Die Entstehung der Elemente - ieap.uni-kiel.de · Die Entstehung der Elemente Ein Vortrag von Shin-Gyu Kang, Birger Buttenschön, Marco Knutzen, Ole Ammon Staack, Frank Schlotfeldt

Die Entstehung der Elemente

Ein Vortrag von

Shin-Gyu Kang, Birger Buttenschön, Marco Knutzen, Ole Ammon Staack, Frank Schlotfeldt

und Alexander Sperl

Kiel, 10. Juni 2005

Inhalt● Einleitung und Übersicht

● Sternentwicklung

● Entstehung der leichten Elemente

● Entstehung der schweren Elemente

● e- und x-Prozess

● Elementhäufigkeiten

Einleitung und Überblick● Big-Bang

● 1. Schritt H He

● Sternentwicklung

● 2. Schritt He C

● 3. Schritt C Fe

● 4. Schritt Fe U

● s-Prozess

● r-Prozess

● p-Prozess

Big Bang● ca.14 Mrd. Jahre

● Anfang von Raum und Zeit

● Universum von kleinem Volumen und unvorstellbar hoher Dichte

● 10-42 s nach Urknall ist das Verhalten des Universums durch Gesetze beschreibbar

1. Schritt H He● 1ms später...

● Dichte der Materie zu gering für 4-Körper-Reaktion (2p + 2n + 4He)

● deshalb p + n De bei T< 30 Mio K

● De He

● Ende der Fusionsprozesse

Nuklidkarte

2. Schritt He C● Sternenentwicklung (Dichte höher als

nach BB)

● Im Zentrum des Roten Riesen:

● 4He + 4He 8 Be

● Resonanzbedingung

● 8Be + 4He 12C

3. Schritt C Fe● Zwiebelschalenmodell

● Abermaliges kontrahieren des Roten Riesen

● Nächste Brennstufe wird gezündet (wenn nicht, dann Weißer Zwerg)

● Fusionsprozess endet bei Fe

● Supernovae Typ II entstehen durch Kollabieren des Stern aufgrund der eigenen Gravitation

Schnitt durch Riesenstern

4. Schritt Fe U● Supernovae eröffnet neue Kette von

Prozessen

● Viele Neutronen entstehen (beim Si-, O- Brennen)

● 2 Einfangprozesse: s- Prozess, r- Prozess

● p-Prozess

SternentwicklungDas Hertzsprung-Russell-Diagramm

Sternentwicklung● Entstehung bis HR: ca 106 a● HR-Zeit: zwischen 106 und 109 a● sehr unterschiedliche Nach-HR-

Entwicklung

Entwicklung leichter Sterne

● M < 0,25 M8: konvektiv, H wird fast

vollständig zu He verbrannt, Entwicklung zu Weißen Zwergen

Entwicklung von Sternen mittlerer Massen● M ≈ M

8: H-Schalen-Brennen und

Entwicklung zu Roten Riesen, danach He-Brennen (He-Flash bei M < 1.5M

8) und

He-Schalen-Brennen, Entwicklung auf AGB und weiter zu Weißen Zwergen; Entstehung von Planetarischen Nebeln

Entwicklung von Sternen mittlerer Massen

Sterne auf dem AGB● Sterne unter 1.5

M8:

explosionsartige Zündung des He-Brennens im Kern (He-Flash), Sprung im HRD

Sterne auf dem AGB● wenn He im Kern

zu C verbrannt ist, folgt He-Schalenbrennen

Sterne auf dem AGB● Ausdehnung des

Sterns, dadurch Abkühlung und Abschwächung von H- und He-Brennen

Sterne auf dem AGB● Kontraktion führt

zu höherer Temperatur und Fusionsrate

Sterne auf dem AGB● Zeitabstand dieser „thermischen Pulse“:

104 bis 105 Jahre● Fortsetzung bis kein H- bzw. He-Brennen

mehr möglich, dann Entwicklung zum Weißen Zwerg

Entwicklung von Sternen mittlerer Massen

Eskimo - Nebel Hourglass - Nebel

Entwicklung schwerer Sterne

● M > 8 M8: He-Brennen im Kern setzt

langsam ein, hohe Temperaturen erlauben C-, Ne-, O-, Si-Brennen, Brennschalen:

Fe-Kern

O-Brennen

Ne-Brennen

C-Brennen

He-Brennen

H-Brennen

Hülle

Entwicklung schwerer Sterne● Ende des Sterns auf sehr kurzen

Zeitskalen: O-Brennen ca. 200d, Si-Brennen ca. 2d

● Nach Ende des Si-Brennens Kollaps des Sterns, die äußeren Hüllen fallen frei auf den Kern; dabei Verdichtung auf mehr als Atomkerndichte

● Ende als Typ II - Supernova

Entwicklung schwerer Sterne● etwa 1% der freiwerdenden Energie in

Strahlung● 99% in Neutrinos, die bei Kompression

des Kerns entstehen nachp + e- n + n

● Überrest ist Neutronenstern oder bei sehr massereichen Sternen ein Schwarzes Loch

Entwicklung schwerer Sterne

Crab – NebelÜberrest einer SN von 1054

SN1987A in der LMC

Entstehung der leichten Elemente


Lebensdauer und Entwicklung eines Sterns bestimmt durch:

• Masse

• Chemische Zusammensetzung


Massefenster für Hauptreihensterne:

0.08 Mo < M < 50 Mo


0.08 Mo < M < 0.25 Mo

Sehr kleiner Kern erreicht Zündtemperatur fürpp-Reaktion (H-Brennen)

Zündbereich

dT/dr sehr groß => Konvektion


pp-Kette (H-Brennen)

1p +1p 2D + e+ + νe

2D + 1p 3He + γ3He + 3He 4He + 1p + 1p

Netto: 1p + 1p + 1p + 1p 4He



0.25 Mo < M < 1.5 Mo

Großer Kernbereich erreicht Zündtemperatur fürpp-Reaktion (H-Brennen)

Zündbereich: dT/dr klein

In der Hülle: dT/dr groß => Konvektion

• Kaum Vermischung • Kern: He, Hülle: H


0.25 Mo < M < 1.5 Mo

Nach Ende des Kernbrennens: • Abnahme von Temp. und Druck• Kern kontrahiert• Temperaturerhöhung zündet pp-Reaktion in Schale• Expansion roter Riese

He-Kern

H-Brennen


0.25 Mo < M < 1.5 Mo

0.5 M o < M < 1.5 M oKern erreicht Zündtemperatur für 3α-Prozess (He-Flash)

0.25 M o < M < 0.5 M oKeine weiteren Brennprozesse


3α-Prozess (He-Brennen)

4He + 4He 8Be + γ

8Be + 4He 12C + γ

Netto: 4He + 4He + 4He 12C


0.25 Mo < M < 1.5 Mo

0.5 M o < M < 1.5 M oKern erreicht Zündtemperatur für 3α-Prozess (He-Flash)

0.25 M o < M < 0.5 M oKeine weiteren Brennprozesse

Danach keine weiteren Brenn-Prozesse


1.5 Mo < M < 50 Mo

• Zentraltemperatur TZ > 20*106 K

• pp-Reaktion• CNO-Zyklus

CNO-Zyklus

pp-Reaktion


CNO-Zyklus

12C + 1p 13N + γ

13N 13C + e+ + νe

13C + 1p 14N + γ

14N + 1p 15O + γ

15O 15N + e+ + νe

15N + 1p 12C + 4He

Netto: 1p + 1p + 1p + 1p 4He


CNO-Zyklus bewirkt

• He-Anreicherung im Kern• Übergang zum He-Brennen • H-Brennen in der Schale

He-Brennen

H-Brennen


Nach He-Brennen

• der entstandene C-Kern kollabiert• Temperaturanstieg zündet He-Brennen in der Schale

C-Kern

He-BrennenH-Brennen


1.5 Mo < M < 50 Mo

8 M o < M < 50 M oKern erreicht Zündtemperatur für weitere Prozesse

1.5 M o < M < 8 M oKeine weiteren Brennprozesse

C-BrennenNe-BrennenO-BrennenSi-Brennen


C-Brennen (0.8*109 K < T < 1.2*109 K)

12C + 12C 20Ne + 4He + 4.6 MeV23Na + 1p + 2.2 MeV23Mg + 1n - 2.6 MeV

Netto: Ne-Anreicherung


Ne-Brennen (1.2*109 K < T < 2.0*109 K)

20Ne + γ 16O + 4He20Ne + 4He 24Mg + γ

Netto: 20Ne + 20Ne 16O + 24Mg

Zerstört Ne, reichert 16O an


O-Brennen (2.0*109 K < T < 3.0*109 K)

16O + 16O 28Si + 4He + 9.6 MeV31P + 1p + 7.7 MeV31S + 1n + 1.5 MeV

Netto: Si-Anreicherung


Si-Brennen (T > 3.0*109 K)

28Si + 28Si

56Ni + γ 56Co + e+ + νe 56Fe + e+ + νe

Endet im 56Fe-Peak


Zwiebelschalen-Struktur nach Erlöschen des Si-Brennens

H-HülleH-BrennenHe-BrennenC-BrennenNe-BrennenO-BrennenFe-Kern

Entstehung der schweren Elemente

AuPt ThUHg RbPb

F OCaCHe H

Fe


Woher kommen die Elemente, die schwerer sind als Eisen?


Wir brauchen extreme Bedingungen, wie sie in Roten Riesen und Supernovae vorkommen.

Dann können Kerne (z.B. Eisen) Neutronen einfangen, wodurch sich schwere Isotope dieser Elemente bilden.


● Die neuen Kerne entstehen also aus der Reaktion A

ZK + n → A+1

ZK

● Instabile Isotope werden unter β-Zerfall zu A+1

Z+1K, also zu einem neuen Element.

● Beispiel:56Fe → 57Fe → 58Fe → 59Fe → 59Co


Entwicklung der neuen Kerne hängt davon ab, wie schnell sich die Neutronen anlagern.

Unterscheidung zwischens-Prozess

undr-Prozess

Entstehung der schweren Elemente s-Prozess● In Supernovae und Roten Riesen

● Einfang von Neutronen nur ca. alle 1000 Jahre

● Wahrscheinlichkeit für β-Zerfall erheblich größer als für den Einfang weiterer Neutronen

● Reaktionen also prinzipiell gemäß

AZK + n → A+1

ZK → A+1

Z+1K + e- + ν

e

Entstehung der schweren Elemente s-Prozess● s-Prozess erreicht Uran nicht

● Grenzprozess:

Entstehung der schweren Elemente r-Prozess● In Supernovae● Einfang vieler Neutronen in kurzen Zeiten● Kerne können trotz Instabilität weitere

Neutronen einfangen, also gemäß A

ZK → A+1

ZK → A+2

ZK → ...

● Daher können instabile Isotope „übersprungen“ werden

● Der r-Prozess ermöglicht die Existenz von U, Th...

Entstehung der schweren Elemente p-Prozess● Überwindung des Coulombwalls nur mit

genügend großer kinetischer Energie der Protonen möglich!

● Es werden Temperaturen von über

109 K = 1 000 000 000 K benötigt, um diese Energien zu erreichen.

● Die Protonen im Kern stoßen den Neuankömmling stark ab.

Entstehung der schweren Elemente p-Prozess


Die schweren Elemente entstehen i. A. durch Einfang von Neutronen (s- und r-Prozess).

NukleosyntheseDer e-Prozeß

● findet in thermischem Gleichgewicht

statt (p,n Nukleonen)

● Es existieren mehrere stabile

Gleichgewichte

NukleosyntheseDer e-Prozeß

● In Supernovae entstehen unter dem

thermischen Gleichgewicht (NSE) die

Elemente des Eisen-Gruppe

Der x-ProzessWir wissen nicht, was sie tun!

● Herstellungsprozeß für Li, Be und B

unbekannt

● Entstehungstheorien– Big Bang

– Spallation

– Asymptotic Giant Branch Stars

– Supernovae

Der x-ProzessBig Bang

● Nur 7Li kann entstehen

● Menge “reicht” nicht, um die heutigen

Messungen zu verifizieren.

● Andere Entstehungsprozesse müssen

ablaufen

Der x-ProzessAsymptotic Giant Branch Stars

● Entdeckung von Lithium-reichen Roten

Riesen

● 7Be entsteht in der inneren Hülle und

wird nach außen transportiert.

● Durch Elektroneneinfang entsteht nun 7Li

● Diese Methode würde sehr große Mengen

Lithium produzieren

Der x-ProzessSpallation - Kernzertrümmerung

● Li, Be und B können durch

Kernzertrümmerung von C, N, O und Fe

mit Energien > 100 MeV entstehen.

● Auch diese Menge würde nicht

ausreichen, um die Messungen zu

untermauern.

Der x-ProzessSupernovae

● Entstehung der Eemente in Ausläufern

von Supernovae

● Zwei Theorien– v – Prozess

– Low energy spallation von C und O mit

α-Teilchen● v-Prozess spielt untergeordnete Rolle

Elementhäufigkeiten• Welche Elemente sind besonders häufig?

• Welche Probleme treten beim Messen der Elementhäufigkeiten auf?

• Was für Schlüsse lassen sich aus den Elementhäufigkeiten ziehen?

Welche Elemente sind besonders häufig?



• Unterscheidung:

Solare Häufigkeiten Kosmische Häufigkeiten

Messung des Messung der kos- Sonnenwindes mischen Strahlung

Messung von Spektrallinien

• Kosmische Häufigkeit gleicht in weiten Bereichen der solaren Häufigkeit.

Lässt auf eine vorwiegend stellare Produktion der kosmischen Teilchen schließen



• ABER:

Teilweise starke Abweichungen(z.B. bei Li, Be, Bsowie Sc, V, Mn)


• Unterschiede entstehen durch Fragmentation („Spallation“) der schwereren Kerne von O, C und N bei der Kollision mit Materie im interstellaren Raum

• „Zerfall“ (nur bei Kollisionen) von Eisen führt zu einer Häufung der unterhalb von Eisen liegenden Elemente

Messungen und ihre Probleme

Teilchen wechsel-wirken in der Atmos-phäre bereits in den oberen Luftschichtenund initiierenTeilchenschauer

- Direkte Messung- Indirekte Messung


AbnehmendeTeilchenzahl mitsteigender Energie

Längere Messzeitenfür höherenergetischeTeilchen erforderlich

UnterschiedlicheMessverfahren

Ballon

• Massenspektrograph• Szintillationszähler• Cherenkovzähler • Flugzeitmesser

• Gewicht: bis 3t• Gasvolumen:

bis 106m3

• Flughöhe: bis 40km


Satellit

Vorteile:- längere Flugzeit- keine störende Restathmosphäre

Nachteile:- kostenintensiv- keine Wartungs-

möglichkeiten



Bodenmessung

Messung der ausgelösten TeilchenschauerDetektionsfläche bis 700m x 700m


Messungen und ihre ProblemeAuger Observatorium:

• 1600 Detektorstationen im Abstand von 1,5km für Cerenkovlicht eines Schauerteilchens

• 4 Fluoreszensdetektoren

Was für Schlüsse lassen sich ziehen?Prozess der Nukleosynthesebzw. galaktischen chemischen Evolution ist erst am Anfang

Was für Schlüsse lassen sich ziehen?Es stehen noch viele leichteElemente zur Verfügung, welche die Energie liefern, um in den kommenden Milliarden Jahren weitere schwere Elemente zu bilden.

Was für Schlüsse lassen sich ziehen?

Schöne Bilder sind uns also auchnoch in der Zukunft garantiert.

Was für Schlüsse lassen sich ziehen?

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