Chemie begreifen, Schulbuch

Nichtmetall Atomgitter Ionengitter kleine Moleküle große Moleküle Metallgitter Kern metallisch Biosphäre zersetzlich Atmosphäre flüchtig Hydrosphäre flüchtig, Salze gelöst Lithosphäre salz-, diamantartig ca. 20 % Si einige % Al, Ca, Mg, Na einige % Fe Spuren, zB von H, N, C und allen übrigen Halbmetall Leichtmetall Schwermetall verschiedene ca. 60 % O Für besonders Interessierte Das Wichtigste E4 70 In Fixsternen verschmelzen kleine Atom- kerne zu größeren. Die dabei geltenden Gesetzmäßigkeiten bestimmen die Häufigkeit der Atome auf der Erde. Eine genauere Beschreibung ist nachfolgend im Text für besonders Interessierte zu finden. Elementart Häufigkeit der Atome Stoffteilchen Sphäre Die Frage nach dem Ursprung aller Dinge beschäftigt die Menschheit seit ihrem Bestehen, und jede Religion oder philosophische Strömung versucht darauf eine Antwort zu finden. Auch die moderne Naturwissenschaft hat ein Modell vom Ursprung der Materie und des Weltalls entwickelt. Dabei handelt es sich keinesfalls um eine bewährte Theorie, weil keine neuartigen Experimente zur Herstellung von Sonnensystemen oder des Universums durchgeführt werden können. Theorien über den Ursprung der Materie und des Weltalls sind nur konsistent, das heißt, die entwickelten Modelle sind widerspruchsfrei zu den heute bewährten und bekannten Naturgesetzen. Wenn man davon ausgeht, dass alle Naturkonstanten und Regeln der Physik und Chemie im Laufe der Zeit unverändert geblieben sind, ergibt sich ein faszinierendes Bild über die Evolution des Kosmos und des Lebens: Vor ca. 13 Milliarden Jahren sind als Folge eines komplizierten Prozesses, den man sich vereinfacht als riesige Explosion vorstellen kann, hauptsächlich Wasserstoff- und einige Prozente Heliumatome entstanden. Astrophysiker können noch heute die fortdauernde Ausdehnung des Weltraums samt seiner Materie und die übrig gebliebene Wärmestrahlung beobachten. Auch die Gesetzmäßigkeiten, die bei der Umwandlung von Energie in Materie gefunden wurden, passen zu den Häufigkeiten der Atome im Weltall. Die Schwerkraft führt dazu, dass sich die Atome zu Fixsternen verdichten und bei unvorstellbaren Temperaturen zu schwereren Atomen verschmelzen. Dabei entstehen vor allem solche Atome, die ein Vielfaches des Heliumatoms ausmachen. Die Atomkerne mit ungerader Protonenanzahl werden in Nebenreaktionen gebildet und sind deswegen seltener. Der Prozess der Kernverschmelzung findet sein Ende mit den Eisenatomen. Diese Atome stellen gleichsam die »Asche« der Kernfusion dar. Aus ihnen kann keine Energie mehr gewonnen werden. Wenn der Vorrat an kleinen Atomen zu Ende geht, kann das »Leben« eines Sterns mit einer Supernovaexplosion enden. Dabei entstehen die Atome, die mehr Protonen besitzen als das Eisenatom und zum Teil radioaktiv zerfallen. Solche Überbleibsel einer Supernovaexplosion haben unser Planetensystem gebildet, und mit noch »unverbrannten« Wasserstoff- und Heliumatomen hat vor etwa 5 Milliarden Jahren die Kernfusion in unserer Sonne begonnen. Die Erde befindet sich in einem so günstigen Abstand zur Sonne, dass viele Stoffteilchen bei einer mittleren Temperatur von ca. + 15 °C gerade stabil und doch beweglich und reaktionsfähig sind. Die meiste Materie existiert in extrem heißen Fixsternen in Form von Elementarteilchen und Atomkernen oder in den Weiten des Weltalls bei extrem tiefen Temperaturen. Die Voraussetzung für das Leben – also reaktionsfähige Stoffteilchen und damit Chemie – ist nur an ganz ausgewählten Plätzen im Universum anzutreffen. Nur zu Prüfzwecken – Eigentum s des Verlags öbv