Die Alchemisten des Universums

Blei zu Gold machen. Das war der Traum so mancher Alchemisten im 17. und 18. Jahrhundert. Einige, wie der Goldmacher Domenico Manuel Caetano (um 1670 – 23.09. 1708) bezahlten ihre Aktivitäten mit ihrem Leben, als ihre Geldgeber ihren Betrügereien auf die Schliche kam. Aber damals wusste man nicht, dass sich Element nicht mit chemischen Verfahren in andere umwandeln lassen. Es gibt auch keinen Stein der Weisen, der das Wunder bewirken kann.

Heute wissen wir, um aus unedlen Metallen wie Quecksilber Gold zu machen, brauchen wir die Physik, genauer die Kernphysik, denn für diese Transmutation müssen Eingriffe an den Atomkernen vorgenommen werden. Inzwischen sind wir tatsächlich in der Lage, Gold herzustellen, aber der damit verbundene Aufwand und die Kosten sind viel zu hoch, als dass es sich lohnen würde.

Um das Geheimnis der Goldherstellung zu lüften, müssen wir einen Blick tief in die Atome werfen. Ein Atomkern besteht aus Protonen mit einer positiven elektrischen Ladung und elektrisch neutralen Neutronen. Die verschiedenen chemischen Elemente unterscheiden sich nur durch die Anzahl der im Kern vorhandenen Protonen. Für jedes Proton besitzt ein Atom ein negativ geladenes Elektron. Diese schirmen die positive Kernladung ab, sodass ein Atom nach außen elektrisch neutral erscheint.

Um beim Traum der Alchemisten zu bleiben: Damit aus Blei Gold wird, müssen einem Bleiatom drei Protonen entfernt werden, denn in einem Bleikern befinden sich 82 Protonen, in einem Goldatom aber nur 79. Das ist aber gar nicht so einfach. Starke Kräfte in den Atomkernen wollen dies verhindern. Für die Umwandlung von Blei in Gold können dessen Atomkerne in Beschleunigern mit geeigneten subatomaren Teilchen beschossen werden. Nun ist aber ein Atomkern sehr, sehr klein und die meisten Projektile fliegen an einem Atomkern einfach vorbei. Nur wenige treffen ihn und reagieren mit seinen Bestandteilen. Das Ergebnis ist meist ein instabiler und radioaktiver Kern, der schließlich über mehrere Stufen in einen stabilen zerfällt. Je nach Prozesskette entstehen dabei verschieden Elemente, aber wegen des geringen Wirkungsgrades sind die Mengen in der Regel sehr gering.

Aber in der Natur kommen 92 verschiedene Elemente vor. Manche wie Eisen sind sogar recht häufig und werden von uns genutzt. Andere, wie Gold, sind dagegen seltener und deshalb wertvoll und teuer.

Wie hat die Natur das gemacht? War das ein einmaliger Vorgang, als das Universum noch sehr jung war oder geschieht das noch immer? Wer oder was sind die Alchemisten, die das Kunststück der Elemententstehung fertigbringen?

Seit etwa 150 Jahren sind Astronomen in der Lage, festzustellen, aus welchen Elementen Sterne bestehen, indem sie ihr Licht in seine Farben zerlegen. In diesen Spektren machen sich die einzelnen Elemente durch feine dunkle Absorptionslinien bemerkbar. Jede dieser Linien steht für genau ein bestimmtes Element. Aus den Stärken dieser Linien können die Forscher berechnen, wie viel eines Stoffes in einem Stern vorhanden ist. Es zeigte sich, dass in den meisten Sternen die Mengenverhältnisse der unterschiedlichen Elemente gleich sind.

Aber es gibt Ausnahmen. Im Winter funkelt der hellste Stern am Nachthimmel, Sirius im Sternbild Großer Hund. Sirius befindet sich aber nicht alleine im Weltall. Ein kleiner, lichtschwacher Stern, Sirius B, umkreist ihn, der überhaupt nicht in das bekannte Schema der Sterne passte. Sie hatten herausgefunden, dass seine Masse etwa der unserer Sonne entspricht. Dann müsste er aber wesentlich heller leuchten. Da dies nicht so ist, bleibt als einzige Erklärung, dass er ziemlich klein sein muss. Die Analyse seines Lichts ergab auch, das er kaum Wasserstoff und Helium enthielt. Vielmehr besteht er aus einem Gemisch von Kohlenstoff und Sauerstoff.

Nach und nach wurden immer mehr dieser Weißen Zwerge entdeckt. Ein weiterer Hinweis auf ihren Ursprung ergab sich, als Astronomen feststellen, dass sich viele Weiße Zwerge im Zentrum eines sie umgebenden sogenannten Planetarischen Nebels liegen. Offensichtlich entstehen sie, wenn ein Stern einen Teil seiner äußeren Hülle verliert und dabei die inneren Bereiche freilegt. Die Beobachtungen zeigen, dass der Nebel immer noch hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium besteht, aber der Reststern nicht mehr.

Damit hatten die Astronomen endlich eine heiße Spur gefunden. Offensichtlich sind es die Sterne, die aus einfachen, leichten Elementen die schweren herstellen.

Wir wissen heute, dass Sterne nicht ewig leben. Sie werden geboren und beginnen zu leuchten und irgendwann vergehen sie auch wieder. Auch unsere Sonne ist ein Stern. Da er uns sehr nahe steht, können wir ihn auch genauer untersuchen. Die Sonne besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium. Die schwereren Elemente kommen dagegen deutlich geringer vor. Gleichen oder ähnliche Verhältnisse findet man bei fast allen anderen Sternen ebenfalls.
Offensichtlich sind Sterne in der Lage, ihren anfänglichen Wasserstoff und das Helium in andere Elemente umzuwandeln. Somit haben wir die Alchemisten des Universums wohl gefunden. Aber jetzt müssen wir die nächste Frage noch klären: Wie machen die das?

Dieses Rätsel konnten Wissenschaftler in den 1930er Jahren lüften, als man gelernt hatte, wieso Sterne so lange leuchten können. Keine bekannte chemische Reaktion ist in der Lage, die Sonne seit viereinhalb Milliarden Jahren am Leuchten zu halten. Längst wäre der gesamte Brennstoffvorrat verbraucht.

Sterne und auch unsere Sonne sind keine festen Körper. Auf ihrer Oberfläche herrschen Temperaturen von mehreren tausend bis 100.00 Grad. Jedes Stück fester Materie verdampft unter diesen Bedingungen. Tatsächlich sind Sterne riesige Kugeln aus glühend heißem Plasma. Plasma ist ein Zustand der Materie, der auf der Erde natürlich nur kurzfristig bei Blitzen oder Sternschnuppen und Meteoriten auftritt. In einem Plasma haben die Atome einen Teil oder alle ihre Elektronen verloren und die Materie ist daher elektrisch leitend.

Im Zentrum eines Sterns herrschen Temperaturen von mehreren Millionen Grad. In der Sonne liegt die Zentraltemperatur bei 15,6 Millionen Grad und die Materie steht unter hohem Druck. Unter diesen Bedingungen reagieren die Kerne des Wasserstoffs miteinander und verschmelzen zu Helium. Das ist derselbe Vorgang wie bei einer Wasserstoffbombe, nur kann ein Stern nicht explodieren, weil das Gewicht der über dem Kern liegenden Masse das verhindert.

Verschmelzen nun leichtere Atome zu schwereren, wird Energie frei, weil die Masse der schwereren Atomkerne kleiner ist als die Summe der Ursprungskerne. Das hatte Albert Einstein mit seiner berühmten Formel E = mc2 vorhergesagt. Solange in einem Stern das atomare Feuer brennt, kann er durch die dadurch entwickelte Hitze dem Druck seiner äußeren Schichten Widerstand leisten und ist stabil.

Aber irgendwann hat ein Stern seinen Brennstoffvorrat verbraucht und kommt in Schwierigkeiten, weil seine Energieerzeugung nachlässt. Dann drückt das Gewicht seiner äußeren Schichten den Kern weiter zusammen und heizt ihn weiter auf, bis er die zuvor erzeugte atomare Asche, das Helium, zu Kohlenstoff weiter verbrennt. In der Schicht darüber fusioniert weiterhin Wasserstoff zu Helium. Auf diese Weise entstehen im Laufe eines Sternlebens in ihrem Inneren die verschiedene chemischen Elemente. Wie weit der Prozess geht, hängt von der Masse des Sterns ab. Die Sonne wird noch Kohlenstoff und Sauerstoff herstellen.

Schwerere Elemente können aber nur in massereicheren, größeren Sternen entstehen. In ihnen bildet sich schließlich ein etwa 4000 – 5000 Kilometer durchmessender Kern, der fast nur aus Eisen und Nickel besteht und in dem eine Temperatur von etwa vier Milliarden Grad herrscht. Um sie herum liegen aber immer noch Schichten, in denen die vorherigen Fusionsprozesse weiterlaufen. Doch jetzt ist dem Stern nun endgültig der Brennstoff ausgegangen. Die Fusion von Eisen und Nickel zu schwereren Kernen liefert keine Energie. Somit gewinnt das Gewicht der über dem Kerngebiet liegenden Materie die Oberhand.

Bis zu diesem Punkt hat der Sterne eine Entwicklung zurückgelegt, die viele Millionen Jahre gedauert hat. Was nun folgt, geschieht nun in Zeitskalen die sich in Millisekunden, tausendstel Sekunden, bemessen! Der Eisen-Nickel-Kern bricht innerhalb kürzester Zeit zusammen. Die Folge: Dichte und Temperatur steigen gewaltig an. Die Strahlung im Kern wird so hart und intensiv, dass sie die Atomkerne in ihre Bestandteile zerlegt. Dadurch sinkt der Druck noch weiter und der Kollaps beschleunigt sich. Als Folge vereinigen sich positiv geladene Protonen und negative Elektronen zu neutralen Neutronen. Weil nun die elektrische Abstoßung gleicher Ladungen wegfällt, stürzt der Kern noch schneller in sich zusammen. Erst wenn seine Dichte etwa doppelt so hoch wie die in Atomkernen wird, kommt der Kollaps nach etwa einer viertel Sekunde nach dem Beginn des Zusammenbruchs zum Stehen. Eine Schockfront breitet sich nun in die immer noch auf den harten Kern einstürzende Sternmaterie aus und versucht sie wieder nach außen zu treiben. Vermutlich führen dabei starke Instabilitäten und extrem starke Magnetfelder schließlich dazu, das aus dem Kollaps eine Explosion wird, bei der der Stern den größten Teil seiner Hülle in das Weltall schleudert.

Wissenschaftler nehmen an, dass es zwei Arten von Supernovaexplosionen gibt. In der einen kommt auch die Schockwelle zum Stehen, weil ihre Energie nicht ausreicht, sich gegen die herabstürzende Materie durchzusetzen. Allerdings ist der im Zentrum entstandene Neutronenstern eine starke Quelle energiereicher Neutrinos. Neutrinos reagieren aber unter normalen Bedingungen, wie sie auf der Erde herrschen, kaum mit normaler Materie. Doch bei einer Supernovaexplosion sorgt ihre hohe Energie und ihre schiere Anzahl dafür, dass sie häufig mit der Sternmaterie reagieren. Dadurch heizen sie die Schockfront wieder auf und sorgen gleichzeitig dafür, dass in ihr viele Kernreaktionen ablaufen. Wenn diese verzögerte Schockfront schließlich nach außen bricht, schleudert sie die neu entstandenen Elemente in den Weltraum. Modellrechnungen zeigen jedoch, dass dabei hauptsächlich leichtere Elemente entstehen. Vergleicht man die Ergebnisse mit den Elementhäufigkeiten in der Sonne, stimmen sie bis zum Zinn recht gut überein. Die schweren Elemente müssen aber durch einen anderen Prozess erzeugt werden.

Dazu benötigt der Stern ein sehr starkes Magnetfeld. In weniger als einer Sekunde hat sich im Zentrum ein Neutronenstern gebildet, um den herum ein extrem heißes Gemisch aus zerbrochenen Atomkernen, Neutronen, Elektronen und Neutrinos durcheinander wirbelt. Der Neutronenstern rotiert dabei sehr schnell. Ist sein Magnetfeld ausreichend stark genug, wird es dabei immer stärker aufgewickelt, bis sich schließlich zwei magnetische Schläuche entlang der Drehachse bilden, in denen die Materie des Sterns mit sehr hoher Geschwindigkeit in Form zweier gegenüberliegender Jets sich ihren Weg durch die Hülle des sterbenden Sterns bahnt und aus dem Sterninneren herausschießt. Wegen des hohen Gehalts an elektrisch neutralen Neutronen kommt es innerhalb der Jets zu zahlreichen Kernreaktionen. Selbst mit den heute zur Verfügung stehenden Hochleistungsrechnern sind die theoretischen Untersuchungen dieser Vorgänge immer noch sehr aufwendig und schwierig. Vieles deutet aber darauf hin, dass auch hierbei nicht genügend schwere Elemente wie Gold und andere entstehen.

Wenn aber Supernovaexplosionen nicht in der Lage sind, die beobachteten Häufigkeiten sehr schwerer Elemente zu erzeugen, was gibt es noch? Sterne mit noch mehr Masse bieten wohl auch keine Lösung des Rätsels, weil sie als Schwarzes Loch und nicht als Neutronenstern enden. Aus einem Schwarzen Loch kann nichts entkommt, nicht einmal das Licht.

Schon seit einiger Zeit vermuten einige Wissenschaftler, dass zur Erzeugung der schweren Elemente wie Gold und anderen Neutronensterne benötigt werden. Wenn zwei Neutronensterne verschmelzen, sollte es zu einer heftigen Reaktion kommen, bei der diese Elemente entstehen. Allerdings sind diese Ereignisse noch viel seltener als Supernovaexplosionen. Um die beobachteten Elementhäufigkeiten zu erklären, muss deshalb pro Neutronensternverschmelzung mehr umgewandelte Materie ausgestoßen werden als bei einer Supernovaexplosion.
Damit aber zwei dieser kompakten, ultradichten Sterne zusammenkommen, müssen sie sich erst einmal annähern. Das funktioniert nur in Doppelsternsystemen, in denen sich zwei Sterne auf engen Bahnen umkreisen. Beide Partner explodieren irgendwann als eine Supernova und hinterlassen jeweils einen Neutronenstern. Sind sie nahe genug beieinander, verringert sich langsam ihr Abstand, weil sie Gravitationswellen abstrahlen. Tatsächlich entdeckten Astronomen 1974 so ein Sternsystem, den Doppelpulsar PSR 1913+16. Das war der erste, wenn auch indirekte Nachweis von Gravitationswellen, für den die beiden Astronomen Russell Hulse und Joseph Taylor 1993 den Nobelpreis für Physik bekamen.

Aktuelle theoretische Berechnungen gehen von folgender Vorstellung aus: nachdem sich die beiden Sterne berührt haben, bilden sich nach wenigen tausendstel Sekunden drei Bereiche aus: im Zentrum rotiert mit hoher Drehzahl eine kugelförmige Masse, welche die zweieinhalb bis dreifache Masse der Sonne enthält. Unter Umständen bildet sich daraus ein Schwarzes Loch, falls die Masse zu groß ist. Um dieses zentrale Objekt entsteht eine dicke Scheibe mit einer Masse von einigen hundertstel der Sonne. Das Ganze ist in eine Region geringer Dichte eingebettet. In der Scheibe entstehen zwei Spiralarme. In deren Spitzen werden aus der vorhandenen Materie die schweren Elemente aufgebaut. Nach kurzer Zeit dringt die Materie nach außen.

In anderen Modellen entweichen die schweren Elemente durch die Wirkung des Magnetfelds entlang der Rotationsachse des Systems.

Jede theoretische Berechnung steht und fällt aber durch den Vergleich mit der Beobachtung. Die Modellrechnungen liefern inzwischen Ergebnisse, die die beobachteten Häufigkeiten der chemischen Elemente recht gut wiedergeben. Aber um die tatsächlichen Vorgänge besser zu verstehen und die Modellannahmen zu verbessern, müssen Verschmelzungen von Neutronensternen im Detail beobachtet werden. Aber das ist nicht so einfach, denn dazu müssen die Wissenschaftler ihre Teleskope zur rechten Zeit auf die richtige Stelle am Himmel richten. Doch wie kann man geeignete Kandidaten dafür finden? Eigentlich gar nicht. Neutronensterne sind sehr klein und strahlen wenig Licht ab, können also bestenfalls nur in unserer engsten kosmischen Nachbarschaft gefunden werden. Allerdings gibt es hier keine geeigneten Objekte. Also, was tun?

Die Lösung des Problems liegt in einer Beobachtungstechnik, die erst seit wenigen Jahren zur Verfügung steht. Das Zauberwort lautet Gravitationswellendetektor. Gegenwärtig gibt es drei dieser Anlagen. Zwei, LIGO, befinden, sich in den Vereinigten Staaten von Amerika und ein weiterer in Italien, VIRGO. LIGO konnte erstmals am 24. September 2015 das Verschmelzen zweier Schwarzer Löcher beobachten. Aber auch verschmelzende Neutronensterne sollten ein messbares Signal liefern.

Tatsächlich wurde am 17. August 2017 ein solches Ereignis beobachtet. Zuerst registrierte der im Gammastrahlenbereich beobachtende Satellit FERMI um 14:41:06 MESZ einen kurzen Strahlungsblitz. 14 Sekunden später ging die Meldung darüber an die internationale Forschergemeinde hinaus. Forscher am LIGO-Observatorium untersuchten daraufhin ihre Daten und fanden ein 100 Sekunden andauerndes Gravitationswellensignal, dessen Maximum 1,7 Sekunden vor dem Gammablitz registriert wurde. Auch darüber wurden kurze Zeit später die Astronomen informiert. Die Beobachtungen von FERMI und LIGO wiesen darauf hin, dass die Quelle für das Ereignis in der 130 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxie NGC 4993 lag. Die großen Sternwarten in Chile mussten aber bis zum Abend warten, bis sie das Gebiet untersuchen konnten. Tatsächlich fanden sie weniger als 11 Stunden nach den ersten Signalen ein helles Objekt in dieser Galaxie, das in den folgenden 10 Tagen langsam schwächer wurde. 9 Tage nach dem Ereignis erschien an der Position der Neutronensternverschmelzung eine Röntgenquelle und nach 16 Tage eine Radioquelle.

Durch die rasche Alarmierung konnte das Ereignis erstmals über einen sehr großen Bereich der elektromagnetischen Strahlung systematisch untersucht werden. Insgesamt waren bis Anfang Oktober Wissenschaftler aus mehr als 930 Observatorien und wissenschaftlichen Instituten daran beteiligt. Alle Beobachtungen, einschließlich der Messungen der Gravitationswellendetektoren, lieferten wertvolle Erkenntnisse, die helfen, bessere Modelle verschmelzender Neutronensterne zu untersuchen.

Mit der Beobachtung der Verschmelzung zweier Neutronensterne in der fernen Galaxie NGC 4993 in vielen verschiedenen Bereichen des elektromagnetischen Spektrums und den Daten der Gravitationswellendetektoren wurde ein neues und wichtiges Fenster der astronomischen Forschung aufgestoßen, das weitreichende neue Erkenntnisse in der Zukunft ermöglichen wird.