knall betrug die Temperatur im

*) Siehe auch Spatium Nr.1von J.Geiss, Nr.3 von G. A.Tammann,und Nr.7von K.Pretzl

Die Figur 10 auf der vorangehenden Seite zeigt den Katzenaugen-Nebel NGC 6543. Es ist das bisher letzte mit dem HubbleSpace Telescope (HST) aufgenommene Bild dieses Nebels, der seit 1994 immer wieder in seiner Entwicklung beobachtet werdenkonnte. Dabei handelt es sich um einen der komplexesten, je untersuchten Nebel: er enthält derzeit mindestens elf konzentrischeStrukturen, die sich wie Blasen in den Raum hinaus entwickeln. Nach heutiger Interpretation folgen sich diese Blasen in Abständenvon 1500 Jahren. Jede dieser Schalen enthalten Staub, dessen Masse etwa derjenigen aller Planeten des Sonnensystems entspricht.Quelle: R.Corradi (Isaac Newton Group of Telescopes, Spanien) and Z.Tsvetanov (NASA).

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Universum noch 10 000 K. DieAtomkerne waren nun in derLage, Elektronen zu binden undsomit elektrisch neutrale Atomezu bilden: das Universum wurdefür elektromagnetische Strahlungtransparent. Durch die Expansionkühlte es sich immer mehr ab undwurde damit auch immer dunkler,das dunkle Zeitalter begann. Derabgekühlte Überrest dieser 10 000K heissen Strahlung ist heute nochals kosmische Hintergrundstrah-lung jenseits der fernsten Galaxienerkennbar.

Die ersten Sterne

Ungefähr 700 Millionen Jahre nachdem Urknall war die Finsternis zuEnde. Winzige Fluktuationen derHintergrundstrahlung erzeugtenkleine lokale Dichteunterschiedein der Verteilung der Materie. Die-se führten zu lokal erhöhten Gra-vitationsfeldern, die ihrerseits dieDichteunterschiede noch weiterverstärkten. In den Zentren erhöh-ter Dichte sammelte sich immermehr Materie aus der Umgebungan und im Verlauf von MillionenJahren hatten sich örtlich Wolkender hundertfachen Masse der heu-tigen Sonne zusammengeballt.Die Kontraktion der Wolke führtezu hohem Druck und hoher Tem-peratur in ihrem Innern, wodurchschliesslich erstmals seit dem BigBang wieder Kernfusionsprozessein Gang kommen konnten unddadurch Energie freisetzten: Dieersten leuchtenden Sterne warenentstanden. Wie im Urknall ver-brannte zuerst Wasserstoff zuHelium, aber im Unterschied zudamals ist in Sternen die Dichte

viel höher, so dass mit weiterenReaktionen die Massenlücken inder Nuklidkarte übersprungenund schwerere Elemente gebildetwerden konnten.

Der zweite Schritt: He � C

Diese ersten Sterne erzeugten zu-nächst durch Wasserstoff brennenHelium, das bereits vom Urknallher im Universum vorhanden war,sie trugen also noch nichts Neuesbei. Die grössten unter ihnenhatten nach etwa 50 MillionenJahren im Innern ihren Vorrat anWasserstoff verbrannt und wur-den zu Roten Riesen, Sterne ge-waltiger Größe, aber geringer

Dichte. In ihrem Zentrum sind dieBedingungen geeignet, dass zwei4He-Kerne zunächst zum insta-bilen 8Be verschmelzen und diesessehr kurzlebige Isotop (Halb-wertszeit von 10 –16 Sekunden)durch Einbau eines dritten 4 He-Kerns den stabilen Kohlenstoff12C bilden kann. Dafür ist abereine wichtige Bedingung erfor-derlich: Die Resonanz des 12C-Kerns mit dem Paar 4He und 8Be.

Die Resonanz von 12C

Fred Hoyle (1915 –2001) pos-tulierte auf Grund des anthropi-schen Prinzips den angeregten Zustand von 12C lange bevor er experimentell nachgewiesen wer-den konnte. In einem angeregtenZustand bewegen sich die Nukle-onen im Kern mit einer kineti-schen Energie, die nur wenige dis-krete Werte über dem Grundzu-stand annehmen kann. Das Paar8Be und 4He besitzt nun zufälliger-weise eine gemeinsame Energie,die ziemlich genau einem der an-geregten Zustände des 12C-Kernsentspricht (siehe Figur 12). Mit ei-ner Wahrscheinlichkeit von etwa1:1000 gelingt es diesem Paar auf-grund seiner Resonanz mit dem12C-Kern, ein stabiles Kohlenstoff-atom 12C zu bilden. Bei den rest-lichen zerfällt das 8Be wieder inHeliumkerne. Da die weitereKernsynthese, von 12C + 4He zu16O und weiter, nicht resonant ver-läuft, bleibt genügend Kohlenstoffübrig. Im anderen Falle wäre derfür den Auf bau des Lebens sowichtige Kohlenstoff im Univer-sum praktisch nicht vorhanden . . .

Die Figur 11 zeigt die möglichen Fu-sionsreaktionen während der erstenSekunden des Universums. Zu Beginngibt es nur einzelne Protonen und Neu-tronen zu etwa gleichen Teilen. Mit derZeit beginnen die Protonen zu über-wiegen, denn ein Neutron kann zu ei-nem Proton zerfallen und somit einenWasserstoff kern bilden. Aus dem Was-serstoff kern 1H wird durch Einlagerungeines Neutrons das Deuterium 2H. Einweiteres Neutron führt dann zum Tri-tium 3H, das sich im �–-Zerfall zum 3Hewandelt. Nach Einlagerung eines Neu-trons entsteht 4He. Hier endet dieNukleosynthese vorläuf ig, da infolgeder Masselücke bei A = 5 die Einlage-rung weiterer Neutronen nicht zu sta-bilen Elementen führen kann.

Der dritte Schritt: C � Fe

Viele der ersten Sterne warenwesentlich massiver als die heutigeSonne. In ihrem Innern geht wäh-rend des Stadiums als Roter Rie-se der Heliumbrennstoff langsamzur Neige. Der Stern kontrahiertabermals, bis die Temperatur imZentrum soweit angestiegen ist,dass die nächste Brennstufe zün-det, das Kohlenstoff brennen.(Weniger massive Sterne wie un-sere Sonne enden dagegen nachdem Heliumbrennen als WeisseZwerge, weil die nötige Tempe-ratur für das Kohlenstoff brennennicht erreicht werden kann.) Sozünden im Zentrum in immerrascherer Folge weitere Brenn-stufen, während die anderen inSchalen weitergehen – der Stern

erhält eine Zwiebelschalenstruk-tur (siehe Figur 13). Auf diese Weisewerden alle weiteren Elemente bishin zum Eisen erzeugt. Wenn dieKette dieser Fusionsprozesse beimEisen angelangt ist, gibt es keineReaktionen mehr, aus denen sich

Energie gewinnen lässt, um denStern zu stabilisieren. Er kollabiertschliesslich infolge seiner eigenenGravitation und endet als Super-nova vom Typ II. Er enthält bereitsalle Elemente von Wasserstoff bisEisen, eine beachtliche Vielfalt von

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Die Figur 13 zeigt einen schematischen Schnitt durch einen aktiven Riesen-stern, mit den verschiedenen Zonen, wo die einzelnen Fusionsprozesse stattf inden.Der Abfall, aus dem keine weitere Energie bezogen werden kann, ist die Eisenasche,die sich auf Grund ihrer hohen Dichte im Zentrum des Sterns anhäuft.

Beim Kohlenstoffbrennen verschmelzen zwei Kohlenstoffkerne zu einemangeregten Magnesiumkern, aus dem verschiedene Tochterprodukteentstehen können12C + 12C � 24Mg* 23Mg, 20Ne, 23Na

Beim Neonbrennen wird ein Neonkern durch ein energiereiches Photon in einen Sauerstoff- und einen Heliumkern gespalten. Letzterer kann miteinem zweiten Neonkern zu Magnesium reagieren, also netto20Ne + 20Ne � 16O + 24Mg

Beim Sauerstoffbrennen verschmelzen zwei Sauerstoffkerne zu einemangeregten Schwefelkern, aus dem wiederum verschiedene Tochter-produkte entstehen können16O + 16O � 32S* 31S, 31P, 30P, 28Si

Schliesslich setzt, ausgehend von der Gruppe um 28Si, ein Strom vonGleichgewichtsreaktionen ein bis hin zur Gruppe um Fe.

Figur 12 zeigt die Bindungsenergiedes Paares 8Be und 4He (links) und dieEnergiezustände des Kohlenstoff kerns12C (rechts). Die Bindungsenergie von8Be und 4He zusammen mit ihrerkinetischen Energie kann den ange-regten Zustand von 12C auf dem Niveau7.644 MeV erreichen, sodass die re-sonante Reaktion von 8Be und 4He zu12C möglich wird.

26 verschiedenen Atomen, aberalle schwereren Elemente als Ei-sen fehlen noch.

Neutronen

Aus der Weizsäckerschen Formelgeht hervor, dass die Erzeugungvon Elementen, die schwerer sindals Eisen, bedeutende Energie-mengen erfordert. Dazu stehenverschiedene kosmische Prozessezur Verfügung,wobei aber in allenFällen die Neutronen die Haupt-rolle spielen.

Der vierte Schritt: Fe � U

Supernovae sind nicht nur das En-de einer Kette von Prozessen, die zum Eisen führen,sondern auch derAnfang weiterer Reaktionen, wel-che die Synthese von Atomkernenhöherer Ordnungszahlen ermögli-chen. In ihren abgestossenen Hül-len entstehen viele Neutronen imexplosiven Sauerstoff- und Sili-ziumbrennen. Da Neutronen keineelektrische Ladung besitzen, kön-nen sie ungehindert in die vor-handenen Atomkerne eindringen(wobei diese ein Gammaquantumabgeben). Dabei erhöhen sich dieMassezahl und die Neutronenzahlje um den Wert 1. Wenn dabei eininstabiler Kern entsteht, zerfälltdieser, indem ein Neutron durchden �–-Zerfall in ein Proton um-gewandelt und somit ein neuesElement gebildet wird. Freie Neu-tronen kommen nicht nur inSupernovae vor, sondern auch inRoten Riesen während des He-liumbrennens, wo sie in Neben-reaktionen entstehen.Die schweren

Elemente können somit auch dortdurch Neutronenaddition gebildetwerden, sobald diese etwas Eisenenthalten. Entsprechend der unter-schiedlichen Zeitskalen werdenzwei Neutroneneinfangprozesseunterschieden:

Der s-Prozess (slow) addiert ein-zelne Neutronen in Zeiträumenvon einigen 1000 Jahren.

Der r-Prozess (rapid) addiert einegrosse Zahl von Neutronen inner-halb Bruchteilen von Sekunden.

Der s-Prozess

Beim s-Prozess werden über gros-se Zeiträume Neutronen im Kernaufgenommen, so langsam, dassein entstehender instabiler Kernzerfällt, bevor ein weiteres Neu-tron addiert wird. Der Prozess

beginnt bei der Eisengruppe:Durch Einbau eines Neutronsz. B. in 56Fe entsteht zunächst dasIsotop 57Fe, das nächste Neutronführt auf 58Fe und das drittte zuminstabilen Isotop 59Fe. Dieses zer-fällt innert 44 Tagen zum stabilenKobalt (59Co). Von dort führt derProzess immer weiter entlang derstabilen Elemente in Richtung derschweren Atome. Allerdings kön-nen auf diese Weise nicht alleschweren Elemente gebildet wer-den; vielmehr endet der Prozessbeim letzten wirklich stabilen Iso-top auf der Nuklidkarte,demWis-muth 209Bi, (Figur 14). Der s-Pro-zess konnte erstmals 1952 nachge-wiesen werden: das in Roten Rie-sen beobachtete radioaktive Tech-netium kann aufgrund seinerHalbwertszeit von wenigen Mil-lionen Jahren erst kurz zuvor indiesem s-Prozess entstanden sein.

Der r-Prozess

Für die Erklärung der Existenzder schwereren Elemente als 209Bi,wie Uran und Thorium, ist eineweitere Reaktion erforderlich,denn der s-Prozess ist viel zulangsam, um die Lücke zwischenWismuth und Thorium zu über-brücken. Als r-Prozess bezeich-net man die sehr rasche Inte-gration von Neutronen im Kern,schneller als die dabei entstehen-den instabilen Isotope zerfallenkönnen, siehe Figur 16. Erst der r-Prozess ermöglicht die Überque-rung der Meerenge der Radio-aktivität in Figur 8. Er setzt hoheNeutronendichten und hoheTemperaturen voraus, damit inSekundenbruchteilen sehr viele

15SPAT IUM 13

Die Figur 14 zeigt die letzten Schrittedes s-Prozesses bei 209Bi. Nach Inte-gration eines weiteren Neutrons imKern des 209Bi wird dieses zum instabi-len 210Bi, welches mit �– zu 210Po zer-fällt. Dieses ist ebenfalls instabil undzerfällt unter Abgabe zweier Neutronenund zweier Protonen (�-Zerfall) zu Blei(206Pb), das nach Aufnahme weitererNeutronen und �–-Zerfall wieder zu209Bi wird. Dieser geschlossene Kreis-lauf beendet den s-Prozess in Richtungder schwereren Elemente.

16SPAT IUM 13

Die Figur 16 zeigt schematisch den r-Prozesspfad in der Nuklidkarte. Dieser liegt rechts des s-Prozesspfades bei den neutro-nenreichen, instabilen Isotopen der schweren Elemente im Bereich der blauen Felder. Von dort gelangen sie durch �–-Zerfallzu den stabilen, neutronenreichen Isotopen.

Die Figur 15 vergleicht den r- und dens-Prozess. Der s-Prozess verläuft ent-lang der Reihe der stabilen Elemente inRichtung schwererer Elemente. Wennein instabiles Isotop entsteht, zerfällt esim �–-Zerfall zu einem stabilen Isotop,das seinerseits wieder Ausgangspunktfür einen weiteren Schritt auf dem s-Prozessweg ist . Der s-Prozess besitztGabelungen zum Beispiel bei 63Ni,79Se, 85Kr, weil dort die Zerfallszeitetwa gleich ist wie die Zeit bis zurAddit ion des nächsten Neutrons.Manche stabile Isotope werden vom s-Prozessweg jedoch nicht erreicht(markiert mit r) und können nur durchden r-Prozess erzeugt werden. Der r-Prozesspfad führt entlang den radio-aktiven Isotopen im blauen Bereich,aus denen dann durch �–-Zerfall diestabilen, neutronenreichen Isotope ent-stehen.

17SPAT IUM 13

Neutronenanlagerungen statt-f inden können. Diese Bedin-gungen sind in abgestossenenHüllen von Supernovae gegeben,wo die Neutronen von explo-sivem Sauerstoff- und Silizium-brennen stammen. Nach Ab-schluss der intensiven Neutro-nenbestrahlung zerfallen dieentstandenen, sehr neutronenrei-chen Kerne sukzessive durch �–-Zerfall, bis stabile Kerne erreichtwerden. Auf diese Weise ent-stehen die stabilen, neutronen-reichen Isotope von Eisen bis Bleirechts des s-Prozessweges in derFigur 15 und eben die langlebigen(fast stabilen) Isotope von Uranund Thorium.

Der p-Prozess

Nebst den beiden genannten Pro-zessen, aber wesentlich seltener,kommt der p-Prozess vor, wobei pfür Proton steht. Bei extrem hohenTemperaturen (über einer Mil-liarde K) können in SupernovaeProtonen mit Atomkernen reagie-ren und somit protonenreiche Iso-tope der schweren Elemente mitMassenzahlen über 56 (Eisen) er-zeugen, siehe die mit p bezeichne-ten Isotope in der Figur 15. Die be-reits hohe Anzahl von Protonendieser Kerne bewirkt jedoch einestarke elektrische Abstossung eineszusätzlichen Protons.Deshalb müs-sen diese sehr hohe Geschwindig-keiten (hohe Temperaturen) besit-zen, um in den Kern eindringenzu können. Die beobachteten ge-ringen Häufigkeiten solcher pro-tonenreichen Isotope bestätigendie Vermutung, dass der p-Pro-zess sehr selten auftritt.

Figur 17 Vor etwa 8000 Jahren explodierte in unserer Milchstrasse der Stern IC 443. In seinen Hüllen herrschten in der Folge von explosivem Sauerstoff- undSiliziumbrennen hohe Neutronendichten, woraus im r-Prozess schwere Elementeentstanden, die nun in den Weltraum verteilt werden. (Quelle: Jean-Charles Cuil-landre [CFHT], Hawaiian Starlight, CFHT)

18SPAT IUM 13

Die Häufigkeitenim Sonnen-system

Die Häufigkeit der Elemente imSonnensystem lässt sich unteranderem durch die Analyse desSonnenwindes ermitteln. Dieserbesteht hauptsächlich aus Pro-tonen und Elektronen, aber auchKerne von Helium und schwe-rerer Elemente kommen vor. Er

widerspiegelt in erster Näherungund mit wenigen Ausnahmen dieZusammensetzung der Sonne, dadiese rund 99,9% der Masse imSonnensystem besitzt. Die heutefeststellbaren Häuf igkeiten sindein angenähertes Abbild des da-maligen Zustandes im lokalen in-terstellaren Raum, wo die Sonnevor 4,6 Milliarden Jahren ent-stand. Vor ihr waren schon Gene-rationen von Sternen zu Super-novae geworden und hatten dieKette der Nukleosynthese durch-gearbeitet. Von diesen früherenSternen sind die schwereren Ele-mente als Eisen die wichtigsten

Zeugen. Ihre relative Seltenheitzeigt jedoch, dass der Prozess derNukleosynthese oder die galak-tische chemische Evolution erstam Anfang ist: es stehen nochviele leichte Elemente zur Ver-fügung, welche die Energie lie-fern, um in den kommendenMilliarden von Jahren weitereschwere Elemente zu bilden.

In der untenstehenden Tabellesind die 25 häufigsten Isotopeaufgelistet , aus denen unserSonnensystem und damit wirselber bestehen, sowie die Pro-zesse, die zu deren Bildung

Die Tabelle 1 zeigt die 25 häufigsten Isotope im Sonnensystem und ihre Entstehungsprozesse. Ihre Häuf igkeit ist als rela-tiver Massenanteil angegeben. Im nuklearen, statist ischen Gleichgewicht (NSE) entstehen die verschiedenen Eisen-Isotope sowie 58Ni.

Rang A Element Anteil Ursprung

Big H- He- C- O- Si- Ne- s-Bang Brennen Brennen Brennen Brennen Brennen Brennen Prozess NSE

1 1 H 7 x 105

2 4 He 3 x 105

3 16 O 9592

4 12 C 3032

5 20 Ne 1548

6 56 Fe 1169

7 14 N 1105

8 28 Si 653

9 24 Mg 513

10 32 S 396

11 22 Ne 207

12 26 Mg 79

13 36 Ar 77

14 54 Fe 72

15 25 Mg 69

16 40 Ca 60

17 27 Al 58

18 58 Ni 49

19 13 C 37

20 3 He 35

21 29 Si 34

22 23 Na 33

23 57 Fe 28

24 30 Si 23

25 2 H 2

geführt haben. Es ist erstaun-lich, welche Komplexität von-nöten ist , um diese Materie zuerzeugen, sie umfasst alle hierbesprochenen Prozesse. MitAusnahme des Wasserstoffs(Rang 1) und des Deuteriums(Rang 25) ist das gesamte Ma-terial, aus dem wir bestehen,durch Sterne und Supernovaegekocht worden. Wir sind alsoim buchstäblichen Sinn Kinderder Sterne.

Woher stammen Kohlenstoff,Eisen und Uran?

Die Frage kann nun beantwortetwerden:

Der Kohlenstoff stammt ausRoten Riesen, wo durch die Verschmelzung von zwei 4 HeAtomen zunächst das instabile8 Be erzeugt wird, das sich mit einem weiteren 4 He-Kern aufGrund der Resonanzreaktion zum 12 C-Kern weiterentwickeln kann.

Das Eisen entsteht als End-produkt der Kernfusionsprozessein massereichen Sternen vor ihrerExplosion zu Supernovae.

Das Uran schliesslich stammtaus dem r-Prozess in den Hüllenvon Supernovae (oder auch ausverschmelzenden Neutronen-sternen).

Ausblick

Die Theorie der Nukleosyntheseverbindet die Kernphysik mitihren kleinsten Dimensionenund die Astrophysik mit ihrengrössten Dimensionen des Uni-versums. Wir können heute imLabor Produkte untersuchen, diein den Explosionen von Super-novae vor Milliarden von Jahrenirgendwo im Universum entstan-den sind. Diese Beobachtungenstützen die These von der Uni-versalität der Naturgesetze, wo-nach diese unabhängig von Ortund Zeit überall gegolten habenund auch in aller Zukunft weitergelten werden. Auch wenn dieWissenschaft bereits viele Er-kenntnisse über die Entstehungder Elemente gebracht hat, sobleiben doch für künftige Gene-rationen von Naturwissenschaf-tern zahllose faszinierende Frage-stellungen, die es Wert sind, wei-ter erforscht zu werden.

19SPAT IUM 13

Die Figur 18 zeigt die Häufigkeit der Elemente im Sonnensystem. Die verschie-denen Kernfusionsprozesse (H-Brennen bis Si-Brennen) produzieren die Elementebis zum Eisen, einschliesslich den Kohlenstoff. Diese sind relativ häuf ig. Dieschwereren Elemente sind in Supernovae im r-Prozess (Beispiele Ge, Xe, Pt) und inRoten Riesen im s-Prozess (Beispiele Sr, Ba, Pb) entstanden.

Rudolf von Steiger stammt auseiner alten Stadtberner Familie.Er besuchte das Gymnasium inBern und schloss mit der Matu-rität vom Typ B ab. Anschlies-send studierte er Physik, Mathe-matik und Astronomie an derUniversität Bern. Seine Diplom-arbeit in theoretischer Physik beiProf. P. Hajicek (1984) befasstesich mit Fragen der AllgemeinenRelativitätstheorie. Seine Dok-torarbeit bei Prof. Johannes Geisswidmete er Modellen zur Frak-tionierung der Häufigkeiten vonElementen und Isotopen in dersolaren Chromosphäre (1988).Anschliessend arbeitete R. vonSteiger an der Universität Bernals Forschungsassistent. Ein Sti-pendium des Nationalfonds er-möglichte ihm 1990 ein Stu-dienjahr an Institut für Physik

und Astronomie der UniversitätMaryland, College Park (USA).Nach Bern zurückgekehrt war er wieder als Forschungsassistentbei J. Geiss tätig,wo vor allem dieAuswertung und die Interpre-tation der Daten des Solar WindIon Composition Spectrometer(SWICS) auf der Weltraum-sonde Ulysses im Vordergrundseiner Interessen standen. Indieser Zeit erhielt Rudolf vonSteiger auch erste Lehraufträge,insbesondere im Bereich der ex-perimentellen Kosmologie undder Physik. 1995 habilit ierte ersich an der philosophisch-natur-wissenschaftli chen Fakultät derUniversität Bern mit einer Ar-beit über die Zusammensetzungdes Sonnenwindes.

Als 1995 das International SpaceScience Inst itute geschaffenwurde, übernahm Rudolf vonSteiger unter der Leitung von J.Geiss die Funktion des SeniorScientists. Neben eigenen wis-senschaftlichen Arbeiten gestal-tete er aktiv das Wissenschafts-programm des ISSI und sorgtefür die Herausgabe zahlreicherBücher, die über den Stand derForschung in ausgewählten Ge-bieten der Weltraumforschungberichten, eine Reihe, die in-zwischen grosse internationaleBeachtung gefunden hat. Einweiteres Sabbatical führte ihn1998 als Visiting Research Scien-tist, ans Institut für atmosphä-

rische, ozeanische und Welt-raumwissenschaften an der Uni-versität von Michigan in AnnArbor. Seit 1999 ist er Direktoram International Space ScienceInstitute (ISSI) in Bern und Ex-traordinarius an der UniversitätBern. Verschiedene Lehraufträgeführten ihn unter anderem zu-rück an das Gymnasium Kir-chenfeld, wo er selber die Matu-rität erlangt hatte und an dieUniversität Freiburg, wo er alsGastprofessor über den Auf bauder Materie berichtete.

Die stark im Humanismus ver-ankerte Ausbildung öffnete Ru-dolf von Steiger den Blick nichtnur für die Naturwissenschaf-ten, sondern auch für Sprachen,von denen er neben seiner Mut-tersprache Deutsch auch Latein,Englisch, Französisch, Italienischund Japanisch beherrscht. Einweiteres Interessensgebiet vonRudolf von Steiger ist die Musik.Er setzt die mit technischen Emp-fängern aufgenommenen Sig-nale der Sonne oder die Sequen-zen des menschlichen Genomsals elektronische Klänge um undinterpretiert sie gemeinsam mitMusikern. Rudolf von Steiger istverheiratet und lebt heute inBugdorf (BE).

Der Autor