Die Entstehung der Elemente

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 + 4 He)

● 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:

● 4 He + 4 He 8 Be

● Resonanzbedingung

● 8 Be + 4 He 12 C

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

Sternentwicklung

Das Hertzsprung-

Russell-Diagramm

Sternentwicklung

● Entstehung bis HR: ca 10 6 a

● HR-Zeit: zwischen 10 6 und 10 9 a

● sehr unterschiedliche Nach-HR-

Entwicklung

Entwicklung leichter Sterne

● M < 0,25 M 8 : 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


mittlerer Massen

Sterne auf dem AGB

● Sterne unter 1.5

M 8 :

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“:

10 4 bis 10 5 Jahre

● Fortsetzung bis kein H- bzw. He-Brennen

mehr möglich, dann Entwicklung zum

Weißen Zwerg


mittlerer Massen

Eskimo - Nebel Hourglass - Nebel

Entwicklung schwerer Sterne

● M > 8 M 8 : 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


● 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


● etwa 1% der freiwerdenden Energie in

Strahlung

● 99% in Neutrinos, die bei Kompression

des Kerns entstehen nach

p + e - n + n

● Überrest ist Neutronenstern oder bei

sehr massereichen Sternen ein

Schwarzes Loch


Crab – Nebel

Überrest 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 M o < M < 50 M o


0.08 M o < M < 0.25 M o

Sehr kleiner Kern erreicht

Zündtemperatur für

pp-Reaktion (H-Brennen)

dT/dr sehr groß

=> Konvektion

Zündbereich


pp-Kette (H-Brennen)

1 p + 1 p 2 D + e + + νe

2 D + 1 p 3 He + γ

3 He + 3 He 4 He + 1 p + 1 p

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



0.25 M o < M < 1.5 M o

Großer Kernbereich erreicht


pp-Reaktion (H-Brennen)

• Kaum Vermischung

• Kern: He, Hülle: H

In der Hülle:

dT/dr groß

=> Konvektion

Zündbereich:

dT/dr klein


0.25 M o < M < 1.5 M o

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 M o < M < 1.5 M o

0.25 M o < M < 0.5 M o

Keine weiteren

Brennprozesse

0.5 M o < M < 1.5 M o

Kern erreicht


3α-Prozess (He-Flash)


3α-Prozess (He-Brennen)

4 He + 4 He 8 Be + γ

8 Be + 4 He 12 C + γ

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


0.25 M o < M < 1.5 M o

0.25 M o < M < 0.5 M o

Keine weiteren

Brennprozesse

0.5 M o < M < 1.5 M o

Kern erreicht


3α-Prozess (He-Flash)

Danach keine weiteren

Brenn-Prozesse


1.5 M o < M < 50 M o

• Zentraltemperatur T Z > 20*10 6 K

• pp-Reaktion

• CNO-Zyklus

CNO-Zyklus

pp-Reaktion


15 N + 1 p 12 C + 4 He

15 O 15 N + e + + νe

CNO-Zyklus

12 C + 1 p 13 N + γ

14 N + 1 p 15 O + γ

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

13 N 13 C + e + + νe

13 C + 1 p 14 N + γ


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-Brennen

H-Brennen


1.5 M o < M < 50 M o

1.5 M o < M < 8 M o

Keine weiteren

Brennprozesse

8 M o < M < 50 M o

Kern erreicht


weitere Prozesse

C-Brennen

Ne-Brennen

O-Brennen

Si-Brennen


C-Brennen (0.8*10 9 K < T < 1.2*10 9 K)

12 C + 12 C 20 Ne + 4 He + 4.6 MeV

Netto: Ne-Anreicherung

23 Na + 1 p + 2.2 MeV

23 Mg + 1 n - 2.6 MeV


Ne-Brennen (1.2*10 9 K < T < 2.0*10 9 K)

20 Ne + γ 16 O + 4 He

20 Ne + 4 He 24 Mg + γ

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

Zerstört Ne, reichert 16 O an


O-Brennen (2.0*10 9 K < T < 3.0*10 9 K)

16 O + 16 O 28 Si + 4 He + 9.6 MeV

Netto: Si-Anreicherung

31 P + 1 p + 7.7 MeV

31 S + 1 n + 1.5 MeV


Si-Brennen (T > 3.0*10 9 K)

28 Si + 28 Si

56 Ni + γ

56 Co + e + + νe

56 Fe + e + + νe

Endet im 56 Fe-Peak


Zwiebelschalen-Struktur nach

Erlöschen des Si-Brennens

H-Hülle

H-Brennen

He-Brennen

C-Brennen

Ne-Brennen

O-Brennen

Fe-Kern

Entstehung der schweren Elemente

F O CaC He

Fe

H

Pb Au

Pt

Hg Th

URb


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

A+1

K + n →

Z

● Instabile Isotope werden unter β-Zerfall zu

A+1

K, also zu einem neuen Element.

Z+1

Z K

● Beispiel:

56 Fe → 57 Fe → 58 Fe → 59 Fe → 59 Co


Entwicklung der neuen Kerne hängt davon ab,

wie schnell sich die Neutronen anlagern.

Unterscheidung zwischen

s-Prozess

und

r-Prozess


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

A

Z

K + n → A+1

Z

A+1

K →

Z+1 K + e- + ν

e


s-Prozess

● s-Prozess erreicht Uran nicht

● Grenzprozess:


r-Prozess

● In Supernovae

● Einfang vieler Neutronen in kurzen Zeiten

● Kerne können trotz Instabilität weitere

Neutronen einfangen, also gemäß

A A+1 A+2

K → K → K → ...

Z

Z

● Daher können instabile Isotope „übersprungen“

werden

● Der r-Prozess ermöglicht die Existenz von U,

Th...

Z


p-Prozess

● Überwindung des Coulombwalls nur mit

genügend großer kinetischer Energie der

Protonen möglich!

● Es werden Temperaturen von über

10 9 K = 1 000 000 000 K

benötigt, um diese Energien zu erreichen.

● Die Protonen im Kern stoßen den

Neuankömmling stark ab.


p-Prozess


Die schweren Elemente entstehen i. A. durch

Einfang von Neutronen (s- und r-Prozess).

Nukleosynthese

Der e-Prozeß

● findet in thermischem Gleichgewicht

statt (p,n Nukleonen)

● Es existieren mehrere stabile

Gleichgewichte

Nukleosynthese

Der e-Prozeß

● In Supernovae entstehen unter dem

thermischen Gleichgewicht (NSE) die

Elemente des Eisen-Gruppe

Der x-Prozess

Wir wissen nicht, was sie tun!

● Herstellungsprozeß für Li, Be und B

unbekannt

● Entstehungstheorien

– Big Bang

– Spallation

– Asymptotic Giant Branch Stars

– Supernovae

Der x-Prozess

Big Bang

● Nur 7 Li kann entstehen

● Menge “reicht” nicht, um die heutigen

Messungen zu verifizieren.

● Andere Entstehungsprozesse müssen

ablaufen

Der x-Prozess

Asymptotic Giant Branch Stars

● Entdeckung von Lithium-reichen Roten

Riesen

● 7 Be entsteht in der inneren Hülle und

wird nach außen transportiert.

● Durch Elektroneneinfang entsteht nun 7 Li

● Diese Methode würde sehr große Mengen

Lithium produzieren

Der x-Prozess

Spallation - 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-Prozess

Supernovae

● 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, B

sowie 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 wechselwirken

in der Atmosphäre

bereits in den

oberen Luftschichten

und initiieren

Teilchenschauer

- Direkte Messung

- Indirekte Messung


Abnehmende

Teilchenzahl mit

steigender Energie

Längere Messzeiten

für höherenergetische

Teilchen erforderlich

Unterschiedliche

Messverfahren


Ballon

• Massenspektrograph

• Szintillationszähler

• Cherenkovzähler

• Flugzeitmesser

• Gewicht: bis 3t

• Gasvolumen:

bis 10 6 m 3

• Flughöhe: bis 40km


Satellit

Vorteile:

- längere Flugzeit

- keine störende

Restathmosphäre

Nachteile:

- kostenintensiv

- keine Wartungsmöglichkeiten



Bodenmessung

Messung der ausgelösten Teilchenschauer

Detektionsfläche bis 700m x 700m


Auger Observatorium:

• 1600 Detektorstationen

im Abstand von 1,5km

für Cerenkovlicht eines

Schauerteilchens

• 4 Fluoreszensdetektoren

Was für Schlüsse lassen sich ziehen?

Prozess der Nukleosynthese

bzw. galaktischen

chemischen Evolution ist

erst am Anfang


Es stehen noch viele leichte

Elemente zur Verfügung,

welche die Energie liefern, um

in den kommenden Milliarden

Jahren weitere schwere

Elemente zu bilden.


Schöne Bilder sind uns also auch

noch in der Zukunft garantiert.


Die Entstehung der Elemente

Erfolgreiche ePaper selbst erstellen

Template löschen?

Als Template speichern?