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- Die Nukleosynthese (von lateinisch nucleus ‚Kern‘, ‚Atomkern‘ und von griechisch synthesis ‚Aufbau‘, ‚Zusammenfügung‘ – auch als Nukleogenese oder Elemententstehung bezeichnet) ist die Entstehung von Atomkernen. Man unterscheidet zwischen der primordialen Nukleosynthese kurz nach dem Urknall und der stellaren Nukleosynthese durch Kernfusion. Die primordiale Nukleosynthese setzte ein, als die Temperatur im Universum so weit gesunken war, dass Deuterium nicht mehr durch hochenergetische Photonen zerstört wurde. Sie endete etwa drei Minuten nach dem Urknall. Die stellare Nukleosynthese findet im Inneren aller Sterne statt. Im Verlauf der Entwicklung eines Sterns gibt es charakteristische Kernfusionen; zunächst entsteht Helium, später schwerere Elemente bis zum Eisen, wobei Energie frei wird, die der Stern als Strahlung abgibt (die ihn „zum Stern macht“). Für die Kernfusion zu Elementen mit höherer Ordnungszahl als Eisen wird dagegen Energie benötigt. Sie entstehen nicht bei der stellaren Nukleosynthese, sondern am Ende der Lebenszeit des Sterns bei dessen Sternexplosion zur Supernova; das geschieht aber nur bei Sternen, die dafür groß genug sind. Die schweren Elemente werden dabei durch Protonen- und Neutroneneinfangsreaktionen in p-, r- und s-Prozessen erzeugt. Elemente auf der Erde bis zum Eisen (siehe PSE) können im Laufe des Lebens unseres Sonnenvorgängers in seinem Inneren entstehen; alle Elemente auf der Erde mit höheren Ordnungszahlen als Eisen stammen aus dessen Supernovaexplosion; weitere Elemente entstehen durch Kernspaltung. (de)
- Die Nukleosynthese (von lateinisch nucleus ‚Kern‘, ‚Atomkern‘ und von griechisch synthesis ‚Aufbau‘, ‚Zusammenfügung‘ – auch als Nukleogenese oder Elemententstehung bezeichnet) ist die Entstehung von Atomkernen. Man unterscheidet zwischen der primordialen Nukleosynthese kurz nach dem Urknall und der stellaren Nukleosynthese durch Kernfusion. Die primordiale Nukleosynthese setzte ein, als die Temperatur im Universum so weit gesunken war, dass Deuterium nicht mehr durch hochenergetische Photonen zerstört wurde. Sie endete etwa drei Minuten nach dem Urknall. Die stellare Nukleosynthese findet im Inneren aller Sterne statt. Im Verlauf der Entwicklung eines Sterns gibt es charakteristische Kernfusionen; zunächst entsteht Helium, später schwerere Elemente bis zum Eisen, wobei Energie frei wird, die der Stern als Strahlung abgibt (die ihn „zum Stern macht“). Für die Kernfusion zu Elementen mit höherer Ordnungszahl als Eisen wird dagegen Energie benötigt. Sie entstehen nicht bei der stellaren Nukleosynthese, sondern am Ende der Lebenszeit des Sterns bei dessen Sternexplosion zur Supernova; das geschieht aber nur bei Sternen, die dafür groß genug sind. Die schweren Elemente werden dabei durch Protonen- und Neutroneneinfangsreaktionen in p-, r- und s-Prozessen erzeugt. Elemente auf der Erde bis zum Eisen (siehe PSE) können im Laufe des Lebens unseres Sonnenvorgängers in seinem Inneren entstehen; alle Elemente auf der Erde mit höheren Ordnungszahlen als Eisen stammen aus dessen Supernovaexplosion; weitere Elemente entstehen durch Kernspaltung. (de)
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- Synthesis of the Elements in Stars (de)
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- Die Nukleosynthese (von lateinisch nucleus ‚Kern‘, ‚Atomkern‘ und von griechisch synthesis ‚Aufbau‘, ‚Zusammenfügung‘ – auch als Nukleogenese oder Elemententstehung bezeichnet) ist die Entstehung von Atomkernen. Man unterscheidet zwischen der primordialen Nukleosynthese kurz nach dem Urknall und der stellaren Nukleosynthese durch Kernfusion. Die primordiale Nukleosynthese setzte ein, als die Temperatur im Universum so weit gesunken war, dass Deuterium nicht mehr durch hochenergetische Photonen zerstört wurde. Sie endete etwa drei Minuten nach dem Urknall. (de)
- Die Nukleosynthese (von lateinisch nucleus ‚Kern‘, ‚Atomkern‘ und von griechisch synthesis ‚Aufbau‘, ‚Zusammenfügung‘ – auch als Nukleogenese oder Elemententstehung bezeichnet) ist die Entstehung von Atomkernen. Man unterscheidet zwischen der primordialen Nukleosynthese kurz nach dem Urknall und der stellaren Nukleosynthese durch Kernfusion. Die primordiale Nukleosynthese setzte ein, als die Temperatur im Universum so weit gesunken war, dass Deuterium nicht mehr durch hochenergetische Photonen zerstört wurde. Sie endete etwa drei Minuten nach dem Urknall. (de)
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- Nukleosynthese (de)
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