Das einfachstes Element, der Wasserstoff (H), ist auch das weitaus häufigste. Allerdings ist jedes zehnte Atom im Weltall ein Heliumatom (He). Der Grund: Helium entsteht bei großer Hitze thermonuklear aus dem Wasserstoff. Wir werden noch hören, dass dieser Vorgang die Sonne leuchten macht. Tatsächlich ist fast der gesamte Heliumvorrat der Welt in den ersten Minuten nach dem Weltanfang entstanden. Sämtliche verfügbaren Neutronen wurden bei der Gelegenheit verbaut — und so für die Ewigkeit gerettet. (Freie Neutronen zerfallen nach ¼ Stunde.) Damals war es überall so heiß wie heute im Innern der Sterne. Sterne gab es allerdings noch nicht. Die entstanden erst, als das Universum sich deutlich abgekühlt hatte.

Hier das (k)älteste Bild der Welt: Es zeigt das Universum im zarten Alter von 400000 Jahren, lange nach der Heliumsynthese. Nur dem Astronomen ist es vergönnt, Vergangenheit unmittelbar zu schauen: Der Blick in die Ferne ist immer auch ein Blick zurück. Damals war der Himmel noch höllisch heiß: 3000 Grad. Das ist in etwa die Temperatur in einem Sonnenfleck. Unter diesem rotglühenden Himmel konnte es verständlicherweise kein Leben geben. Leben wurde erst möglich, als das Universum sich, expansionsbedingt, stark abgekühlt hatte. Die Ausdehnung des Weltalls, vor einem ¾ Jahrhundert entdeckt, ist also auch so eine Voraussetzung unseres Dasein. Von dem, was zuvor geschah, beispielsweise der Helium-Synthese, haben wir nur mittelbar Kenntnis. Diese Vorgänge verbergen sich im Nebel der Schöpfungsfrühe. Der Kosmos war heiß und der Stoff lichtundurchlässig.

Die Temperaturkarte, erstellt mit Hilfe des WMAP-Satelliten, zeigt jeweils eine Himmelshälfte. Es gibt ja auch Erdkarten, bei denen in gleicher Manier die Erdkugel auf der Ebene abgebildet ist, notgedrungen etwas verzerrt. Die Temperaturschwankungen, hier durch Farbunterschiede wiedergegeben, von nur 0,00001 Grad sind echt, sie müssen es sein. Ohne sie gäbe es uns nicht! Bei der kosmischen Strukturbildung konnte die Schwerkraft an entsprechenden Dichteschwankungen ansetzen und binnen Jahrmilliarden die heutige zerklüftete Struktur des Kosmos hervorzaubern: von den Super-Galaxienhaufen bis hinunter zu Sonnen und Planeten. Vermutlich sind diese Fluktuationen, die COBE und WMAP aufspürten, Überbleibsel aus der Quantenära des Universums, wo eine angemessene «Liederlichkeit» Vorschrift war. Als sich der Kosmos kurz nach dem Urknall gigantisch aufblähte, manifestierten sich diese Quantenfluktuationen in Temperatur- und Dichteschwankungen.

Neben dem Helium entstanden in Spuren noch Deuterium (das ist schwerer Wasserstoff: der Atomkern enthält ein zusätzliches Neutron), Lithium, Beryllium und Bor. Nebenbei bemerkt: Das Helium, das zum Füllen von Luftballons verwandt wird, ist nicht vom Urknall, vielmehr vom Uran, genauer vom Uranzerfall. Die Entdeckungsgeschichte des Heliums ist spannend. Das Element wurde 1868 bei einer Sonnenfinsternis auf der Sonne gefunden, spektroskopisch. Der Name (nach dem Sonnengott Helios) erinnert daran. Erst viel später, 1895, wurde seine irdische Anwesenheit in einem Uranmineral bemerkt. Helium ist ein Edelgas, ein langweiliger Stoff. Es ist viel zu edel und vornehm, als dass es eine chemische Verbindung einginge.

Ist nun deshalb eine Wasserstoff-Helium-Welt notgedrungen steril, farblos und ohne Zukunft? Keineswegs. Die Schwerkraft, der die chemische Zusammensetzung schnuppe ist, kann daraus Sterne machen. Wir werden noch hören, wie. Im höllisch heißen Innern gewisser Sterne, bei über 100 Millionen Grad aber verbinden sich Heliumatomkerne, also Alpha-Teilchen, untereinander. Aus dreien entsteht Kohlenstoff, aus vieren Sauerstoff.

Das geschah aber erst lange nach dem Urknall. Zuvor mussten Galaxien, also Sternsysteme, durch die Verschmelzung von Mini-Galaxien entstehen. Die materiellen Grundlagen unserer Existenz wurden erst spät erschaffen. Sterne mussten erst entstehen und dahinscheiden.

Dank der Sterne ist die Geschichte der chemischen Evolution nicht mit dem Urknall zu Ende!

Wir halten hier inne, um uns folgendes zu vergegenwärtigen. Damals war keineswegs absehbar, dass aus den simplen Atomen des Anfangs, Wasserstoff und etwas Helium, eines Tages Geschöpfe hervorgehen werden, die fähig sind, das alles zu begreifen. So gesehen ist der Mensch durchaus etwas besonderes: In ihm kommt die kosmische Materie zum Bewusstsein ihrer selbst. Sie bestaunt erstmals ihre eigene Kreativität.

Die Frage, wie das Universum beschaffen sein muss, damit es überhaupt lange genug existieren kann, um Sterne und Menschen hervorbringen, übergehen wir. Das ist eine andere Geschichte und nicht weniger spannende.

Nun wollen Sie aber wissen, woher die 5 g Eisen in Ihrem Körper kommen. Dazu begeben wir uns ins Sterninnere. Denn die schweren Elemente, sie sind die Asche des thermonuklearen Feuers, das im Innern eines Sterns wütete.

Schauen wir uns zunächst etwas in der Sonne um. Bei 15 Millionen Grad «verbrennt» dort Wasserstoff thermonuklear zu Helium. In jeder Sekunde werden 400 Millionen Tonnen umgesetzt. Die Energie (E), die dabei entsteht, hat nach Einstein auch eine Masse (m): E = m c². Allein an Licht wird die Sonne sekündlich um 4 Millionen Tonnen leichter. Hinzu kommt der ungleich schwerer wiegende Masseverlust durch den Sonnenwind, Wie schwer muss ein Stern sein, dass ihm so etwas selbst über Jahrmilliarden nichts ausmacht?

Auf eines ist hinzuweisen: Ein Helium-4-Atomkern hat neben den obligatorischen zwei Protonen auch zwei Neutronen. Woher die kommen? Sie sind beim radioaktiven Zerfall von Protonen entstanden, im Akt der Verschmelzung zweier Wassertoffatomkerne. (Dabei werden jeweils ein Neutrino und ein Positron frei, ein positiv geladenes Elektron.) Da das ins Reich der sogenannten schwachen Wechselwirkung gehört, geschieht es äußerst selten. Gott-sei-Dank! Die Sonne explodierte vor unseren Augen, wäre die Umwandlung eines Protons in ein Neutron nicht so gut wie verboten.
Im täglichen Leben empfinden wir einen Horror vor der Radioaktivität, weil diese, unsichtbar, unser Leben bedroht. Die Sonne, der Lebensspender schlechthin, könnte aber nicht leuchten, gäbe es sie nicht. Im Zentrum des Gestirns, acht Lichtminuten von uns entfernt, ist sie ein Segen.

In 4,8 Milliarden Jahren geht der Wasserstoffvorrat im Sonnenkern zur Neige. (Da die Sonne bereits 4,56 Milliarden Jahre alt ist, feiert sie demnächst Halbzeit.) Was geschieht danach? Nun, außerhalb des Zentrums gibt's noch Wasserstoff genug, dort findet nach wie vor Wasserstoff«brennen» statt. Der ausgebrannte, immer schwerer werdende Kern aus Helium aber zieht sich zusammen, erhitzt sich dabei infolge der Kompressionswäre, bis bei 100 Millionen Grad das Helium«brennen» zündet, wobei aus drei bzw. vier Heliumatomkernen Kohlenstoff (C) bzw. Sauerstoff (O) entstehen.

Dass Natur mit dem Helium überhaupt etwas anfangen kann, grenzt an ein Wunder. Bei der thermonuklearen Verschmelzung von zwei Heliumatomkernen, also zwei α-Teilchen, entsteht zwar Beryllium-8, aber nur, um nach dem Millionstel einer Milliardstel Sekunde bereits wieder zu zerfallen. Das ist selbst für Kernphysik verdammt kurz. Gesellt sich just in diesem "Augenblick" ein weiterer Heliumatomkern hinzu, bildet sich ein angeregter Kohlen­stoff­kern, ein längliches, fragiles Gebilde aus drei α-Teilchen. Normalerweise zerbricht diese Kette auch sofort. Hin und wieder aber gelingt es dem Kohlenstoffkern, durch gleichzeitige Abstrahlung von zwei γ-Quanten in den energetischen Grundzustand zu gelangen, wo die drei α-Teilchen eine kompakte Dreiecksbeziehung eingehen. Erst nachdem diese Folge von Hürden dank einer Fügung von Zufällen genommen wurde, steht der Bildung noch schwererer Atome, wie beispielsweise Sauerstoff, nichts mehr im Wege.

Für das Leben, das ja vom Kohlenstoff abhängt, ist ausschlaggebend, dass Kohlen- wie auch Sauerstoff in einem ausgewogenen Verhältnis produziert werden. Würde aller Kohlenstoff sofort (durch Einfang eines α-Teilchens, also eines Helium-Atomkerns) zu Sauerstoff, wäre dem Leben seine Kohlen­stoff­grund­lage entzogen. Ohne Sauerstoff sähen wir aber auch alt aus. Darauf, dass eine kernphysikalische Reaktionsrate über das C/O-Verhältnis und damit über Gedeih oder Verderb der organischen Materie entscheidet, hatte vor einem halben Jahrhundert der Brite Fred Hoyle aufmerksam gemacht. Hoyle war es auch, der den Kernphysikern vorrechnete, Kohlenstoff müsse bei 7,6 Millionen Elektronenvolt eine sogenannte "Resonanz" haben, da es anderenfalls weder Kohlenstoff noch Kernphysiker gäbe. Seine Vorhersage erwies sich natürlich als richtig...

Doch zurück zur Sonne. Von außen gesehen hat sie sich inzwischen zu einem Riesenstern aufgeplustert. Das war's dann aber auch. Die Sonne wird niemals ein Eisenlieferant. Sie endet, geht auch das Helium zur Neige, als weißer C-O-Zwerg. Von der Größe dann vergleichbar der Erde, kühlt dieser aus, strahlt seine Restwärme ins All. Und das zieht sich hin. Das Wärmeleck, durch das die Energie entweicht, die Oberfläche, ist sehr klein. Der Abgang der Sonne verspricht im übrigen ein farbenprächtiges Schauspiel. Der im roten Riesen versteckte weiße Zwerg entledigt sich seiner Hüllen, die für wenige zehntausend Jahre in allen Farben glühen. Man nennt das (ziemlich irreführend) dann einen planetarischen Nebel. Die Tragödie der Sonne wird allerdings vor leeren Rängen spielen. Bereits in wenigen hundert Millionen Jahren, lange bevor die Sonne sich richtig aufzublähen beginnt, wird es derart heiß hier, dass das Leben, will es weiter existieren, seine Geburtsstätte aufgeben muss. Vielleicht nistet es sich für eine kurze Weile dann in den Randgebieten des Sonnensystems ein, auf dem Titan beispielsweise, dem größten Saturnmond.

Das Schicksal der Sonne berührt uns (wenn auch nicht unmittelbar so doch irgendwie), die Frage, woher das Eisen kommt, beantwortet es nicht.
Nun, Stern ist nicht gleich Stern. Es gibt Ungetüme unter den Sternen, allerdings sind sie selten, die dutzendemal schwerer als die Sonne sind. Bei einem solchen Stern ist mit dem Heliumbrennen, dem Erzeugen von Kohlen- und Sauerstoff, noch lange nicht Schluss. Ein solcher Stern hangelt sich quasi von Energiekrise zu Energiekrise. Immer wenn der nukleare Brennstoff zur Neige zu drohen geht, zieht sich der Sternenkern zusammen, um aus der Asche des vorhergehenden zentralen Brennens erneut thermonuklear Energie zu gewinnen. Da Sterne nicht gut durchmischt sind, sind außerhalb des Kerns immer noch Schalen, wo genügend Wasserstoff, Helium, Kohlenstoff und Sauerstoff vorhanden sind, um diverse thermonukleare Brennen am Leben zu erhalten. Mit dem zentralen Siliziumbrennen bei Milliarden Grad wird allerdings das Ende eingeläutet. Eisen und Nickel, die daraus hervorgehen, sind nämlich die festesten Atomkerne überhaupt, die mit der höchsten Bindungsenergie. Weder durch Fusion noch durch Fission (Kernspaltung) lässt sich diesen Kernen auch nur ein Quentchen an Energie entlocken. Kernphysikern ist das bekannt, der Stern aber tappt bei dem Versuch, wie bisher durch Erhitzen eine neue Energiequelle zu erschließ in die Katastrophe. Hat der Eisen-Nickel-Kern des Sterns eine kritische Größe erreicht, stürzt er unter seinem Eigengewicht in Sekundenbruchteilen zu einem Neutronenstern zusammen, einem Ding groß wie Berlin, aber 1½ schwerer als die Sonne.

Erst die Quantenmechanik verhindert — durch den sog. Entartungsdruck — vorerst das Schlimmste, stoppt den gravitativen Kollaps ins Bodenlose. Beim Rückprall des neugeformten Neutronensterns wird (unter Mithilfe von Neutrinos, die bei der Neutronisierung, dem Einverleiben von Elektronen in die Atomkerne unter hohem Druck, in Massen anfallen) die äußere Hülle des Sterns, also das, was wir von ihm sehen, irgendwie abgesprengt.

Von Fernen merkt man von all dem nichts — es sei denn man ist Neutrinoastronom —, was man Stunden später sieht, ist vielmehr eine Supernovaexplosion. Beim Beschuss der Atomkerne der Sternenhülle mit Neutronen werden noch während der Explosion alle chemischen Elemente bis hinauf zu den Transuranen erbrütet. Radioaktives Nickel und Kobalt zerfallen zu Eisen. Die Hitze, die dabei entsteht, macht die sich schnell ausdehnende Supernovahülle noch monatelang leuchten. Nun wissen Sie woher das Eisen in Ihrem Blut stammt. Es blieb übrig beim Untergang eines massereichen Sterns lange bevor das Sonnensystem geboren wurde und kündet von der Bedeutung des radioaktiven Zerfalls für das Leben. (Daneben gibt es noch weitere Quellen für schwere Elemente: explodierende weiße Zwerge z.B., sog. Typ-Ia-Supernovae.)

Sollte der frisch gebildete Neutronenstern allerdings zu schwer sein, als dass er durch quantenmechanische Kräfte noch einmal stabilisiert werden könnte, muss er nach einer Abkühlphase erneut und diesmal auf Nimmerwiedersehen in sich zusammenfallen — zu einem Punkt (den man allerdings nicht sehen kann), einem «schwarzen Loch».

Sonne: Stern mit langem Atem

Wie Sie merken, ist unsere Sonne ein ziemlich unspektakulärer Stern, kein Umweltverschmutzer im großen Stil. Und wir sollten ihr dankbar sein dafür.

Ihr unscheinbares Dasein ist nämlich von Vorteil: Während übergewichtige Sterne verschwenderisch mit ihrem Vorrat an thermonuklearem Brennstoff umgehen und trotz ihrer gewaltigen Masse nur wenige Jahrmillionen leuchten, strahlt unsere Stern seit Jahrmilliarden. Und dieser lange Atem, der Sonne Langlebigkeit, ist wesentlich. Der «Baum des Lebens», in dessen Krone wir herumtollen, ist bekanntlich kein schnellwüchsiges Gewächs. Jahrmilliarden gingen ins Land, bevor — ohne Absicht — der Mensch seinen Ast erklomm. (Wenn nicht er, wär' halt etwas anderes für eine Weile Krone der Schöpfung.) Bei einer massereicheren Sonne, wie Wega, hätte er nie eine Chance dazu gehabt. Die Mühlen der biologischen Evolution mahlen langsam.

Doch nicht nur, dass die Sonne sich Zeit lässt, sie ist auch sonst ausgesprochen inaktiv! Kürzlich hatten wir ein Sonnenfleckenmaximum. Sonnenflecke sind magnetische Stürme, die auf der Oberfläche toben. Tief im Innern der Sonne verborgen arbeitet (ohne einen einzigen Draht!) ein Dynamo. Er entzieht der Sonnenrotation Energie und produziert zyklisch, etwa aller elf Jahre, besonders viele Sonnenflecke. Über Sonnenflecken unterschiedlicher magnetischer Polarität kommt es zu magnetischen Entladungen — zu sog. Flares. Zuweilen lösen sich ganze Wolken ionisierter Gase von der Sonne. Diese Vorgänge sind für uns Erdbewohner nicht ganz ungefährlich, verlaufen aber meist glimpflich, leben wir doch unter dem Schutz des Erdmagnetfelds und der UV-Licht verschluckenden Ozonschicht. Es gibt aber Sterne, die in allem der Sonne gleichen, bloß schneller rotieren als diese. Der Dynamo produziert dann stärkere Magnetfelder, und die erwähnten Strahlungsausbrüche wären entsprechend tödlich. Hin und wieder strahlt ein solcher hyperaktiver Stern für eine Stunde ein Dutzend mal heller als normal! Man stelle sich vor, die Sonne neigte zu solchen Launen! Ein einziger derartiger Ausbruch und die empfindliche Ozonschicht wäre dahin. Sogar das Eis auf den Jupitermonden begänne zu schmelzen. Seien wir also dankbar, dass unsere Sonne sich für eine Umdrehung um ihre Achse fast einen Monat Zeit läßt. Eine quirligere Sonne wäre kaum zum Aushalten!

Wozu das Sonnenlicht gut ist? Nun, Leben braucht Energie. Die Blaualgen-Idee, Wasser auf kaltem Wege mittels Sonnenlicht zu spalten (wozu normalerweise 1000 Grad erforderlich wären) und den Wasserstoff zur Energiegewinnung zu nutzen, ist drei Milliarden Jahre alt. Dabei wird Sauerstoff frei. Diese Erfindung, für uns heutige ein Segen, bescherte den Kolonisatoren eine verheerende ökologische Krise: eine globale Sauerstoffvergiftung. (Sauerstoff hat etwas Jahnusköpfiges: Für die Atmung, d.h. umweltschonende Energiegewinnung durch die Knallgasreaktion — für die Automobilbranche noch immer Zukunftsmusik! —, war die Beherrschung der aggresiven «Sauerstofftechnologie» der Durchbruch. Gegen das "Rosten", d.h. Altern (z.B. durch freie Radikale), versucht sich Leben so gut es geht zu schützen. Effizienz und Langlebigkeit schliessen anscheinend einander aus.) Seit gut 1½ Milliarden Jahren kooperieren Pflanzenzellen mit dem Blaualgen-Bakterium. Die lichtempfindlichen Chloroplasten heutiger Pflanzenzellen sind die Nachkommen dieser Erfinder der Photosynthese.