Quelltext der Seite Oberstufen-Chemiebuch Kontextorientiert/Wie ist das alles um uns herum entstanden?

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=="The Big-Bang-Theory"==

Als "Big-Bang" oder Urknall wird in der modernen Kosmologie der Beginn des uns bekannten Universums bezeichnet. Mit dem Urknall beginnt die zeitliche Entwicklung des Universums und nach aktueller Meinung ist das Universum etwa 13,8 Milliarden Jahren alt.

Der „Urknall“ bezeichnet keine Explosion, wie wir es verstehen, sondern den Zeitpunkt für die gleichzeitige Entstehung von Materie, Raum und Zeit aus einer Singularität. Unter einer Singularität verstehen die Kosmologen einen einzigen Punkt, in dem  Raum und Zeit nicht vorhanden sind. Man kann also sagen, dass erst nach dem Urknall Dinge wie Raum und Zeit eine Rolle spielten und der Urknall den Zeitpunkt ''t=0'' im Universum darstellt. Gleichzeitig ist der Urknall auch ein Punkt, den man als Mittelpunkt eines sich expandierenden Universums ansehen kann. 

Was unmittelbar nach dem Urknall passierte, ist nicht wirklich unumstritten. Grund dafür ist, dass die plötzliche Entstehung von Energie und Materie - die in der Summe ja immer noch gleich sein muss, da keine Energie verloren gehen kann - an dem "Urknallpunkt" so unermesslich groß gewesen sein muss, dass keine der aktuell gültigen Theorien diesen Zustand beschreiben und erklären kann. Daher gibt es in der heutigen Physik keine allgemein akzeptierte Theorie für das sehr frühe Universum.

{{Box|<math>E=m \cdot c ^ 2</math>|2=
[[File:Einstein 1933.jpg|right|100px]]
Die wohl berühmteste Formel von Albert Einstein erinnert uns daran, dass Materie in Energie umgewandelt werden kann, was zum Beispiel auch auch bei der Kernreaktionen der Fall ist, wo es zu einem leichten Massenverlust kommt. Der umgekehrte Weg ist auch möglich!


''Wer mehr über die Hintergründe zu der Formel erfahren will, kann sich in dem Artikel [https://scilogs.spektrum.de/die-natur-der-naturwissenschaft/was-bedeutet-eigentlich-einsteins-formel-e-mc/ Was bedeutet eigentlich Einsteins Formel E=mc²] in SciLogs auf Spektrum.de darüber informieren. ''
|3=Hervorhebung1}}

{{Box|1=AKTIVITÄT (freiwillig) - Informationen und Berechnungen rund um die Formel E=mc²|2=
In dieser Aktivität soll es um kleine Anwendungsaufgaben rund um die berühmte Formel gehen. Dadurch wirst du sie auch hoffentlich genauer verstehen können.

⇒ [[/Berechnungen zur Umwandlung von Masse in Energie/]]
|3=Lernpfad}}


Als Begründer der Urknall-Theorie gilt der belgische Theologe und Physiker ''Georges Lemaître'', der 1931 für den heißen Anfangszustand des Universums den Begriff „primordiales Atom“ oder „Uratom“, später auch „kosmisches Ei“ verwendete. Allerdings hatte bereits 1225 der englische Gelehrte und Bischof Robert Grossetestes in seinem Werk ''De luce (Über das Licht)'' die Grundidee eines Urknalls vorweggenommen. Der Begriff Urknall (''engl. big bang, wörtlich also ‚Großer Knall‘'') wurde von Fred Hoyle geprägt, der mit dieser Wortwahl die Urknalltheorie unglaubwürdig erscheinen lassen wollte, weil er Anhänger der dazu konkurrierenden '''Steady-State-Theorie''' war. In dieser Theorie expandiert das Universum zwar, die Dichte der Materie ändert sich allerdings nicht, weil kontinuierlich im gesamten Raum immer neue Materie entsteht. Die Steady-State-Theorie verlor in den 1960er Jahren an Zustimmung, als die Urknalltheorie zunehmend durch astronomische Beobachtungen bestätigt wurde, wonach man anhand des Auseinanderdriftens der Galaxien abschätzen kann, dass die Ausdehnung des Universums vor endlicher Zeit Null gewesen sein könnte.

==Die Entstehung des Universums==
Das folgende Bild soll die Entwicklungsstadien des Universums verdeutlichen. Es dient nur der Illustration und ist nicht maßstäblich zu verstehen.

<center>[[Datei:Expansion_des_Universums.png|800px]]</center>

===Die Kinderstube - die Frühzeit des Universums===
''Eine kleine Anmerkung am Anfang ... "Kinderstube" hört sich unseren Vorstellungen nach ein paar Jahren an. Tatsächlich sind die folgenden Beschreibungen, in diesem und den folgenden Abschnitten, in extrem kurzer Zeit abgelaufen. Sie unterscheiden sich aber so grundlegend, dass man sie getrennt betrachten muss!''

Wie schon erwähnt war die Energiedichte des Universums in seiner Frühphase sehr hoch. Das bedeutet, dass auch die Energien der Teilchen im Mittel sehr hoch waren und daher ist die sehr frühe Phase des Universums nur Gegenstand von Theorien. Man vermutet, dass zum Zeitpunkt von etwa 10<sup>−43</sup> Sekunden nach dem Urknall die Temperatur einem Energieinhalt von 10<sup>32</sup> K entsprechen würde. Bei dieser Energie kann noch nichts existieren, denn die Energie überragt alle uns bekannten Kräfte, die irgendwie Materie zusammenhalten können. 

{{Box|Die Grundkräfte der Physik|Die '''vier fundamentalen Wechselwirkungen''' (Grundkräfte der Physik) sind '''Gravitation''', '''Elektromagnetismus''', '''schwache Wechselwirkung''', '''starke Wechselwirkung'''. Die starke Wechselwirkung, auch starke '''Kernkraft''' genannt, bindet die Quarks aneinander. Sie bewirkt damit den inneren Zusammenhalt von den schweren Teilchen Elementarteilchen, wie des Protons und Neutrons. Ist die umgebende Energie größer, so zerfallen solche Teilchen.|3=Hervorhebung1}}

===Das Kleine wird ziemlich schnell groß - Die Inflation===
Während dieser sogenannten Inflation dehnte sich das Universum innerhalb von 10<sup>−35</sup> bis 10<sup>−32</sup> Sekunden um einen Faktor zwischen 10<sup>30</sup> und 10<sup>50</sup> aus. Der Bereich, der dem heute beobachtbaren Universum entspricht, hätte dabei der Theorie zufolge von einem Durchmesser, kleiner als der eines Protons, auf etwa 10&nbsp;cm expandieren müssen. Noch unklar ist die Ursache für das Ende der Inflation, denn inzwischen dehnt sich das Universum nicht mehr so schnell aus. Eine Vermutung ist, dass dies mit der Verringerung der Energiedichte zusammenhängen könnte, die dazu führte, dass nun die elementare Wechselwirkungen wie die Kernkraft wirken konnten und so eine Anziehung bestand.

===Alles nur Quark(s)!? ... immerhin - Die Entstehung der Elementarteilchen===
Nach Ende der Inflation, also nach etwa 10<sup>−30</sup> s, sank die Temperatur auf 10<sup>25</sup> K ab. Es bildeten sich '''Quarks und Anti-Quarks''', die Bausteine der Teilchen. Die Temperatur war aber so hoch dass sich noch keine stabilen Protonen oder Neutronen bildeten, sondern ein Plasma aus freien Teilchen entstand.

Nach 10<sup>−6</sup> s lag eine Temperatur von 10<sup>13</sup> K vor. Quarks konnten nun nicht mehr als freie Teilchen existieren, sondern vereinigten sich zu den schweren Elementarteilchen, zu denen auch die '''Bausteine der Atomkerne''' wie '''Protonen''' und '''Neutronen''' gehören. 


{{Box|ÜBERSICHT Elementarteilchen|2=[[Datei:Overview of all known subatomic particles without anti-particles german.png|thumb]]Zu den '''Elementarteilchen''' gehören in der Physik nicht nur die für die Chemie wichtigen '''Elektronen, Neutronen und Protonen'''.

Die Abbildung rechts (''anklicken um sie größer zu sehen'') zeigt eine Übersicht über die meisten der heute bekannten <u>subatomaren</u> Teilchen und ihre Klassifikation. Antiteilchen werden größtenteils nicht aufgeführt. 

Eine in der Physik gebräuchliche Einteilung der Teilchen geschieht in Fermionen, Baryonen, Mesonen und Bosonen, die wiederum Unterklassen haben.

Das Teilgebiet der {{wpde|Teilchenphysik|Teilchenphysik}} beschäftigt sich mit der Erforschung dieser Teilchen. Diese Teilchen bilden die Grundlage des sogenannten {{wpde|Standardmodell|Standardmodell}} der Physik. Wer ein weitergehendes Interesse hat, kann die zwei verlinkten Wikipedia-Artikel lesen und die dort angebenen weiteren Links anschauen. 

Einen Einblick in die Teilchenphysik liefern immer wieder mal Fernsehsendungen, wie zum Beispiel dieses Video [https://www.youtube.com/watch?v=cr3a6KveDFo&ab_channel=Quarks Sendung von Quarks und Co], bei der man einen Einblick in den LHC am Cern erhält. Anlass war der Nachweis des Higgs-Teilchen, das eine Lücke im Standard-Modell auffüllte.
|3=Hervorhebung1}}

Nach 10<sup>−4</sup> s war die Temperatur auf 10<sup>12</sup> K gesunken und die meisten Protonen und Neutronen wurden bei Stößen mit ihren Antiteilchen vernichtet – bis auf einen kleinen Überschuss von einem Milliardstel der ursprünglichen Menge. Die Dichte sank dadurch auf 10<sup>13</sup> g/cm³. Nach 1 s war eine Temperatur von 10<sup>10</sup> K erreicht.

Erst nach 10 Sekunden, bei Temperaturen unterhalb von 10<sup>9</sup> K, vereinigten sich Protonen und Neutronen zu ersten Deuterium-Atomkernen ''(also Wasserstoffatomkerne mit einem Neutron)''. Diese wurden größtenteils durch Kernfusion in Helium-4-Kerne umgewandelt. 


{{Box|BEGRIFF Isotop|2=Deuterium ist ein '''Isotop''' des Wasserstoffs, dessen Kern neben einem Proton noch ein Neutron enthält. Es hat also die Masse 2 u.

Wird dem Deuterium ein Proton "hinzugefügt", so entsteht aus einer Kernverschmelzung (Kernfusion) Helium.|3=Merksatz}}


Nach etwa 3 Minuten hatte die Temperatur und Dichte der Materie soweit abgenommen, dass die spontane Kernfusion zum Erliegen kam. Die übriggebliebenen freien Neutronen waren nicht stabil und zerfielen im Verlauf der nächsten Minuten in Protonen und Elektronen. 


{{Box|Zerfall von Neutronen|2=Neutronen können zerfallen und bilden dabei negativ geladene Elektronen und positiv geladene Protonen.

<math>n \rightarrow  e ^- + p^+</math>
|3=Hervorhebung1}}


Insgesamt bildeten sich in den ersten drei Minuten zu '''25 % Helium-4''' und '''0,001 % Deuterium''' sowie Spuren von '''Helium-3''', '''Lithium''' und '''Beryllium'''. Die restlichen '''75 % stellten Protonen''', die späteren Wasserstoffatomkerne. Die Temperatur war immer noch so hoch, dass die Materie als Plasma vorlag, also einem Gemisch aus freien Atomkernen, Protonen und Elektronen.


{{Box|INFORMATION Schreibweise für Isotope|'''Helium-4''' ist eine Abkürzung für die ausführliche Schreibweise <math>_{2}^{4}\textrm{He}</math>. 

Wie im Periodensystem üblich steht unten die Anzahl der Protonen und oben die Masse. Die Anzahl der Elektronen spielt in der Teilchenphysik eigentlich keine Rolle.

Die vorher schon beschriebene Kernfusion von Deuterium zu Helium-4 kann man so ohne Worte mit einer Kernreaktionsgleichung beschreiben:

<math>_{1}^{3}\textrm{H} + _{1}^{1}\textrm{p} \rightarrow _{2}^{4}\textrm{He}</math> oder <math>_{1}^{3}\textrm{H} + _{1}^{1}\textrm{H} \rightarrow _{2}^{4}\textrm{He}</math>
|3=Hervorhebung1}}

{{Box|AKTIVITÄT (Pflicht) - Isotope und Isotopenschreibweise|2=
Nach diesen ersten Informationen soll das Thema etwas vertieft werden. Du wirst die vorgestellten Begriffe noch etwas besser anwenden und die Schreibweise üben können. 

⇒ [[/Isotope und Isotopen-Schreibweise/]]
|3=Lernpfad}}

===Endlich gibt es auch die ersten Atome===
Es dauerte etwa 400.000 Jahre, bis die Temperatur ausreichend abgesunken war, dass sich stabile Atome bildeten. Das heißt, dass die schon vorhandenen Kerne sich mit den ebenfalls vorhandenen Elektronen verbunden haben. Damit hat das Universum anfänglich nur aus Wasserstoff-, Helium- und nur sehr wenig Lithium- und Beryllium-Atomen bestanden.

{{Box|AUFGABE 1|2=Wiederhole das einfache Kern-Hülle-Modell (=Rutherford'sches Atommodell) für die Atome und achte dabei auf folgendes:
* Welche Bestandteile hat das Atom?
* Was sind die Elementarteilchen im Atom und was sind ihre Eigenschaften?
* Was sind Isotope? Wie wirken sich Isotope auf die Masse der Teilchen aus?
* Erkläre anhand von drei Beispielen, welche Informationen zum Aufbau eines Atoms man aus dem Periodensystem ablesen kann.|3=Üben}}

Die Abkühlung fand und findet übrigens nicht in allen Bereichen des Universums gleich schnell statt. Man weiß, dass in einigen Bereichen noch heißes Plasma vorherrscht. Dies erklärt auch das unterschiedliche Alter von Sternen und die Existenz von Gaswolken, aus denen sich noch keine Sterne gebildet haben.

==Die ersten Sterne entstehen==
Ausgehend von räumlichen Dichteschwankungen, die bereits durch Quantenfluktuationen während der Inflation entstanden sind, bildeten sich nach 1 Million Jahren großräumige Strukturen im Kosmos.

Dabei begann die Materie in den Raumgebieten mit höherer Massedichte sich unter dem Einfluss der Gravitation noch mehr zu verdichten. Die kollabierenden Gaswolken an Wasserstoff und Helium verdichteten sich soweit, dass sich die ersten Sterne bildeten. Diese waren wesentlich massenreicher als unsere Sonne, so dass sie sehr heiß wurden. Zu "Lebzeiten" eines Sternes bilden sich durch Kernfusion aus den leichten Elementen Wasserstoff und Helium immer mehr schwerere Element-Atome aus denen noch schwerere gebildet werden können. Erst mit der Bildung von Eisen stockt die Kernfusion, denn eine Verschmelzung von Eisenatomen liefert keine Energie mehr.


{{Box|Sterne, die Geburtstätten der Elemente|Sterne bilden im Laufe ihres Lebens durch '''Kernfusion''' immer weitere, schwerere Elemente bis hin zum Eisen. Damit sind Sterne die Geburtsstätten der meisten Elemente. Die Kernfusion, also die "Verschmelzung" der Kerne liefert die Energie, die sie in Form von Licht und Wärme abstrahlen.|3=Hervorhebung1}}


Wegen ihrer großen Masse war die Lebensdauer dieser Sterne mit 3 bis 10 Millionen Jahren relativ kurz, sie explodierten in einer Supernova und während diesen Explosionen wurden durch den Einfang Neutronen und damit weiterer Kernfusionenen Elemente gebildet, die schwerer Eisen sind, wie z. B. Uran, und gelangten so in den interstellaren Raum, wo sie sich verteilten.


Der Explosionsdruck wirkte sich auch auf benachbarte Gaswolken aus, die dadurch schneller neue Sterne hervorbringen konnten. Da die mit Metallen angereicherten Gaswolken schneller auskühlten, entstanden massenärmere und kleinere Sterne mit schwächerer Leuchtkraft, aber von längerer Lebensdauer. Es bildeten sich die ersten Kugelsternhaufen aus diesen Sternen, und schließlich daraus die ersten Galaxien. Die so entstandenen Sterne ziehen nach und nach die herumfliegenden Elemente an und sammeln sie zu einer ''Protoplanetaren Scheibe'', wo sich unter günstigen Bedingungen Planeten bilden können.

<center><gallery widths="150" heights="350" caption="Entwicklungsstufen von Sternen" style="text-align:center" mode="packed">
File:Barnard 68.jpg|Schwarze Flecken am Himmel zeigen Bereiche mit hoher Dichte, die das Licht der dahinterliegenden Sterne verschlucken. Das sind Vorstufen für Sterne.
Datei:Protostar HH-34.jpg|Etwas unterhalb der Bildmitte sieht man einen Protostern, der senkrecht zu einer protostellaren Scheibe einen Jet ausstößt. Sie sind Folgen des Zusammenpralls der Materie.
File:EtaCarinae-HST-1995-09.jpg|Die Nebel um den extrem massereichen Stern ''Eta Carinae'' entstanden durch Eruptionen. Damit kommen die Elemente ins Universum.
File:HL Tau protoplanetary disk.jpg|Das Hubble-Teleskop hat hier ein Protoplanetare Scheibe um den noch jungen Stern ''HL Tauri'' aufgenommen, aus der sich Planeten bilden können.
</gallery>
</center>


===Ein Stern wird geboren!===
<div class="grid">
<div class="width-2-3">
Sterne entstehen ja aus dichten Gaswolken, wobei stets mehrere Kräfte wirken. Am wichtigsten ist die Gravitation, die durch ihre anziehende Wirkung dafür sorgt, dass sich die Teilchen sich immer weiter zusammenziehen. Diesem Kollaps wirkt hauptsächlich die thermische Energie, also die Eigenbewegung der Teilchen, entgegen, die diese aufgrund ihrer Temperatur besitzen. Was dann passiert hängt davon an, welche diese beiden Kräfte überwiegt.

Überschreitet die Menge der Materie eine kritische Masse wird die Gravitation zu groß und die thermische Bewegung der Teilchen reicht nicht aus, so folgt unweigerlich der Kollaps und es findet eine Verdichtung statt. Während dieses Kollapses wird Gravitationsenergie in thermische Energie umgewandelt und so kommt es irgendwann dazu, dass ein Gleichgewicht aus Gravitationskraft und thermischer Energie zustande kommt. Durch die später nach innen stürzenden weiter außen liegenden Bereiche der Materiewolke aber kommt es aber zu einer weiteren Verdichtung, die dann quasi die Kernfusion einleitet. Mit der Kernfusion entsteht Energie, die dazu beitragen kann, dass sich ein stabiles Gleichgewicht aus der Gravitationskraft und thermischer Energie einstellt.
</div>
<div class="width-1-3">[[File:1e9m comparison.png|thumb|Verdeutlichung verschiedener Stern-Typen und deren Größen: ''Bellatrix'' als Blauer Riese, ''Algol B'' als Roter Riese eines Doppelsystems, die ''Sonne'', der Rote Zwerg ''OGLE-TR-122b'', sowie die Gasriesen ''Jupiter'' und ''Saturn'']]</div>
</div>


Diese erste Phase der Sternentstehung vom Kollaps bis hin zur Bildung eines ersten Kerns des Sterns dauert rund '''10.000 Jahr'''e.

Die Beschreibung hier scheint recht klar und problemlos. Tatsächlich wird nicht aus jeder Materieansammlung im Weltall ein Stern. Wichtig ist vor allem die Masse, die bestimmt, ob und was für eine Art von Stern entstehen kann.

===Warum der Stern am "Brennen" ist===

<div class="grid">
 <div class="width-2-3">Die meisten Sterne haben eine Kernregion, in der durch Kernfusion Energie freigesetzt wird. 

Die Temperatur und Dichte des Kerns sind notwendig, um eine Kernfusionsrate zu unterhalten und damit den Rest des Sterns zu stützen. Eine Reduktion der Energiefreisetzung würde dazu führen, dass sich die darüberliegenden Masse zusammenzieht, und Temperatur und Druck für die Kernfusion würden wieder erhöht. Ebenso würde eine Erhöhung der Energieproduktion dazu führen, dass der Stern expandiert und der Druck auf den Kern nachlässt. So bildet der Stern ein sich selbstregulierendes System in einem sogenannten hydrostatischen Gleichgewicht, welches während einem langen Zeitraum stabil ist.
</div>
 <div class="width-1-3">[[Datei:Sun parts big.jpg|right|300px]]</div>
</div>

<div class="grid">
<div class="width-2-3">
In der ersten Lebensphase des Sterns findet das sogenannte '''Wasserstoffbrennen''' statt. Damit wird die Kernfusion von Protonen, also den Atomkernen der einfachsten Wasserstoff-Isotops bezeichnet, die im ja auch zu Beginn des Universums den größten Anteil ausmachten. Als Produkt entsteht Helium bzw. Heliumkerne. Es gibt mehrere Möglichkeiten wie die Protonen in mehreren Zwischenschritten zu Heliumkernen reagieren können. Zwei vereinfachte Kernreaktionen könnte zum Beispiel sein:

{{Box|Kernreaktionsgleichungen beim Wasserstoffbrennen|
<math>_{1}^{1}\textrm{H} + _{1}^{2}\textrm{H} \rightarrow _{2}^{3}\textrm{He} + \gamma</math>
:''aus Wasserstoff-Kernen und Deuterium-Kernen ensteht Helium-3-Kerne und es wird Gamma-Strahlung frei, bei der es sich um eine massenlose, energiereiche Strahlung handelt.''
<math>_{1}^{2}\textrm{H} + _{1}^{3}\textrm{H} \rightarrow _{2}^{4}\textrm{He} +_{0}^{1}\textrm{n} </math>
:''aus Deuterium-Kernen und Tritium-Kernen entsteht Helium-4-Kerne und es wird ein Neutron freigesetzt.''
|3=Hervorhebung1}} 
</div>
<div class="width-1-3">[[Datei:FusionintheSun.svg|thumb|Ein möglicher Weg zur Entstehung von Helium-4 aus Wasserstoff.]]</div>
</div>


{{Box|AUFGABE 2|2=
* Erkläre an mindestens zwei Beispielen, was die zwei Zahlen bei den Elementsymbolen bedeuten.
* Überlege, wie man die Elementarteilchen p<sup>+</sup>, n und e<sup>-</sup> mit diesen Zahlen beschreiben müsste.
* Überlege dir, welche Zusammenhänge zwischen den Zahlen bei einer Kernreaktions-Gleichung besteht.
|3=Üben}}

{{Box|AUFGABE 3|2=Beschreibe an den beiden Kernreaktions-Gleichungen, auf was es zu achten gilt, wenn man eine Kernreaktions-Gleichung aufstellen will.|3=Üben}}


Übrigens ist der Massendefekt bei der Fusion von Wasserstoff zu Helium größer als bei allen folgenden Fusionsreaktionen und somit bezüglich der Energieausbeute am ergiebigsten. Die nächste Stufe stellarer Fusionsreaktionen, das Heliumbrennen, setzt pro erzeugtem Kohlenstoffkern nur noch etwa ein Zehntel davon frei. Bei der Sonne dauert Wasserstoffbrennen bei unserer Sonne etwa 12,3 Millarden Jahre. Das nächste Bild zeigt, wo sie sich aktuell "befindet".

<center>[[Datei:Sun_Life_DE.png]]</center>


Nach dem Wasserstoffbrennen setzt eine Übergangsphase ein, in der sich die Sonne in einen Roten Riesen entwickelt. Damit beginnt auch dann das Heliumbrennen. 


{{Box|AUFGABE 4|2=
[[Datei:Triple-Alpha Process.svg|thumb|Die zwei Schritte zur Bildung von Kohlenstoff aus Helium.]]Vervollständige und ergänze die beiden Teilreaktionen des Heliumbrennes. Nutze dazu das Bild rechts.

<math>^4He + \ ^4He \longleftrightarrow \ ^8Be + \gamma </math>
:''der aus den Heliumkernen entstehende Beryllium-Kern ist sehr instabil, ...''
<math>^8Be + \ ^4He \longrightarrow \ ? \ + \gamma</math>
:''... nur wenn er gleich mit einem weiterem Helium-Kern reagieren kann bildet sich Kohlenstoff.
|3=Üben}}

===Langsam geht der Brennstoff aus!===
Kaum ist das Helium verbraucht, wird auf das nächste, nun in größeren Mengen vorkommende Elemente zugegriffen. Und so geht es im Prinzip weiter. Allerdings nimmt die bei den Reaktionen freiwerdende Energie immer mehr ab und - da ja von der Stoffmenge her weniger jeweils vorhanden ist - beschleunigt sich der Verbrauch des jeweiligen Brennstoffs immer mehr. Bevor wir noch die Einzelschritte anschauen, erst einmal ein Überblick dazu:

<center>
{| class="wikitable"
|-
!&nbsp;&nbsp;Brennmaterial&nbsp;&nbsp;
!Brennvorgang&nbsp;!!Temperatur in<br />&nbsp;Millionen Kelvin&nbsp;!!&nbsp;&nbsp;Dichte&nbsp;(kg/cm³)&nbsp;&nbsp;!!Brenndauer
|-
| align="center" |H|| align="center" |Wasserstoffbrennen|| align="center" |40|| align="center" |0,006|| align="center" |&nbsp;&nbsp;10 Millionen J.&nbsp;&nbsp;
|-
| align="center" |He|| align="center" |Heliumbrennen|| align="center" |190|| align="center" |1,1|| align="center" |1 Million Jahre
|-
| align="center" |C|| align="center" |Kohlenstoffbrennen|| align="center" |740|| align="center" |240|| align="center" |10.000 Jahre
|-
| align="center" |Ne|| align="center" |Neonbrennen|| align="center" |1.600|| align="center" |7.400|| align="center" |10 Jahre
|-
| align="center" |O|| align="center" |Sauerstoffbrennen|| align="center" |2.100|| align="center" |16.000|| align="center" |5 Jahre
|-
| align="center" |Si|| align="center" |Siliciumbrennen|| align="center" |3.400|| align="center" |50.000|| align="center" |1 Woche
|-
| align="center" |Fe-Kern|| align="center" |Supernova = Kernfusion schwerster Elemente|| align="center" |10.000|| align="center" |&nbsp;&nbsp;10.000.000&nbsp;&nbsp;|| align="center" |-
|-
|}
</center>

So ganz getrennt voneinander laufen die Schritte allerdings nicht ab. Im Inneren der Sterne, wo der Druck größer ist, kann sich bereits Eisen gebildet haben. Auch wenn in den äußeren Schichten noch das Wasserstoffbrennen stattfindet.

Um ein wenig Übung beim Aufstellen von Gleichungen von Kernreaktionen zu bekommen, betrachten wir nun die weiteren Kernreaktionen in den Sternen.


{{Box|AUFGABE 5|2='''Kohlenstoffbrennen''' Ergänze, ob neben den neuen Elemente noch weitere Kerne oder Elementarteilchen bei den folgenden Reaktionen entstehen. Ergänze wieder die Kornladungszahl, weil es sehr hilfreich ist festzustellen, was fehlt.

<math>^{12}C \ + \ ^4He \longrightarrow \ ^{16}O \ + \ ?</math>

<math>^{12}C \ + \ ^{12}C \longrightarrow \ ^{24}Mg \  + \ ?</math>

<math>^{12}C \ + \ ^{12}C \longrightarrow \ ^{23}Mg \ + \ ?</math>

<math>^{12}C \ + \ ^{12}C \longrightarrow \ ^{23}Na \ + \ ?</math>

<math>^{12}C \ + \ ^{12}C \longrightarrow \ ^{20}Ne \ + \ ?</math>

<math>^{12}C \ + \ ^{12}C \longrightarrow \ ^{16}O \ + 2 \ ?</math>
|3=Üben}}


Als '''Neonbrennen''' bezeichnet man eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen im Inneren schwerer Sterne mit einer Masse von mindestens acht Sonnenmassen, bei denen durch die Umwandlung des Ausgangsstoffes Neon Energie freigesetzt wird.

{{Box|AUFGABE 6|2=''Notiere die folgenden Prozesse in der Symbolschreibweise:''
* Neon-Kerne <sup>20</sup>Ne werden durch Gammastrahlung in Sauerstoff <sup>16</sup>O und Helium-4 gespalten. Das <sup>4</sup>He kann mit einem weiteren <sup>20</sup>Ne reagieren, um Magnesium <sup>24</sup>Mg zu erzeugen.
* In einem alternativen Reaktionsweg findet zunächst eine Neutronenanlagerung an das <sup>20</sup>Ne statt, das anschließend mit einem α-Teilchen (Helium-Kern) reagiert und unter Aussendung eines Neutrons n ebenfalls <sup>24</sup>Mg bildet|3=Üben}}


Als '''Sauerstoffbrennen''' bezeichnet man eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen, bei denen durch Umwandlung von Sauerstoff Energie freigesetzt wird. Voraussetzung für das Sauerstoffbrennen sind hohe Temperaturen von mindestens 1,5·10<sup>9</sup> Kelvin und hohe Dichten von mindestens 10<sup>10</sup> kg/m3.


{{Box|AUFGABE 7|2=''Notiere die folgenden Prozesse in der Symbolschreibweise:'' Zwei Sauerstoffisotope <sup>12</sup>O können zu folgenden Elementen fusionieren. Suche die dann noch fehlenden Teilchen, um die Kernreaktionsgleichung zu vervollständigen.
* <sup>32</sup>S, <sup>31</sup>S, <sup>31</sup>P, <sup>28</sup>Si,  
|3=Üben}}


Das nach dem Sauerstoffbrennen, unter entsprechenden Bedingungen, stattfindende Siliciumbrennen, heben wir uns eventuell für das Thema Radioaktivität, auf.

Zum Abschluss zur Entstehung und Weiterentwicklung der Sterne noch eine Übersicht, die verdeutlicht, wie das Leben eines Sterns ablaufen kann. Welchen "Weg" die Entwicklung nimmt hängt von der Masse ab, die hier mit Vielfachen von Sonnenmassen angegeben ist.

<center>[[File:Sternentwicklung.png|600px]]</center>

==Ein bisschen Statistik==
Zum Abschluss ist es vielleicht interessant zwei Dinge zu betrachten:

'''1.) Wie häufig kommt welches Element vor''': 

::*Aufgrund der Entstehung der Elemente sollte klar sein, dass schwerere Elemente seltener vorkommen.
::*Denn nicht alle Sterne schaffen es zu hin zur letzten Stoffe der Kernfusion.
::*Obwohl Wasserstoff bei der Sternentwicklung ja normalerweise immer verbraucht ist, gehört es immer noch zu den am häufigsten vorkommenden Elementen. Denn es war ja schon von Anfang an sehr häufig.

Das folgende Bild liefert einen Überblick über die '''Häufigkeit der Elemente in der Erdkruste'''. Beim Betrachten der Darstellung sollte unbedingt die y-Achse und deren Beschriftung beachtet werden. Denn sie ist <u>nicht linear</u>!
<center>[[Datei:Elemental abundances-de.svg|500px]]</center>

Viele weitere Schaubilder und Mengenangaben auch auf das Universum bezogen liefert die Wikipedia Seite {{wpde|Liste_der_Häufigkeiten_chemischer_Elemente|Liste der Häufigkeiten chemischer Elemente}}


'''2.) Welche Elemente kommen wirklich natürlich vor?'''

Was man natürlich nachweisen kann, ist, welche der Elemente aktuell auf der Erde zu finden sind. Man kann aber nicht wissen, ob es mal zu Beginn der Bildung der Erde noch andere, schwere Elemente gab, die aber radioaktiv sind und deshalb zerfallen sind. Mit der Radioaktivität werden wir uns noch beschäftigen.

Das Element 82 (Blei) ist das letzte Element, von dem stabile, also nicht radioaktive Isotope existieren. Alle nachfolgenden (Ordnungszahl 83 und höher) sind ausnahmslos radioaktiv und somit instabil. Dabei ist Bismut (OZ=83) ein Sonderfall mit einer extrem langen Halbwertszeit, d.h. die Zeit bis die Hälfte einer Probe zerfallen ist, ist recht lang. Auch innerhalb der Elemente 1 bis 82 sind zwei Stoffe enthalten, die radioaktiv, also instabil sind: Technetium (OZ=45) und Promethium (OZ=61).

So bleiben tatsächlich nur 80 stabile Elemente übrig, die in der Natur vorkommen – alle anderen sind radioaktive Elemente. Von den radioaktiven Elementen sind nur Bismut, Thorium und Uran in größeren Mengen in der Natur vorhanden, da diese Elemente Halbwertszeiten in der Größenordnung des Alters der Erde oder länger haben. 

<center>[[Datei:PSE natürliche Elemente.svg|900px]]</center>


{{Fortsetzung|weiter=Sonderfall Radioaktivität|weiterlink=Oberstufen-Chemiebuch_Kontextorientiert/Kernreaktionen - Sonderfall_Radioaktivität|vorher=STARTSEITE Kapitel 1 - Wie alles entstand|vorherlink=Oberstufen-Chemiebuch_Kontextorientiert#Kapitel_1_-_Wie_alles_entstand}}
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[[Kategorie:Kern-Hülle-Modell]]
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