(3.2) Der Ursprung der chemischen Elemente - Astroteilchenphysik

app.uni.dortmund.de

(3.2) Der Ursprung der chemischen Elemente - Astroteilchenphysik

Einführung in die

Astroteilchenphysik


• 1.1 Tour d‘Horizon

• Astronomie und Kosmologie

• 1.2 Astronomische Grundlagen

• 2.1 Die kosmische Abstandsleiter

• 2.2 Der Mikrowellenhintergrund

• 3.1 Bildung von Galaxien

Übersicht

3.2 Der Ursprung der chemischen Elemente

• 4.1 Kosmische Magnetfelder

• 4.2 Der Infrarot-Hintergrund

• 5.1 Die geladene kosmische Strahlung

• 5.2 Mechanismen der Teilchenbeschleunigung

• 6.1 Randbedingungen der Plasmaphysik

• 6.2 Extragalaktische Quellen: AGN

• 7.1 Extragalaktische Quellen: GRB

• 7.2 Galaktische Quellen: Normale Supernovae, Wind Supernovae, SNR

• 8.1 Galaktische Quellen: Pulsare, Neutronensterne, Mikro-Quasare…


• Teilchenphysik I

• 8.2 Kinematik und Wirkungsquerschnitte; Propagation

• 9.1 Teilcheneigenschaften: Kerne

• 9.2 Teilcheneigenschaften : Photonen

• 10.1 Teilcheneigenschaften : Neutrinos

• Detektoren

• 10.2 Nachweisinstrumente: Vom Radio- zum Röntgenbereich

• 11.1 Nachweisinstrumente : Gamma Astronomie mit Satelliten

• 11.2 Nachweisinstrumente : Erdgebundene Gamma Astronomie

• 12.1 Nachweisinstrumente : Luftschauer-Arrays (Teilchendetektoren,

Fluoreszenz, Radio)

• 12.2 Nachweisinstrumente : Neutrino Teleskope

• Teilchenphysik II

• 13.1 Physik jenseits des Standard Modells

• 13.2 Exotika: Monopole

• 14.1 Exotika: Dunkle Materie (Direkter und indirekter Nachweis)

• 14.2 Exotika: Topologische Defekte, Z-Bursts

• 15.1 Gravitationswellen

• 15.2 Zusammenfassung


Bildung von Galaxien


?

Ausdehnung des Universums

..

..

a

a

a 4πG

= − ( ρ + 3p)

a 3

4πG

= − ( ρ + 3p)

3

inflation radiation matière énergie noire

a(t)~e Ht

a(t)~t 1/2 a(t)~t 2/3

Inflation Strahlung dominant Materie dominant Dunkle Energie dominant


Der Ursprung der chemischen Elemente


Der Ursprung der chemischen Elemente


Materie

Geschichte eines 4%-Effektes


Die Urknall-Theorie stützt sich auf:

• Die Hubble-Expansion des Universums

– v = d * 70 km s -1 Mpc -1

• Den Mikrowellenhintergrund

– 300.000 Jahre, T=3000 K, z=1000

– Entkopplung von Strahlung und Materie

• Die primordiale Nukleosynthese

Nukleosynthese

– 3 3 min, min, T=10 T=10 T=10 9 K

– Bildung Bildung von von D, D, 3 He, He, 4 He He , , 7 Li Li aus aus p p und und n


Victor Hess 1911

• Entladungsgeschwindigkeit eines

Elektrometers nimmt mit der Höhe zu.


Teilchenspuren


Muon

Chamber

Hadronic

Calorimeter

EM

Calorimeter

Tracking

Chamber

Teilchen-Identifikation

Electron Muon Photon Hadron Neutrino


Generischer Detektor

Vertex Detector Tracking Chamber

Muon Chamber

Electromagnetic

Calorimeter

Hadronic Calorimeter


OPAL


LEP


Entdeckung der Teilchen (I)


Entdeckung der Teilchen (II)


Rahmen der Teilchenphysik

• Quantentheorie:

– Unschärfe-Realtion: Für kurze Zeiten darf die

Energieerhaltung (virtuell) verletzt werden.

Δ E

⋅ Δ t


h

– Statistik: Dürfen sich zwei identische Teilchen

den gleichen Zustand teilen? Fermionen (nein);

Bosonen (ja)?

• Relativitätstheorie:

– Informationen werden nicht schneller als mit

Lichtgeschwindigkeit übertragen.


Was die Welt zusammen hält

Kräfte Wechselwirkungen Feld-Quanten

„Geladenes“

„Geladenes“

Fermion:

Spin 1/2

virtuelles

Boson

Spin 0,1,2

Reichweite der Kraft Masse des Bosons

Fermion:

Spin 1/2


Welche Kräfte brauchen wir?

Boson Beschreibung

Gravitation Graviton Anziehung massiver

(energetischer) Objekte

Elektro- Photon Anziehung/Abstoßung

magnetisch

geladener Objekte

Kernkraft Gluonen Bindung der geladenen

Nukleonen im Atomkern

Schwache W

Kaft

+ ,W - , Z Teilchen-Wechselwirkungen

mit Identitätswechsel (Beta-

Zerfall: Sonne, Radioaktivität)


Welche Fermionen kennen wir?

schwache

Ladung

ja

ja

ja

ja

elektr.

Ladung

0

-1

2/3

-1/3

Teilchen-Familien

I

νe

e

u u u

d d d

II

νμ

μ

c c c

s s s

m(I) < m(II) < m(III)

III

ντ

τ

t t t

b b b

...und ihre

Anti-Teilchen

Leptonen

Quarks


e -

Elektromagnetische

Photon

Wechselwirkung

e -

e- e-

e- e +

e- e +

e -

e- e +

e +

e- e- e +

Wahrscheinlichkeit der

Photon-Emission:

Sichtbare Ladung

αα

=

2

e

Abstand

4 4ππ

α=1/137


u

d

Schwache Wechselwirkung

W -

- drei massive Bosonen: W + W - Z 0

Wahrscheinlichkeit der

W-Emission:

α

=> kurze Reichweite (~1/M W), große Zerfallszeiten

e -

ν e

⎛m

= α ⋅⎜


p

W mW

-erlaubt Identitätswechsel innerhalb der Quark- und Lepton- Generationen

und zwischen den Familien

⇒ schwere Quarks und Leptonen zerfallen in leichtere:

Die Welt besteht aus u+d+e(+ν) => Radioaktivität, Sonnenschein




2


Starke Wechselwirkung 1

• Warum ist da kein makroskopischer Effekt?

– Quarks sind in Hadronen farblos

• Baryonen (qr+qg+qb) or Mesonen (q c + q anti-c)

• Proton: uud Neutron: udd π + :ud

• Warum gibt es drei Farben?

– 3 Quarks (=Fermionen) im selben Zustand (uuu)

Δ ++

• Gibt es einzelne Quarks?

• Die Trennung eines Quarks von einem hadron erfordert

mehr Energie als die Bildung eines neuen Quark-Anti-

Quark Paares.


q

q

Starke Weschselwirkung 2

Gluon

rg

Gluon Selbstkopplung

q

q

8 Gluonens (Farbe-Antifarbe)

Gluon


Starke Wechsekwirkung 3

r

r

r

r

r

Gluon

r

r

r

r

r

r

Wahrscheinlichkeit einer

Gluon-Emission:

Sichtbare Ladung

α

Asymptotische Freiheit

s

=

q

c

2

Abstand


1 fermi

α s=1


Die Stärke der Kraft ändert

Temperatur

sich..


Vereinheitlichung der Kräfte

Supergravitation

Gravitation

GUT

Planetenbewegung Fallgesetze

Elektrodynamik

Elektroschwach

Elektrizität Magnetismus

Schwache Kraft

Beta-Zerfall

Chromodynamik

Kernkräfte


Expanding Universe


Planck-Zeit: Der Vorhang hebt 10 sich - 43 s

Der Vorhang hebt sich ...

Das Vakuum des symmetrischen Zustandes ist ein falsches

Vakuum: Zustand negativer Energie.

Zeitpunkt der Symmetriebrechung: Übergang in das echte

Vakuum -> Energiefreisetzung...

Raum und Zeit

sind “schaumig”


Superstrings

- eine Theory of Everything?

Die Welt ist 10-dimensional.

Strings mit

10 -33 cm

Länge

Nur 4 Dimensionen nehmen an der

Ausdehnung des Raumes teil.

Die anderen werden „aufgewickelt“.


Die kosmische Inflation

t = 10 -35 - 10 -32 s

Ausdehnung

um einen Faktor

10 50 in 10 -32

Sekunden


Inflation 2

Verzögerter Übergang von der Phase

der Symmetrie zwischen starker und

elektro-schwacher Kraft zur Phase mit

gebrochener Symmetrie.


Inflation

Inflation bläht die

Quantenfluktuationen

auf kosmische Skalen

auf.


Monte Carlo: Monopol in AMANDA

• Frühe Photonen: rot

• Späte Photonen: blau

• Mehr Licht: gößere Kreise

• Boden des Experimentes

auf Erdzentrum gerichtet

• Aufsteigender Monopol


upper limit (cm-2 s-1 sr-1 upper limit (cm )

Inflation löst das Monopol-Problem...

10 -14

10 -15

10-16 10-16 10 -17

10 -18

Soudan

KGF

MACRO

Orito

0.50

IceCube

Amanda

0.75

β = v/c

Baikal

1.00

Ein Monopol pro kausal

zusammenhängendem

Gebiet...

Cherenkov-Licht ∝

n = 1.33

(g/e) = 137 / 2

n2 ·(g/e) 2 n ·(g/e)

≈ 8300


p ↔ p

e - ↔ e +

n ↔ n

p + e - + ν e

γγ Das

p + e + + ν e

Photon ist sein

eigenes Antiteilchen

Naturgesetze sind symmetrisch bezüglich Materie und Antimaterie


Warum wir hier sind:

zuviel Materie für Symmetrie

10 -35 s: gleich viele Teilchen wie Antiteilchen

10 -4 s: fast alle Teilchen sind zerfallen, es bleibt ein

leichter Überschuß von Protonen gegenüber Antiprotonen.

Teilchen und Antiteilchen vernichten sich.

Überschüssige Protonen bleiben übrig.

Symmetrie: Np/Nγ=10 -20

Beobachtet: Np/Nγ=3*10 -10


Andrei

Sacharov

(1967)

Bedingungen:

• C und CP Verletzung

• Proton instabil ! (?)

• Thermodynamisch darf das System nicht im

Gleichgewichts-Zustand sein.


Zeit

(Sekunden)

10 -35

10 -10

q

q

e -

e +

ν

ν

Elektroschwache Symmetrie bricht zusammen

Energie reichte nicht mehr zur Produktion von W und Z -

Teilchen

W und Z, die es schon gab zerfielen.

Baryogenese: Protonen and Neutronen konnten gemeinsam

mit kurzlebigen Mesonen (bestehend aus Quark-Antiquark)

gebildet werden.

γ

Antimaterie verschwindet, weil sie nicht mehr neu gebildet

wird.


10 -6

Zeit

(Sekunden)

10 -4

Quark-Antiquark-Annihilation

q

e -

e +

ν γ

ν

Bis 10 -5 s wird die Baryogenese fortgesetzt.

Verbliebene Antimaterie (Positronen) verschwindet, da auch

Elektron-Positron-Paare nicht mehr gebildet werden können.

Materie-Antimaterie-Asymmetrie offenbar


Zeit

(Sekunden)

10 -4

10 -2

Synthese von Protonen und Neutronen

Ist abgeschlossen

n

p

e -

e +

ν γ

ν

Elektron-Positron-Annihilation abgeschlossen

n

p

e -

ν γ

ν


E ~ 20 MeV T ~ 10 11 K, t ~ 10 -2 s

e

e

> Masse(Neutron) – Masse(Proton) = 1.3 MeV


+

+

+

p

n



ν

ν

e

e

+

+

n

p

E ~ 2 MeV T ~ 10 10 E ~ 2 MeV T ~ 10 K, t ~ 1 s

10 K, t ~ 1 s

e

e


+

+

+

p

n



e

+

n

p

( 1)

ν e

Neutrinos frieren aus

→ heute bei 1.9 K

ν

+

( 2)

Reaktion (2) häufiger als Reaktion (1)

→ Neutronenzahl nimmt ab


Neutrinos im Gleichgewicht

1 MeV ≤ T T ≤ m µ

ν

α

ν

β


ν

α

ν

β

ν α ν β ↔ ν α ν β T ν = T e = T γ

ν

ν

α

α

e

ν

-

α



ν

e

α

+

e

e

-

-


Neutrino-Abkopplung

Neutrinos können durch die schwache Wechselwirkung nicht

mehr im thermischen Kontakt mit mit dem em. Plasma

bleiben

Abschätzung der Entkopplungstemperatur

Rate of weak processes ~ Hubble expansion rate

Γ

w


σ

w

2 8πρ

R

2 5 8πρ

R

v n , H = → G FT


2

2

3M

3M

p

ν e haben sowohl CC als auch NC Wechselwirkungen mit e ±

Tdec dec(ν dec dec e) ) ~ ~ 2 2 MeV MeV

MeV

Tdec dec(ν dec µ,τ) ) ~ ~ ~ 3 3 MeV

MeV

p


T

ν

dec

≈ 1

MeV


Einfluss kosmologischer Neutrinos auf spätere Epochen

Primordiale

Nukleosynthese

BBN

T ~ MeV

ν evs ν µ,τ

N eff

Cosmic Microwave

Background

CMB

T < eV

Bildung großer

Strukturen

LSS

Nicht Flavor-sensitiv N eff & m ν


Zeit

(Sekunden)

1

3*60

Primordiale Nukleosynthese

He:H

= 1/3

p p p n n

e -

ν γ

ν


Häufigkeit der

Elemente

gegen Dichte

der Kern-

Materie


BBN: Vorhersage und Beobachtung

nach WMAP

Ω Bh 2 =0.023±0.001

Fields & Sarkar PDG 2004


75% 75% 75% 75% HHHH

23% 23% 23% 23% 23% 23% 23% 23% He He He He He He He He

He/H Verhältnis

2% 2% 2% 2% der der der der Rest Rest Rest Rest

Big Bang Modell:

Aus SN Explosionen

He/H ≈ 1/3


300 000

Jahre

15 Mia. Jahre

T = 4000°K

Elektrisch

neutrale

Atome

ν γ

ν

T = 2.735 °K

p

e- e- e -

n

p p

n

e -


Energiedichte des Universums

3

3

3

4

/

3

.

0

/

05

.

0

/

4

m

GeV

m

GeV

m

GeV

nuklear

sichtbar

c




ρ

ρ

ρ

Stefan-Boltzmann-Gesetz

3

19

4

4

2

8

8

4

/

25

.

0

10

6

.

1

1

)

7

.

2

(

)

10

7

.

5

(

/

10

3

4

4

m

MeV

eV

mit

K

K

m

W

s

m

T

c

=


=





=



=





σ

ρ γ

Stefan-Boltzmann-Gesetz

Joule


Neutrinos:

ρradiation

photon


ρ

ρ

( t)

~ T

radiation

mass

( t)

7

n ≈ n ⇒ ρ

ν γ

γ +ν ≈

4

→Universum ist Materie-dominiert

(wenn man die dunkle Energie vergisst)

( t)

~

4

wavelength

~

1

R

3

T

4

~

~

T

3

λ ~

1

R

4

1

kT

~

R

0.

4

MeV/

m

3


300 000 Jahre Elektrisch neutrale Atome:

Das Universum wird durchsichtig

13,7 Mia.

10 33

Galaxien

Erste Sterne Synthese der schweren Elemente

Geburt der Sonne

Vorlesung: Einführung in die Astro-Teilchenphysik

Tod der Sonne

Tod der letzten Sterne

Schwarze Löcher

Proton Zerfall ?

ν γ

ν


Häufigkeit der

Elemente in der

kosmischen

Strahlung

.....Sonne

__kosmische Strahlung


Bethe-Weizsäcker-Formel

Durch Paarbildung von Nukleonen unterschiedlichen Spins sind Kerne

mit geraden Nukleonenzahlen sind stabiler sind als solche mit

ungeraden.

•gerade Protonenzahl Z und Neutronenzahl N (gg-Kerne) fest

•restliche Kerne (ug-Kerne) : mittel

•ungerades Z und N (uu-Kerne) ; schwach


Häufigkeit der Elemente

Vielfache von He besonders häufig !

72


Bindungsenergie der Elemente

Energie durch Fusion

nur bis 56 Fe

Fusion schwererer Elemente energetisch deutlich

ineffizienter als Wasserstoffbrennen ⇒ kürzere Lebensphasen

73


Resultat der primordialen

Nukleosynthese


Interstellare Materie

• Raum aus Gas- und Staubwolken

• (76% H; 23% He)

• Es befindet sich 10x mehr Masse in der IM als

in allen Sternen zusammen

• Nachweis:

– 21 cm Linie,

– Lyman-Alpha-Forest


Interstellare Materie

• Eigenschaften:

– Sehr geringe Dichte (besser als jedes herstellbare

Vakuum)

– Sehr großes Volumen (→ riesige Ausdehnung der

Wolken)

• Besondere Bsp. der interstellaren Materie

– Helle Wolken

– Dunklen Wolken


Interstellare Materie

• Helle Wolken:

– Sie werden durch

benachbarte Sterne

zum leuchten

angeregt


• Dunkle Wolken:

Interstellare Materie

– Das Licht von

Sternen hinter

den Wolken wird

weitgehend

absorbiert


Interstellare Materie

• Dichte- und Schockwellen können einen

Kollaps der IM verursachen

⇒ Anstieg des Drucks und damit der Temperatur

… Strahlungsverluste…Kollaps

• Sobald p und T groß genug und m ausreichend

⇒ Zündung des H-Brennens

• Einstellung des Gleichgewichts von

Gravitation, Temperatur und Strahlung


4 Das Hauptreihenstadium

• Sterne mit weniger als 0,008 Sonnenmasse

erreichen HR nicht

T im Kern zu gering

→ Abstrahlung der Gravitationsenergie

→ Gravitationsdruck = Gasdruck

→ „brauner Zwergstern“

• Sterne > als 100 Sonnenmassen erreichen

HR nicht

T im Kern extrem hoch

→ Strahlungsdruck 4


T spielt nun

wesentliche Rolle

→ Treibt die Materie nach außen

→ Protostern instabil

• Hauptreihensternmassen von 0,008-100

Sonnenmassen

• 120 Sonnenmassen-Stern schon

nachgewiesen


4.1 Die Abhängigkeit der Lebensdauer von

Leuchtkraft und Masse

• Abschätzung der Verweilzeit im HR-Stadium mit „Eddingtonformel“:

α

L ∝ M α = 3− 4

verwende pro H-Atom erzeugte Energie aus pp-Prozess:

Vereinfachung: Stern besteht vollständig aus H

EH = 5MeV

= 8⋅10


→τ

HR

η ⋅ M ⋅ E

=

L ⋅ m

H

H

→τ ∝ M

HR

−2

η(≈

10%)

Es können aber nur 10% „verbrannt“ werden da nur Kern genügend Energie:

Sonnenwerte einsetzten:

m

M

L

H

Sonne

Sonne

⇒τ

=

HR

1,

67

⋅10

= 2⋅10

= 6⋅10

2

( M M ) Jahre

Genauere Modelle: z.B. Berücksichtigung der Konvektion

→ HR-Brennphase der Sonne 10 Milliarden Jahre (Alter: 5 Milliarden Jahre )

−27

30

= 3,

85⋅10

9

kg

kg

26

W

Sonne

M =

20M Sonne →

−13

9

10

J

a


Energiegewinnung von Hauptreihensternen in

Abhängigkeit der Masse

• Energiegewinnung auf HR: Fusion von H

• Massenabhängigkeit:

– 0,08-0,25 Sonnenmasse:

In kleinem Zentralgebiet Zündtemperatur für pp-Kette erreicht

→ großer Temperaturgradient

→ vollständig konvektiv (gesamter H-Vorrat wird verbraucht!)

– 0,25-1,5 Sonnenmasse:

Energieerzeugung durch pp-Kette in ausgedehntem Bereich

→ Temperaturgradient im Innern klein

→ Energietransport dort durch Strahlung

Außen Zunahme der Strahlungsabsorption (wegen geringem T)

→Konvektion übernimmt Energietransport

→ Zentrum radiativ, Hülle konvektiv

( r ≤

0,

3R)


• Sterne mit mehr als 1,5-facher Sonnenmasse

CNO-Zyklus (große T-Abhängigkeit) hier wichtig

Verantwortlich für Energieproduktion in kleinem Kerngebiet

→Energieflussdichte dort sehr hoch

→Temperaturgradient im Kern hoch

→Konvektion übernimmt dort Energietransport

→dort gute Durchmischung der Materie

Weiter außen pp-Kette dominant

In der Hülle keine Kernreaktion

→ Temperaturgradient dort sehr klein

→ Energietransport durch Strahlung

→ Zentrum konvektiv, Hülle radiativ


CNO-Zyklus


Entwicklung nach der Hauptreihe

• Die Entwicklung nach der Hauptreihe sehr massenabhängig

→ Verlaufsbeschreibung in Abh. der Masse

Sterne mit 0,08-0,26-facher Sonnenmasse

• Sterne waren in Brennphase vollständig konvektiv

→ H-Vorrat vollständig verbraucht

→bestehen überwiegend aus Helium

• Zündtemperatur von He-Brennen wird nicht erreicht

→Kontraktion des Sterns bis Gravitationsdruck = Entartungsdruck der Elektronen

• Nach Durchlauf einer instabilen Phase → „weißer Zwerg“

• Nach Abstrahlung der verbleibender Energie → „schwarzer Zwerg“


Sterne mit 0,26-3-facher Sonnenmasse

• Nachdem H-Vorrat im Kern aufgebraucht

→ Kontraktion des Kerns

→Potentielle Energie wird thermische Energie

→Aufheizung der Schale bis zur Zündtemperatur

→H-Schalenbrennen

→Expansion zum Roten Riesen

• Für Sterne mit mehr als 0,5 Sonnenmassen

T im Kern erreicht 8

10 K

8 4 12

4 4 8

→ He-Brennen He+

He→

Be=

+ 3-α-Prozess γ Be+

He→

C + γ

(He→C):

ΔE

= −0,

1MeV

ΔE

= + 7,

4MeV

−16

Be instabil: τ

≈ 2,

5⋅10

→ Beide Reaktionen müssen fast gleichzeitig ablaufen

→ 3 α-Teilchen müssen fast gleichzeitig zusammentreffen

8 s


• Wegen ihrer Seltenheit tragen folgenden Alphareaktionen im He-Brennstadium

kaum zur Energieerzeugung bei sind aber möglich:

12

16

20

C+

O+

4

4

Ne+

He→

He→

4

O + γ ,

Ne + γ ,

• für Sterne mit weniger als 1,4 Sonnenmassen (und mehr als 0,5):

He-Kern vor He-Zündung enthält entartete Elektronen

→ neben Gasdruck der Ionen viel größere Entartungsdruck des Elektronengases

kompensiert Gravitationsdruck

→ zum Zeitpunkt der He-Zündung keine Expansion des Kernvolumens

16

20

He→

24

Mg + γ .

nur T↑, aufgrund der Eigenart des entarteten Elektronengases

→ beschleunigte Reaktionsrate bei Fusionsprozessen

Erst wenn Gasdruck > Entartungsdruck hebt sich Entartung auf

→ Stern nicht mehr im Gleichgewicht

→ Strahlung und gewaltige Druckwelle wird von Hülle absorbiert →Leuchtkraft

4 6

des Sterns steigt für ~ 100s auf das 10 −10

-fache

→He-Flash

• für Sterne mit mehr als 1,4 Sonnenmassen:

He-Fusion läuft kontinuierlich an, da

• H-Brennphase: konvektives Innere

• früher hohe Kerntemperaturen

→ Kernmaterie noch nicht entartet (kein Entartungsdruck durch e - )


• Danach wandert Stern durch mehrer Instabile Phasen (Oszi. Im HRD)

zum Ast der roten Riesen

• Radius solcher Riesensterne bis 250-fachem Sonnenradius

• Heliumvorrat im Kern aufgebraucht

→ He beginnt in der H-Brennschale zu brennen

→ H-Brennschale wandert nach außen

→ 2 Schalen expandieren, Kern kontrahiert

→ Kern stößt größere Teile der Hülle ab

→ planetarischer Nebel

→ Überreste des Kerns → weißer Zwerg →schwarzer Zwerg

wenn M von Rest < Chandrasekhargrenzmasse M C ≈1,

44M

Gleichgewichtsbedingung nach

Subrahamanyan Chandrasekhar (1920-1994)

für Sterne mit: Entartungsdruck e - = Gravitationsdruck

Für die Radien gilt:

Mit M

ergibt sich:

C

R C

≈ 10

R ∝ M

4

km

−1

3

Sonne


Sterne mit mehr als 3-facher Sonnenmasse

• H-Brennen ähnlich wie bei 1,4-3-facher Sonnenmasse

• Kein He-Flash

• He-Vorrat im Kern aufgebraucht

→ Kern kontrahiert

→ He-Schalenbrennen

→ T im Kern ↑

→ die seltenen α-Reaktionen gewinnen an Bedeutung

→neue Reaktionen kommen hinzu

→Sternradius wächst nochmals → Überriese

• C-Brennen ab K

8

5 ⋅10

12

12 24

C+

C→

Mg + γ

ΔE

= 13,

93MeV





23

23

20

16

Mg + n ΔE

= −2,

61MeV

Na +

Ne+

4

O + 2

p

He

4

He

ΔE

= 2,

24MeV

ΔE

=

4,

62

MeV

ΔE

= −0,

114MeV


• Brennprozesse nach ca. 100 Jahren im Kern beendet

→Verlagerung in die He-Brennschale

• Ne-Brennen für mehr als 13 Sonnenmassen ab T > 1, 5⋅10

T so hoch, dass Photodissoziation der Ne-Kerne einsetzt


Photodissoziationsreaktion

Folg

ereaktion :

Brenndauer: ca. 1 Jahr

:

20

16

20

24

Ne + γ →

O+

4

Ne+

4

Mg+

4

16

He→

20

He→

Ne,

24

He→

O+

• O-Brennen für Sterne mit genügend Masse ab

16 32

O+

O→

S + γ


Brenndauer: einige Monate

16




31

31

24

28

S + n

P +

Si+

p

Μg

+ 2

4

He

ΔE

=

ΔE

=

4

He

28

4

He

Mg + γ ,

1,

46

ΔE

=

Si + γ .

16,

54

MeV

9,

59

9

2 ⋅10

MeV

ΔE

= 7,

68MeV

MeV

K

ΔE

= −0393MeV

9

K


• Letzte energieerzeugende Brennstufe:

9

Si-Brennen bei T ≈ 4⋅10

K

28

56

Si+

Ni→

Si→

Co + e

Ni + γ

+ ν

56 56 +

Co→

Fe + e + ν

Brenndauer: etwa einen Tag

28

56

• Durch freigesetzten Photonen Entestehung andere

Elemente durch Photodissoziation möglich:

28

28

27

Si + γ → Al + p ΔE

= −11,

58MeV

24 4

Si + γ

→ Mg+

He ΔE

= −9,

98MeV

• Aufbau des Sterns im Si-Brennstadium nach dem

Zwiebelschalenmodell

56

• Si-Vorrat aufgebraucht

→alle Energiequellen erschöpft

→Kollaps im fast freien Fall

→Hüllenmaterie prallt mit hoher Geschwindigkeit auf

hochverdichteten Kern aus Neutronen. Dabei wird

sie in den Raum zurückgeschleudert

→Supernova Typ II

+


• Leichtere Sterne erreichen Si-Brennstufe nicht

• Werden bei einem Carbon*- oder Oxygenflash* zerrissen

* laufen analog wie He-Flash sind aber gewaltiger!

→ Explosion: Supernova Typ II

• Verbleibende Stern: Neutronenstern

3, 2M

≈ M > M > M ≈ 1,

5M

Sonne

• Neutronengas mit Dicht von Kernmaterie

bei 2-4-Facher Sonnenmasse Radius ≈10km !

OV

C

Sonne


Synthese im interstellaren Medium

Cowley - Cosmochemistry S. 204

Lithium, Beryllium

und Bor treten in

galaktischer Strahlung

um das bis zu 10 6 -

fache häufiger auf

als in Sternen!

In Sternen und während

des Urknalls können

diese Elemente wegen

des „Flaschenhalses“

nicht gebildet werden.


Synthese im interstellaren Medium

Spallation:

Zertrümmerung schwerer Kerne durch hochenergetische

Teilchen (Protonen, etc...)

Im interstellaren Medium werden C-, N- und O-

Kerne durch Protonen zertrümmert, wobei Li, Be

und B erzeugt wird.

Die Wirkungsquerschnitte für diese Reaktionen

können in Beschleunigern bis etwa 10 3 GeV

bestimmt werden und liegen im Bereich der

geometrischen Kernausdehnungen.


Synthese im interstellaren Medium

Kann mit Hilfe der Spallation überhaupt ein so

(relativ) häufiges Vorkommen erklärt werden?

Annahmen:

ρρρρ

PROTON

σσσσ

SPALL

Schwellenenergie für Spallation:

=

1/

cm

−27

2

. = 20⋅

10 cm

3

= ρρρρ σσσσ

E

= 20MeV

vrel

> 0,

2c

9

Kollisionsfrequenz: f PROTON ⋅ SPALL . ⋅ vrel

> 3,

78/

10 a

Aus Häufigkeitsverteilung: nLiBeB

/ nCNO

= 0,

1

Zeit bis zu dieser Anreicherung: 7

t =

0, 1/

f < 2,

6⋅

10 a


Neutroneneinfang

s-Prozess in AGB-Sternen (slow-process)

AGB: Asymptotic Giant Branch , kühler, leuchtkräftiger Stern in einer

späten Entwicklungsphase, in der Wasserstoff und Helium in der

Kernregion bereits durch Kernfusion verbraucht sind

Neutronen können als ungeladene Teilchen die

Coulomb-Barriere der Kerne leicht überwinden

und sich anlagern.

s-Prozess verläuft langsam gegenüber dem

konkurrierenden β − −Zerfall, d.h. vereinfacht:

Wann immer ein β − −Zerfall auftreten kann,

so tut er dies auch.

Dieser Prozess folgt einem wohldefinierten Pfad.


Neutroneneinfang

Cowley - Cosmochemistry S.215


Neutroneneinfang

EAS Publication Series 7 (2003) S. 180

s-Prozess findet statt, sobald Neutronen

vorhanden sind. Dabei gilt jedoch 11 3

Vereinfacht: Jedes Nuklid hat einen eindeutigen

Nachfolger.

dN

dt

i

N n

≤ 10 cm

= − N N σσσσ 1 1v

+ N N 1 σσσσ 1

n i i → i +

n i − i − −1

→ i


v

v

Relativgeschwindigkeit

Neutron/Nuklid

σσσσ

Wirkungsquerschnitt


Neutroneneinfang

Woher kommen die Neutronen?



13 ( ) ( + ) 13

16

p,

γγγγ N , e νννν C(

αααα , n)

O

12

C e

benötigt 12C aus He-Kern und

Protonen aus H-Brennschale.

18 ( ) ( + ) 18

22

25

αααα , F , e νννν O(

αααα , γγγγ ) Ne(

αααα , n)

Mg

14

N e

benötigt C,N,O aus He-Brennschale und

14 N aus CNO-Zyklus in H-Brennschale.

Erzeugt währende He-Flash kurzzeitig Neutronen.

Durchmischung der einzelnen Schichten

ist für Neutronenproduktion notwendig!


Neutroneneinfang

r-Prozess in Typ II Supernovae (rapid-process)

Elemente jenseits des α-stabilen 83 Bi können durch

den s-Prozess nicht erzeugt werden.

r-Prozess benötigt noch höhere Neutronendichten,

wie sie in Supernovae auftreten.

Er erzeugt neutronenreiche Nuklide, da er schnell

gegenüber dem konkurrierenden β − −Zerfall abläuft.

Neutronen kommen aus der Neutralisierung von p:

N n

25 −3

≤ 3⋅

10 cm

p + e = n + νννν


e


Neutroneneinfang

Cowley - Cosmochemistry S.215


Neutroneneinfang

Cowley - Cosmochemistry S.223


Neutroneneinfang

Der r-Prozess folgt keinem wohldefinierten Pfad.

Neutronen werden angelagert, bis ein Gleichgewicht

zwischen der (n,γ) und der (γ,n)−Reaktion vorliegt.

Unter der Annahme, dieser GG-Punkt sei wohl

definiert, gilt:

dN

dt

λλλλ λλλλ − λλλλ λλλλ

Z = Z − −1 N Z − −1

Z N Z

Probleme:

• GG-Punkt ist verschmiert.

• Was passiert, wenn alle Neutronen aufgebraucht

sind?

λλλλ

β-Zerfallsrate


Neutroneneinfang

p-Prozess

Anlagerung von Protonen erzeugt die protonenreichen

Nuklide.

Dies ist ein sekundärer Prozess, der auf Nukliden

aufbaut, die bereits durch s- oder r-Prozess erzeugt

wurden.

Aufgrund der zu überwindenden Coulombbarriere

sind die Raten etwa um eine Größenordnung

niedriger. Die Herkunft der freien Protonen ist

noch ungeklärt.


Neutroneneinfang

Cowley - Cosmochemistry S.225

Produktion der Elemente schwerer als Fe

Alle drei Prozesse

haben Maxima bei

Kernen mit „vollen“

Kernschalen.

Offene Frage:

Wieso erzeugen sund

r-Prozess die

gleichen Häufigkeiten,

obwohl sie unabhängig

voneinander

ablaufen?

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