Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

3.3. ALTERSBESTIMMUNG 195
Die chemische Zusammensetzung
Die Bestimmung der chemischen Zusammensetzung der ISM in unserer Milchstraße ist praktisch abgeschlossen,
spannend ist die Frage, wie diese bei anderen Galaxien aussieht.
Drei Quellen der Nukleosynthese, die ihr Material an die ISM zurückgeben, sind definitiv beobachtet:
Kohlenstoff Sterne (Wolf Rayet Sterne), die über einen extrem starken Sternenwind (Massenverlustrate
˙M = 10−5M⊙ pro Jahr) hauptsächlich C abgeben, Novae, die C, N, O
bis Ar abgeben und Supernovae, die vermutlich alle Elemente erzeugen.
Die Standardtabelle der chemischen Zusammensetzung der kosmischen
Strahlung wurde 1974 von Shapiro und Silberberg zusammengestellt,
daran hat sich nichts mehr geändert. Sie ist auf die C - Häufigkeit
(mit 100) normiert.
Die Häufigkeit der chemischen Elemente in der Sonne (und im Sonnensystem)
stimmen recht gut überein mit Eisen und der wichtigen C -
N - O Gruppe. Auch der charakteristische gerade - ungerade Effekt ist
bei beiden vorhanden.
Z
1
2
6
7
8
10
Element-Häufigkeiten I
auf C = 100normiert
Name Sonne CR
H 270000 26000
He 18728 3600
C 100 100
N 32 25
O 182 91
Ne 29 16
Wo die CR erzeugt wird, ist nicht klar. Infrage kommen Superno- 12 Mg 9 19
vae, Pulsare oder auch akkretierende Röntgensterne. Die Bestimmung 14 Si 8.5 14
der Häufigkeitsverteilung der chemischen Elemente in der kosmischen 16 S 4 3
Strahlung liefert wichtige Einschränkungen an die möglichen Erzeu- 25 Mn 0.08 1
gungsmechanismen.
26 Fe 7 11
Überschwere Elemente (nicht mehr aufgeführt) ab Z = 31 sind, ein- 27 Co 0.02 0.2
heitlich selten in der CR und in der Sonne, sie sind nur noch in Spuren 28 Ni 0.4 0.4
vorhanden (weniger als Promille).
Tab. 3.2: Elementäufigkeit I
Auch über das Isotopenverhältnis ist mittlerweile einiges bekannt. In
der CR z. B. beträgt das Verhältnis der beiden Helium Isotope 3 He/ 4 He = 0.1, während es für die
Sonne praktisch verschwindet, 3 He/ 4 He = 10 −5 .
Die Daten der vorstehenden Tabelle sind in die folgenden Blöcke eingeteilt:
1. die primordialen Elemente mit Z = 1 (H) und Z = 2 (He),
2. die C - N - O Gruppe von Z = 6 (C) bis Z = 9 (F),
3. die Si - Gruppe von Z = 10 (Ne) bis Z = 20 (Ca) und
4. die Fe - Gruppe von Z = 21 (Sc) bis Z = 30 (Zn).
Interstellare Nukleosynthese
Da die leichten Elemente Li, Be und B extrem unterhäufig in Sternen (um einen Faktor 10 −5 ) sind
in Bezug auf die kosmische Strahlung, liegt es nahe anzunehmen, daß sie durch Spallation (Zusammenstöße
mit der ISM) erzeugt worden sind. Bei Bildung des Protosterns werden sie (zusammen mit
Deuterium) bereits aufgebraucht, was ihre Unterhäufigkeit im späteren Stern erklärt.
Die Häufigkeit der chemischen Elemente in der Sonne (und in den Meteoriten im Sonnensystem) unterscheiden
sich am stärksten von denen der kosmischen Strahlung bei den nebenstehend aufgeführten