Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

3.3. ALTERSBESTIMMUNG 191
• ANMERKUNG
Die ersten Rechnungen (1957) von B 2 FH sind mittlerweile (1983) revidiert worden mit dem Ergebnis, daß [ 235 U/ 238 U] �
1.1. Es handelt sich um theoretische Rechnungen, den sog. r-Prozeß, wobei die Eigenschaften irdischer Kerne extrapoliert
werden müßen auf die Verhältnisse einer Supernova (Explosion eines Neutronensterns). Nur hier können Elemente jenseits
von Fe gekocht werden.
Kurzlebige Atomkerne
Wir kommen nun zu einigen Besonderheiten, die es sogar erlauben, eine untere Schranke für das Alter
astrophysikalischer Objekte oder Prozesse zu bestimmen. Astronomisch junge Objekte sind (neben den
besonders alten) ebenfalls von beträchtlichem Interesse, da sie es erlauben, die Theorie der Erzeugung
(Kernphysik) direkt durch Beobachtungen zu verifizieren.
Zu den frisch geborenen Objekten gehören die Novae und Supernove. Die Große Maghellansche Wolke
(LMC) ist ein besonders gutes Beispiel, da hier die Entfernung gut bekannt ist. So kann man bestimmen,
daß bei der Supernova in der LMC, mit der Bezeichnung SN 1987A, an radioaktivem 56 Ni etwa
0.075M⊙ freigesetzt worden ist. Dieses 56 Ni zerfällt in Zwischenschritten wie folgt in stabiles Eisen
56 Fe
56 Ni (νβ + )
� �� �
6.1d
56 Co (νβ + )
� �� �
77d
56 Fe (3.9)
mit (aus dem Labor bekannten) Halbwertszeiten, die direkt in der Supernova anhand der Leuchtkurve
beobachtet wurden.
Die freigesetzte Energie liefert einen wichtigen Beitrag zum Energiehaushalt der Supernova
∆Etot( 56 Ni → 56 Fe) = 3.59 MeV ; ∆Eγ = 1.72 MeV (3.10)
Zu den besonders bemerkenswerten kurzlebigen Atomkernen gehört das Element Technetium, (Z =
43), da es überhaupt kein stabiles Isotop besitzt. Die längsten Halbwertszeiten betragen
τ( 97 Tc) = 2.6 · 10 6
yr ; τ( 98 Tc) = 1.5 · 10 6
yr ; τ( 99 Tc) = 2.1 · 10 5
Da solche Zerfallszeiten kurz im Vergleich zu Sternentwicklungszeiten sind, erwarten wir nicht, Tc in
Sternspektren zu finden. Dennoch gibt es eine Reihe später (Spektraltyp M, N, R und S) (Doppel)Sterne
vom Typ Mira, in deren Spektren Tc vorkommt. Sie wurden 1952 von P. Merrill erstmals gefunden. Die
einfachste Erklärung für das Vorkommen von Tc im Spektrum (also in der Hülle) ist (nach Cameron)
die, daß solche (massearme) Sterne voll konvektiv bis zum Zentrum sind und daß dort Tc entsteht. Eine
Möglichkeit der Erzeugung ist
97 Mo42(γ, e) 97 Tc43
Die Halbwertszeit von 26 Al beträgt 0.770 Myr. Im Allende Meteoriten (Gewicht 110 kg, gefunden
1969, benannt nach dem Fundort in Mexiko) wurden Anomalien entdeckt, die auf dieses Element
hinweisen, evtl. wurde dieses Radioisotop sogar direkt nachgewiesen.
Die Halbwertszeit von 129 I (Iod) beträgt 17 Myr. Das Endprodukt des Zerfalls, 129 Xe, wurde in mehreren
Meteoriten gefunden. Da bisher kein Weg bekannt ist, wie flüchtiges 129 Xe in einem Meteoriten
erzeugt werden kann, ist anzunehmen, daß es von festem 129 I stammt.
In beiden Fällen ist es naheliegend, die Erzeugung der Radioisotope einer Supernova, die in der Nähe
der Sonne explodierte, zuzuschreiben. Möglich wäre aber auch ein naher Vorbeiflug eines Tc Stern
ähnlichen Systems, dessen Sternenwind seine Spuren im Sonnensystem hinterlassen hat. Auch die
kosmische Strahlung selbst enthält 26 Al und kommt damit als Ursprung in Frage. Alternativ können
die Elemente durch kosmische Strahlung erzeugt worden sein (mit späterer Einlagerung).
yr