Wenn Sterne Gold schmieden: Wissenschaftler kommen dem Ursprung schwerer Elemente näher
Die Herkunft der schweren Elemente wie Gold, Platin und Uran gibt der Forschung seit Jahrzehnten Rätsel auf. Wissenschaftler haben nun ihre Beschreibungen dazu verbessert, wie sie im Universum entstehen könnten.
Astronomen gehen davon aus, dass die chemischen Elemente, wie sie heute auf der Erde vorkommen, in Sternen entstanden sind. Während Sterne anfangs lediglich aus Wasserstoff und Helium bestehen – den ersten Elementen, die nach dem Urknall überhaupt vorkamen –, können sie durch fortlaufende Kernfusion im Sterneninnern chemische Elemente wie Magnesium, Silizium bis hin zu Eisen bilden. Durch die Explosion dieser Sterne, den Supernovae, werden die Elemente dann im Weltall verteilt.
Schwere Elemente wie Gold, Platin oder Uran können allerdings nicht in gewöhnlichen Sternen entstehen. Für ihre Geburt braucht es einige der gewaltigsten Ereignisse im Universum: die Kollision zweier Neutronensterne. Genau dort läuft der sogenannte r-Prozess ab – ein extrem schneller Neutroneneinfang, bei dem Atomkerne innerhalb von Sekundenbruchteilen mit Neutronen bombardiert werden und dadurch immer schwerer werden.
Untersuchung von Atomkernen
Wie das Ganze genau vonstattengeht, ist allerdings noch nicht ganz klar. Ein Forschungsteam der Technischen Universität Darmstadt hat darum nun die Vorhersagen darüber verbessert, wie schwere Elemente im Kosmos entstehen. Die Studie wurde in der Fachzeitschrift Physical Review Letters veröffentlicht.
Viele der beteiligten Atomkerne existieren nur unter extremen Bedingungen und sind im Labor kaum zugänglich. Bisher mussten Forschende deshalb auf theoretische Modelle zurückgreifen, deren Vorhersagen sich gerade bei besonders exotischen Kernen oft stark unterschieden.
Die Darmstädter Forschenden setzen darum nun auf sogenannte Ab-initio-Berechnungen. Anders als herkömmliche Modelle beruhen sie unmittelbar auf den fundamentalen Wechselwirkungen zwischen Protonen und Neutronen. Dadurch lassen sich nicht nur genauere Vorhersagen treffen, sondern auch deren Unsicherheiten besser bestimmen.
Takayuki Miyagi und Achim Schwenk berechneten die Eigenschaften von 70 besonders wichtigen Atomkernen rund um die magische Neutronenzahl 82. Diese Kernregion entscheidet maßgeblich darüber, welche schweren Elemente sich im r-Prozess bevorzugt bilden.
Schwere Elemente entstehen langsamer
Die neuen Kernmassen flossen anschließend in aufwendige Simulationen von Neutronenstern-Verschmelzungen und anderen extremen astrophysikalischen Szenarien ein. Überraschenderweise kam dabei heraus, dass der Materialfluss im r-Prozess stärker gebremst wird als bisher angenommen. Die Materie verweilt länger in einer entscheidenden Kernregion, bevor sie noch schwerere Elemente bildet.
„Bereits vergleichsweise kleine Änderungen der Kernmassen können die vorhergesagten Häufigkeiten schwerer Elemente im Universum deutlich beeinflussen“, sagt Erstautor Jan Kuske vom Institut für Kernphysik der TU Darmstadt. Die Simulationen sagen eine stärkere Ausprägung des zweiten r-Prozess-Peaks und eine Verschiebung des dritten Peaks voraus – wichtige Hinweise darauf, wie Gold, Platin und andere schwere Elemente tatsächlich entstehen.
Für die Praxis bedeutet das, dass viele der betreffenden Atomkerne selbst mit künftigen Beschleunigeranlagen kaum messbar sein werden. Umso wichtiger werden genau Rechenmodelle werden, die gezielt vorhersagen, welche Isotope besonders aufschlussreich sind.
„Die Studie zeigt damit auch, dass sich der größtmögliche Erkenntnisgewinn durch die Kombination neuer Experimente mit modernsten theoretischen Modellen für Schlüsselregionen von neutronenreichen Kernen erzielen lässt“, erklärt Almudena Arcones, Professorin für Theoretische Astrophysik an der TU Darmstadt.
Die Arbeit ist ein gutes Beispiel dafür, wie moderne Kernphysik und Astrophysik zusammen die ältesten Rätsel des Universums entschlüsseln können.
Artikelreferenz
Kuske, J., Miyagi, T., Arcones, A., & Schwenk, A. (2026). r-process nucleosynthesis with ab initio nuclear masses around the N = 82 shell closure. Physical Review Letters.