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


● wenn He im Kern 

zu C verbrannt ist, 

folgt He- 

Schalenbrennen


● Ausdehnung des 

Sterns, dadurch 

Abkühlung und 

Abschwächung 

von H- und He- 

Brennen


● Kontraktion führt 

zu höherer 

Temperatur und 

Fusionsrate


● 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

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

Entstehung der leichten Elemente


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 


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 


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?

Welche Elemente sind besonders häufig?

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

Messungen und ihre Probleme


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.

Was für Schlüsse lassen sich ziehen?

Die Entstehung der Elemente

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