Damit ein Stern in seinem Leben überhaupt bis zur Fusion von Eisen kommt (das letzte Element, welches in Sternen durch exotherme Fusionsreaktionen hergestellt werden kann), muss er mindestens eine Ausgangsmasse von etwa 8 Sonnenmassen haben. Ohne jetzt groß in die Einzelheiten einzugehen (die aber höchstinteressant sind!), sieht das Leben eines solchen massereichen Sterns in etwa folgendermaßen aus: Nachdem er aus kosmischen Gas (99% H und He) und Staub entstanden ist und er im Zustand der Kontraktion in seinem Kernbereich die Zündtemperatur für das „Wasserstoffbrennen“ erreicht hat (ca. 20 Millionen Grad), wird er die nächste Million Jahre gemächlich Wasserstoff in Helium umwandeln. Dieser Zustand kennzeichnet einen sogenannten Hauptreihenstern. Während dieser Brennphase sammelt sich das spezifisch schwerere Helium im Sternkern an, bis irgendwann der Wasserstoff im Kernbereich soweit aufgebraucht ist, dass der Energiebedarf zur Aufrechterhaltung des hydrostatischen Gleichgewichts nicht mehr durch Wasserstoffbrennen gedeckt werden kann. Und genau in diesem Moment wird der Sternkern instabil und kollabiert. Dabei wird Energie frei und die Temperatur des Kerns erhöht sich solange, bis mit ~200 Millionen Grad die Zündtemperatur für das Heliumbrennen erreicht und der Kernkollaps beendet wird.
Mit der Fusion von Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff (Triple-Alpha-Prozess, weil daran drei Heliumkerne beteiligt sind) kann der Stern die nächsten 10.000 Jahre gut auskommen. Die „Asche“, d. h. der entstandene Kohlenstoff und Sauerstoff, sammelt sich wiederum im Kern an. Das geht solange gut, wie es genügend Helium zum „verbrennen“ gibt. Aber auch dann ist irgendwann einmal Schluss und das Spiel mit Kernkontraktion, Erhöhung der Kerntemperatur bis die nächste Brennphase zündet, wiederholt sich. Dadurch, dass bei jeder neuen Brennphase der Energieausstoß immer geringer wird (was ein Physiker leicht erklären kann), wird die Dauer dieser primären Brennphasen auch immer kürzer. Und so folgt nach dem Heliumbrennen bei 800 Millionen Grad Kerntemperatur das Kohlenstoffbrennen (ca. 600 Jahre), dann bei 1,4 Milliarden Grad für ein Jahr das Neonbrennen, dann für 6 Monate bei einer Kerntemperatur von 2 Milliarden Grad das Sauerstoffbrennen, dann für einen Tag bei 3,5 Milliarden Grad das Siliziumbrennen (wobei Eisen entsteht) und dann macht es flupp (~1 Sekunde) und der Eisenkern kollabiert zu einem Neutronenstern mit einem Durchmesser von etwa 20 Kilometer – und die Außenhülle des Stern fliegt explosionsartig weg: Wir beobachten eine hydrodynamische Supernova. Und das ist die (wahrscheinliche) Geburtssekunde des Goldes, welches früher einmal zur Wertstützung einer Papierwährung unumgänglich war...
Der Kern eines stabilen Goldatoms enthält 78 Protonen und 118 Neutronen. Wenn der Eisenkern bei einer Supernova kollabiert, treten kernphysikalische Prozesse auf, die zu einem riesigen Fluss von Neutronen führen. Da Neutronen keine elektrische Ladung besitzen, können sie sich beispielsweise an vorhandene Eisenkerne anlagern, die dadurch immer schwerer werden, d. h. es entstehen immer schwerere Isotope dieses Metalls und das innerhalb kürzester Zeit. Diese Isotope sind nicht stabil, sondern radioaktiv. Das bedeutet, dass einzelne Neutronen zu Protonen und Elektronen und Anti-Elektronenneutrinos zerfallen (man sagt, das Neutron erleidet einen Beta-Minus-Zerfall), was wiederum dazu führt, dass das Isotop jeweils auf der Elementeleiter (Periodensystem) eine Stufe nach oben wandert. Erst wenn auf diese Weise ein Kern 78 Protonen und 118 Neutronen in sich vereinigt, ist ein stabiles Goldatom (wenn auch noch ohne Elektronenhülle) entstanden. Natürlich bilden sich auch andere schwere Elemente auf diese Art und Weise, so z. B. Uran mit einer Protonenzahl von 92 und selbst Plutonium mit einer Protonenzahl von 94. Plutonium ist übrigens das letzte Element im Periodensystem, welches auf der Erde noch natürlich vorkommt. Alle Elemente im Periodensystem mit einer noch größeren Ordnungszahl wurden künstlich erzeugt. Ihre Lebensdauer (Halbwertszeit) ist aufgrund ihrer Radioaktivität jedoch ziemlich begrenzt. Da es nun mal Menschen mit Goldzähnen gibt, es Leute gibt, die es sich leisten können, von goldenen Tellerchen mit goldenen Messerchen und Gäbelchen zu essen und, nicht zu vergessen, auch weil es „Kernkraftgegner“ gibt, die aus nicht immer rationalen Gründen etwas gegen die „Kernkraft“ haben (Uran), muss man zwingend davon ausgehen, dass an der Entstehung der Erde vor mehr als 4,56 Milliarden Jahren irgendwie eine Supernova beteiligt gewesen sein muss. Und allein aus dieser Tatsache lässt sich einiges über die Frühgeschichte der Sonne und der Planeten herausbekommen.
Die grundlegenden Informationen in diesem Zusammenhang sind Folgende: Die Supernova muss ursprünglich ein Stern mit mehr als 25 Sonnenmassen gewesen sein, deren Leben höchstens fünf Millionen Jahre währte. Solche massereichen Sterne bilden sich nur sehr selten. Ein aus einer interstellaren Gas- und Staubwolke entstandener Sternhaufen (die Wolke fragmentiert bei ihrem Kollaps in viele Einzelwolken, aus denen dann bei weiterer Kontraktion Protosterne entstehen) muss schon ungefähr 2000 Mitglieder haben, damit unter ihnen wenigstens ein Objekt dieses Kalibers dabei ist. Da die Entstehung der Sonne und ihrer Planeten auch nur wenige Millionen Jahre in Anspruch nahm, muss dieser Stern noch in der Bildungsphase der Protosonne in nicht allzu großer Entfernung (man schätzt ~1 Lichtjahr) seinen Kernkollaps erlitten und ein Teil seines Explosionsschutts in die Materie, aus der dann später die Planeten entstehen sollten, penetriert haben. Und da war zu unserem Glück auch etwas Gold und Uran dabei. Es kann sogar sein – und es gibt ernsthafte Gründe dafür – dass es uns ohne diese Supernova gar nicht geben würde. Denn die radioaktiven Elemente, die von ihr stammen, helfen durch ihren Zerfall mit, den Erdmantel plastisch zu halten. Aber ohne konvektiven Erdmantel keine Plattentektonik, ohne Plattentektonik keine Kontinente, ohne Kontinente keine Langzeit-Klimastabilisierung. Und ohne dem alles, keine Menschen. Und ohne Menschen? Ja, was dann wäre, wissen wir auch nicht, denn wenn jemand „nicht ist“, dann kann er auch nicht fragen, warum…
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