Woher kommen alle Elemente im Universum? Wasserstoff und Helium stammen aus dem Urknall. Kohlenstoff, Sauerstoff und Stickstoff wurden in Sternen erzeugt. Eisen ist die Asche der Sternfusion – schwerer geht es nicht mehr. Gold, Platin und Uran entstehen erst, wenn Neutronensterne zusammenstoßen. Buchstäblich alle Atome in deinem Körper wurden in Sternen oder beim Urknall gefertigt.
Die kosmische Häufigkeit folgt der Nukleosynthese-Geschichte: H und He aus dem Urknall (ersten 20 Minuten), leichte Metalle (C, N, O) aus CNO-Zyklus und Heliumfusion in Sternen, Elemente bis Fe-56 aus der Zwiebelschalenstruktur massereicher Sterne (Ne-, Mg-, Si-Brennen). Fe-56 hat die höchste Bindungsenergie pro Nukleon (8,79 MeV) – hier endet die exotherme Fusion. Alles darüber braucht Neutroneneinfang: s-Prozess (langsam, AGB-Sterne) und r-Prozess (schnell, Supernovae/Neutronenstern-Merger).
Das Tröpfchenmodell (LDM) gibt die Bindungsenergie B/A näherungsweise: Volumen- (a_v), Oberflächen- (a_s), Coulomb- (a_c) und Symmetrieterm (a_sym). Fe-56-Peak aus interplay zwischen Coulomb-Barriere (steigt mit Z²) und Neutronenüberschuss-Penalty. r-Prozess: Neutroneneinfangrate viel schneller als Beta-Zerfall → neutronenreiche, instabile Kerne, die erst nach dem Event zu stabilen Kernen zerfallen. GW170817 (2017): erster direkt beobachteter Neutronenstern-Merger zeigte r-Prozess-Elemente spectroscopisch.
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