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Durch kleine Unebenheiten in der sonst relativ flachen Raumzeit blieben in den ersten Sekunden nach dem Urknall wenige Teilchen übrig (etwa 1 Proton auf 10 Mrd. Protonen und Antiprotonen), während sich die restlichen gleich wieder gegenseitig auslöschten. Diese Teilchen, vorwiegend Wasserstoff, konzentrierten sich sodann an manchen Stellen, und die ersten Galaxien und somit Sterne entstanden. In diesen Sternen wurde und wird noch immer durch Kernfusion aus Wasserstoff Helium erzeugt, woraus die Sonne ihre Energie bezieht. Gegen Ende der Lebensdauer eines Sterns, wenn der Wasserstoff ausgeht, wird dann Helium weiter zu schwereren Kernen verschmolzen und diese dann noch weiter, was allerdings sehr schnell geht, bevor der Stern dann schließlich seine Existenz auf eine von mehreren möglichen Arten beendet. Bei einer Supernova werden dabei die entstandenen Atome ins Weltall hinausgeschleudert, wo sie dann eines Tages neue Sonnensysteme formen. Auch unseres ist eines dieser nächsten Generation, und alle Atome auf der Erde entstammen damit theoretisch einer früheren Sonne, weshalb wir alle buchstäblich Kinder der Sterne sind.
Überschwere Elemente:
In der Natur kommen nur Elemente mit Ordnungszahlen bis 94 (Plutonium in Spuren) vor, wobei ab 84 alle radioaktiv sind. Die meisten dieser Elemente sind durch Zerfall schwererer Atome (meist Uran) entstanden. Heute können künstlich aber Elemente bis zur Ordnungszahl 112 hergestellt werden. Der italienische Physiker Enrico Fermi (1901 - 1954) schlug dazu schon 1934 die Absorption eines Neutrons mit anschließendem Beta-Zerfall vor. Bei entsprechenden praktischen Versuchen wurde nicht nur die Kernspaltung, sondern auch die Gruppe der Actiniden (ähnlich den Lanthaniden) entdeckt. Mit dieser Methode läßt sich allerdings höchstens Fermium (Z = 100) herstellen. Bis 1974 konnten dann durch Kernfusion die Elemente bis Seaborgium (Z = 106) hergestellt werden.
Bis in die fünfziger Jahre galt das Tröpfchenmodell für Atomkerne, das diese ähnlich wie die Atome eines Flüssigkeitströpfchens beschrieb. Doch durch Beobachtung der Protonenzahl Z und Neutronenzahl N verschiedener Isotope und deren Stabilität wurde an der Universität Heidelberg das Schalenmodell des Atomkerns entwickelt. Dabei ist die Bindungsenergie der Nukleonen von quantenmechanischen Effekten abhängig, ähnlich den Elektronen der Atommodelle. Dieser Effekt ist in der chemischen Praxis zum Beispiel bei der besonderen Stabilität der Edelgase gegenüber chemischen Reaktionen wichtig. Elemente mit vollständig besetzter Schale wären demnach besonders stabil, insbesondere bei sogenannten doppelt-magischen Konfigurationen, wo das für Protonen und Neutronen der Fall ist. Bis heute konnten durch sanfte Fusion von der Gesellschaft für Schwerionenforschung in Darmstadt die Elemente bis Z = 112 erzeugt werden, und ein Ende ist noch nicht abzusehen, sogar das Element 114 ist bereits in Reichweite.
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