EINFÜHRUNG IN DIE ISOTOPENGEOCHEMIE

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Einführung
und der große Rest von 73% soll aus „dunkler Energie“ bestehen, deren Wesen unbekannt
ist [2] .
Für die Bildung der schwereren Elemente
im Universum (mit Ausnahme von Li, Be
und B) ist die stellare Nukleosynthese verantwortlich.
0.5´106a nach dem Urknall
soll die Temperatur des Universums bereits
auf unter 3000K gefallen sein, und bald
danach begann das „dunkle kosmische
Zeitalter“, das mit Bildung der ersten
Sterne vorüber war [3] . Quasare könnten ca.
1 Ga nach Entstehung des Universums
existiert haben; die ersten Sterne müssen
sich dann schon viel früher gebildet
haben.
Die Lebensdauer von Sternen hängt direkt
von ihrer Masse ab: Je massereicher der
Stern, desto rascher verbraucht er seinen
Vorrat an Brennstoff. Am Ende der Lebensdauer
von Sternen oberhalb von etwa
0.8 M � (M � = Masse unserer Sonne) steht
ein Abwerfen der Gase der Hülle; dadurch
gelangen auch schwerere Elemente in den
interstellaren Raum und können als Saatmaterial
für zukünftige Sterngenerationen
dienen. Die erste Sterngeneration verfügte
nur über H und He als Ausgangsmaterial;
jüngere Sterne dagegen enthalten zunehmend
mehr Anteile an schwereren Elementen
bei ihrer Bildung.
ABBILDUNG 3 Sternbildung im Nebel NGC
1748 in der Großen Magellanschen Wolke. Der
hellste (und heißeste) Stern hat eine Masse von
ca. 45 M � . Der eher bescheiden aussehende
Stern exakt im Zentrum hat ca. 30 M � und ist
fast 200000-mal heller als die Sonne. Sein heftiger
Sternenwind hat bereits einen erheblichen
Teil des Gase der Umgebung fortgeblasen und
ein „Loch“ von ca. 25 Lichtjahren Durchmesser
geschaffen. Aufnahme des Hubble Space Telescope
(http://oposite.stsci.edu/)
Sterne entstehen durch lokale Kontraktion
besonders kalter Bereiche (