2.4. Der Energiequelle auf der Spur

Die Energiequelle der Sterne, welche die Leuchtkraft der Sonne über Milliarden von Jahren aufrechterhalten konnte, blieb trotz aller Fortschritte in der Physik und Astronomie über lange Zeit ein völliges Mysterium. Chemische Prozesse oder gravitative Kontraktion waren spätestens seit 1907 durch die theoretischen Arbeiten des Schweizer Physikers und Astrophysikers Robert Emden 1907 ausgeschlossen worden. Die Entdeckung der Radioaktivität 1896 läutete zwar das Zeitalter der Kernphysik ein, die letztendlich des Rätsels Lösung liefern sollte. Bis dahin mussten jedoch noch einmal 20 Jahre intensiver Forschung und vieler Entdeckungen vergehen.

1896 hatte der französische Physiker Henri Becquerel herausgefunden, dass verschiedene Uransalze eine unsichtbare Strahlung abgeben, die durch die Belichtung einer Fotoplatte nachgewiesen werden konnte. Die polnisch-französische Chemikerin und Physikerin Marie Curie machte sich daraufhin gemeinsam mit ihrem Mann Pierre Curie auf die Suche nach der Quelle dieser von ihnen so benannten Radioaktivität verschiedener Uranerze. Die Pechblende erwies sich als besonders kräftiger radioaktiver Strahler und somit als vielversprechender Ausgangspunkt für ihre Untersuchungen. 1898 gelang es den Curies in mühevoller Kleinarbeit, kleinste Mengen zweier neuer, stark radioaktiver Elemente aus mehreren Tonnen Pechblende zu isolieren: Polonium und Radium.

Außerdem hatte die Pionierin Marie Curie 1898 auch Thorium als ein radioaktives Element erkannt, obwohl sie mit ihrer Veröffentlichung von dem deutschen Chemiker Gerhard Carl Schmidt um zwei Monate geschlagen wurde. Thorium sowie Uran werden uns in Bezug auf die Sterne wiederbegegnen. Für ihre Arbeiten bekam Marie Curie zwei Nobelpreise, 1903 in Physik zusammen mit Becquerel und Pierre Curie und auch 1911 in Chemie. Damit ist sie die einzige Person, und dann auch noch als Frau, die zwei dieser Nobelpreise für zwei verschiedene naturwissenschaftliche Disziplinen erhalten hat.

Nach der Entdeckung des Radiums benutzte Ernest Rutherford 1899 dieses und andere Elemente zur Untersuchung der immer noch unerklärten Strahlung. 1907 wurde erkannt, dass ein solches ausgesendetes »α-Teilchen« einem ionisierten Heliumatom gleicht. Heute wissen wir, dass der »α-Zerfall« ein spontaner radioaktiver Zerfall eines Atomkerns ist, bei dem ein α-Teilchen ausgesendet wird. Der ursprüngliche Kern ist somit »zerfallen« und der neuentstandene Kern um zwei Protonen und zwei Neutronen leichter. Allerdings wusste 1907 noch niemand etwas von »Atomkernen«, »Protonen« und »Neutronen«, denn diese wurden erst 1910 (von Ernest Marsden, einem Mitarbeiter Rutherfords), 1919 (von Rutherford) und 1932 (von Chadwick, einem Schüler Rutherfords) eindeutig als solche identifiziert. Neben dem α-Zerfall beobachtete Rutherford auch noch den stärkeren β-Zerfall, bei dem statt eines α-Teilchens ein Elektron emittiert wird, und einen γ-Zerfall durch die Aussendung von hochenergetischer »Gamma«-Strahlung. Rutherford fand ebenfalls heraus, dass Radioaktivität zur Bildung von neuen, leichteren Elementen führte, und er war der Erste, der die Gesetze der Halbwertszeiten entdeckte. Auch er erhielt den Chemie-Nobelpreis 1908, noch drei Jahre vor Marie Curie. Erst 20 Jahre später löste Gamow 1928 das Problem des unverstandenen spontanen α-Zerfalls eines Kerns mit Hilfe des quantenmechanischen »Tunneleffekts«.

Rutherford beschäftigte sich aber auch mit »praktischeren« Dingen. Denn die Energiequelle der Sonne war immer noch ein wichtiges, ungelöstes Problem. Schon um 1850 hatte der deutsche Physiker Hermann von Helmholtz erkannt, dass Energie, ganz generell, erhalten bleibt. Dieses wichtige physikalische Gesetz besagt, dass Energie weder gewonnen noch zerstört werden kann. Energie kann nur ihre Form wechseln, wie zum Beispiel von potentieller Lage-Energie in kinetische Bewegungsenergie und dann in Wärme-Energie: wenn zum Beispiel der Apfel am Baum die potentielle Energie, die sich durch seine Höhe über dem Boden ergibt, beim Fallen zunächst in kinetische Energie umwandelt, diese beim Aufschlag auf den Boden dann in Wärme. Die mit dem Sonnenlicht abgestrahlte Energie muss also ebenfalls durch irgendeinen Prozess im Inneren der Sonne aus einer anderen Energieform umgewandelt und freigesetzt werden.

Noch vor 1900 nahmen der Engländer Lord Kelvin (William Thomson) und der Deutsche von Helmholtz (fälschlicherweise) an, dass sich der Druck im Inneren der Sonne durch stetige Abkühlung verringern würde und diese sich dann unter ihrem eigenen Gewicht langsam kontrahieren würde. Die damit verbundene Umwandlung potentieller Lage-Energie in Strahlungsenergie sollte die Energiequelle der Sonne sein. Allerdings konnte bald gezeigt werden, dass auch diese Art der Energiegewinnung nicht ausreichte, um die Sonne für mehr als ca. 20 Millionen Jahre scheinen zu lassen. Das stand im Widerspruch zu biologischen und geologischen Funden, die ergaben, dass die Erde selbst mindestens 300 Millionen und vielleicht sogar bis zu einer Milliarde Jahre alt sein müsste. 1904 schlug Rutherford dann vor, dass die Sonnenstrahlung auf eine spezielle innere Energiequelle zurückzuführen sein müsse. Es ist nicht verwunderlich, dass er dabei an einen radioaktiven Zerfall in der Sonne dachte. Hatte doch seine Arbeit bestätigt, dass Elemente Strahlen aussenden konnten und dabei ungefähr eine Million Mal mehr Energie freisetzen als chemische Reaktionen. Doch auch eine radioaktive Sonne konnte nicht genug strahlen, um die Frage nach der Energiequelle zu lösen.

Vor diesem Hintergrund beschäftigte sich der englische Physiker Arthur Eddington seit etwa 1916 mit dem inneren Aufbau von Sternen und deren zeitlicher Entwicklung. Er war an einer Erklärung der veränderlichen Sterne interessiert und wollte die Energiequellen von Sternen verstehen. So stellte er eine erste Theorie zu den physikalischen Prozessen im Sterninneren auf, die sich radikal von dem, was bisher über die Mechanismen im Inneren von Sternen bekannt war, unterschied. Auch der deutsche Physiker Karl Schwarzschild hatte schon Arbeiten zum Strahlungsdruck angefertigt, die Eddington aufgriff und erweiterte. Diese Modelle beschrieben einen Stern als eine Gaskugel, die durch inneren Wärmedruck vor dem Gravitationskollaps bewahrt wird. Eddingtons wichtiger Beitrag war dann zu zeigen, dass Strahlungsdruck nötig ist, um eine Sternkugel im Gleichgewicht zu halten.

Es war also nicht die Radioaktivität und auch nicht ein Gravitationskollaps, die der Sonne ihre Strahlungsenergie verliehen. Eddington war mit Einsteins Arbeiten zur Äquivalenz von Masse und Energie vertraut, und obwohl viele Wissenschaftler diesem neuen Konzept skeptisch gegenüberstanden, sah Eddington darin eine mögliche Lösung seines Problems. Nur so konnte in seinen Augen die enorme Strahlung der Sonne erklärt werden. Eine Fusion von Wasserstoff zu Helium schien die einzig mögliche Energiequelle. Denn bei diesem Prozess wird am meisten Bindungsenergie freigesetzt. Zwei Wasserstoffkerne sind nämlich etwas schwerer als ein einzelner Heliumkern. Dieser Effekt ist heute als Massendefekt bekannt. Mit der Einstein’schen Formel E = mc² sollte man also den »Massenverlust« bei der Entstehung von Helium in Sternen als Energieausstoß messen können. Dennoch gab es bei diesem Konzept einige fundamentale Probleme: 1) Zu jener Zeit war es noch unbekannt, dass Sterne hauptsächlich aus Wasserstoff bestehen. Wie sollte eine Fusion von Wasserstoff zu Helium ausreichen, wenn es kaum Wasserstoff in Sternen gab? 2) Die Idee der Fusion selbst war fragwürdig. Denn zwei Wasserstoffatome sind positiv geladene Protonen und stoßen sich somit gegenseitig ab. Eddington rechnete selbst aus, dass die Temperatur im Sonneninneren mindestens 40 Millionen Grad heiß sein müsste, damit die Protonen ihre Anziehungskraft überwinden könnten. Die Sonne war in ihrem Inneren aber bei weitem nicht so heiß!

Eddington ließ sich von diesen Hindernissen nicht abbringen, an seine Theorie der »Transmutation«, der Wasserstofffusion, als Energiequelle zu glauben. Sein neues Sternmodell benutzte er, um Temperatur, Dichte und Druck an jeder Stelle innerhalb eines Sterns zu berechnen. Auch konnte er zeigen, dass die Temperatur im Sterninneren Millionen Grad heiß sein musste. Eddington glaubte an die Nützlichkeit seines Modells, mit dem er 1924 eine Masse-Leuchtkraft-Beziehung für Sterne vorhersagen konnte. Er war so von der Wichtigkeit seiner Vorhersagen dieser Sternparameter überzeugt, dass er sich sehr für die Verbreitung seines Modells einsetzte. Die physikalischen Hintergründe waren allerdings auch für ihn selbst größtenteils noch unbekannt. Das verschaffte ihm nicht nur Freunde.

Obwohl er später nicht an Eddingtons Modelle glaubte, schlug sein englischer Kollege James Jeans vor, dass Sternmaterie grundsätzlich ionisiert sei. Das stellte sich als wichtige Verbesserung heraus. Trotzdem hielten Jeans sowie andere Wissenschaftler weiterhin am »Kelvin-Helmholtz«-Mechanismus zur Energiegewinnung fest, da dieser auf der klassischen Mechanik basierte. Eddingtons revolutionäre Überlegungen und neue Ideen hingegen befassten sich mit den Konsequenzen von Kernreaktionsprozessen, die über die Klassische Mechanik weit hinausgingen. Trotz teilweise unzureichendem Verständnis entwickelte sich Eddingtons Modell letztendlich zu einem wichtigen Werkzeug in der stellaren Astrophysik, mit dessen Hilfe jetzt z.B. die Entwicklung von Sternen berechnet werden konnte. 1926 veröffentlichte er seine Theorie zum inneren Aufbau von Sternen, welche für viele weitere Jahre zum Standardwerk für Astrophysiker wurde.

In der gleichen Zeit entfaltete sich die Quantenmechanik in Deutschland und ganz besonders in der Universitätsstadt Göttingen um den deutschen Physiker Max Born herum. Auch der ausgewanderte russische Physiker George Gamow verbrachte dort einige Zeit. Er interessierte sich besonders für das Konzept der Kernfusion, betrachtete das Problem aber aus einer ganz anderen, sozusagen umgekehrten Sicht. So beschäftigte er sich damit, wie radioaktive Elemente ihre Protonen durch den α-Zerfall verlieren. Wenn die Protonen den Kern irgendwie verlassen können, musste der Prozess ja vielleicht auch umgekehrt funktionieren.

Das Tröpfchenmodell zur Beschreibung von Atomkernen wurde ab 1928 von Gamow eingeführt und später von Niels Bohr und anderen weiter verbessert. Es beschreibt einen Atomkern wie einen Tropfen aus einer nicht komprimierbaren »Kern-Flüssigkeit«. Sie besteht aus Protonen und Neutronen und wird von der starken Kernkraft zusammengehalten.

Gemäß den Gesetzen der Klassischen Physik sollte es für Kernteilchen eigentlich keine Möglichkeit geben, die stark bindende Kernkraft zu überwinden und den Atomkern zu verlassen. Genauso wenig sollte es möglich sein, dass zwei Protonen bei stellaren Temperaturen ihre gegenseitige elektrische Abstoßung überwinden und zu einem neuen Atomkern fusionieren. Die Erklärung für diese Prozesse liefert der quantenmechanische Tunneleffekt, der von dem deutschen Physiker Friedrich Hund 1927 zum ersten Mal beschrieben wurde. Dieser Effekt benennt die nicht vernachlässigbare Wahrscheinlichkeit, dass ein Kernteilchen aufgrund der Heisenberg’schen Unschärfe eine Barriere aus abstoßenden Kräften trotz zu geringer Energie überwinden oder eben durchtunneln kann. Gamow erklärte mit diesem Effekt zunächst den radioaktiven α-Zerfall, d.h. wie ein Kernteilchen die starke Anziehung der Kernkraft überwinden kann. Später benutzten Gamow und Max Born unabhängig voneinander den Tunneleffekt, um die Fusion zweier Protonen bei niedrigen Energien zu erklären.

Auf Gamows Anraten wandten der deutsche Physiker Fritz Houtermans und der Brite Robert Atkins 1929 den Tunneleffekt auf die stellare Energieproduktion an. Sie zeigten kurzerhand, dass Eddington mit seinen Ideen zur Kernfusion als Energiequelle recht gehabt haben musste. Gemäß ihrer Arbeit würden schon Temperaturen von »nur« 40 Millionen Grad ausreichen, um mittels des Tunneleffekts gelegentlich Kernfusionsreaktionen zu ermöglichen. Die modernen Werte hierfür liegen sogar bei nur einigen Millionen Grad.

Ohne zu wissen, welche Reaktionen in Sternen ablaufen können, berechneten sie Reaktionsraten für Fusionen von einer ganzen Reihe von Kernen. Sie fanden dabei allerdings heraus, dass nur wenn Wasserstoff in den Reaktionen mitbeteiligt war, genügend Energie freigesetzt werden konnte. Damit war eines klar: Kernfusionen spielten sich in Sternen ab und sorgten so für ausreichend Energie, um sie über lange Zeiträume hinweg strahlen zu lassen. Dennoch waren noch viele Details unbekannt, wie z.B. Antworten auf Fragen, welche Reaktionen sich tatsächlich abspielten, wie viel Energie sie produzierten und wie genau Helium aus zwei Protonen fusioniert werden könnte.

Diese offenen Fragen wurden erst Jahre später wieder von neuem gestellt. Deutschland hatte aufgrund des Aufstiegs des Nationalsozialismus viele seiner besten Wissenschaftler an andere Länder wie die USA verloren. Die USA entwickelten sich daher schnell zu einem neuen Zentrum der Wissenschaften. Dennoch hatten die Geschehnisse in Europa den wissenschaftlichen Fortschritt verlangsamt und die Weiterentwicklung vieler Ideen erschwert.

Der junge in Deutschland gebliebene Physiker Carl-Friedrich von Weizsäcker hatte großes Interesse an den nuklearen Prozessen im Sterninneren und generell an den Bindungsenergien von Atomkernen. Mit der Entdeckung von Protonen und Neutronen, also den Bestandteilen eines Atomkerns, und dem Wissen um den Tunneleffekt konnten endlich Berechnungen zu Bindungsenergien von den verschiedensten Atomkernen angefertigt werden. Seine Arbeiten auf diesem Gebiet führten bald zu fundamentalen Erkenntnissen. 1938 veröffentlichte er die ersten detaillierten Berechnungen zur Energieproduktion durch die Fusion von Wasserstoff zu Helium im sogenannten Kohlenstoff(-Stickstoff-Sauerstoff)-Zyklus (CNO-Zyklus), in dem die schwereren Elemente als Katalysatoren wirken. Mit Hilfe des CNO-Zyklus war es von Weizsäcker gelungen, das Problem zu umgehen, dass eine direkte Fusion zweier Protonen zu einem Zweiprotonenkern ohne Neutronen nicht möglich ist. Aufgrund der hohen gegenseitigen Abstoßung der Protonen würde ein Zweiprotonenkern sofort wieder in zwei einzelne Protonen zerfallen.

Unabhängig von von Weizsäckers Arbeiten war auch der Kernphysiker Hans Bethe an der Energiequelle der Sterne interessiert. Zusammen mit einem Studenten, Charles Critchfield, begann Bethe 1939 an möglichen Fusionsmechanismen zu arbeiten. Er schlug vor, dass eines der Protonen während der Fusion durch einen β-Zerfall in ein Neutron umgewandelt wird. Dadurch ergibt sich Deuterium (»Schwerer Wasserstoff«, ein Kern mit einem Proton und einem Neutron) und nicht ein Zweiprotonenkern als ein erstes Zwischenprodukt in einer ganzen Kette von Reaktionen, die letztendlich zu Heliumbildung führen. So war es ihm möglich, die Proton-Proton (p-p)-Kette zu beschreiben, in der auch Wasserstoff zu Helium fusioniert werden kann.

Nach der quantenmechanischen Berechnung der Reaktionsrate für die neu gefundene Deuteriumproduktion konnte der Energiegewinn bestimmt werden. Ein Vergleich mit der gemessenen Sonnenstrahlung ergab, dass die p-p-Kette als Energiequelle der Sonne in Frage kam. Bethe untersuchte auch den CNO-Zyklus, denn für Sterne, die heißer und massereicher als die Sonne sind, reichte die Energieproduktion der p-p-Kette nicht aus. Aufgrund einer höheren Reaktionsrate konnte er zeigen, dass der CNO-Zyklus die Hauptenergiequelle für solche größeren Sterne ist. Diese beiden Prozesse waren nun dafür verantwortlich, dass Sterne ihre Leben lang mit so großer Leuchtkraft strahlen können. Das Problem war endlich gelöst worden: Sterne strahlen aufgrund von ganz bestimmten Kernreaktionsprozessen in ihrem Inneren!

Damit war die nukleare Astrophysik geboren, in der sich Wissenschaftler mit den Kernfusionen zur Elementsynthese in Sternen beschäftigen. Bethe bekam für seine wichtigen Beiträge zur stellaren Nukleosynthese 1967 den Nobelpreis für Physik. Dennoch konnten sowohl Bethe wie auch von Weizsäcker um 1939 noch nicht erklären, wie die Entstehung von schwereren Elementen vor sich geht. Bethe schlug vor, dass die Elemente, die schwerer als Helium sind wie z.B. Kohlenstoff, schon vor der Sternbildung hätten existieren müssen. Außerdem war er davon überzeugt, dass jegliche Neutronenproduktion in Sternen vernachlässigbar klein sei. Wie wir heute wissen, werden alle schwereren Elemente in verschiedenen Neutroneneinfangprozessen stückweise aufgebaut und brauchen somit enorm kräftige stellare Neutronenquellen. Diese Einsicht kam aber erst mehr als fünfzehn Jahre später.