EINFÜHRUNG IN DIE ISOTOPENGEOCHEMIE

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Einführung
Man wird annehmen dürfen, daß
die molekulare Wolke, aus welcher
das Sonnensystem entstanden ist,
den Sternenstaub von mehr als
einer Supernova-Explosion enthalten
hat. Der Hinweis auf die Existenz
von radioaktiven Nukliden
mit kurzen Halbwertszeiten (siehe
Kapitel 16.2, Seite 182 und Kapitel
16.3, Seite 186) im frühen Sonnensystem
erfordert jedoch, daß der
letzte Supernova-Ausbruch, der
Material in der präsolaren Wolke
deponiert hat, allenfalls einige
10 7 a vor der Bildung der Meteorite
erfolgt sein kann. Das Sonnensystem
ist eventuell nicht an der
Stelle unserer Galaxis geboren
worden, an der es sich heute befindet,
sondern gut 6000 Lichtjahre
näher am Zentrum [14] . Die größere
Materiedichte dort könnte einen
größeren Anteil an schweren Sternen
mit entsprechend geringer
Lebensdauer, eine höhere Dichte
an Sternen je Volumeneinheit und
eine größere Häufigkeit an Super-
log Häufigkeit relativ zur solaren Häufigkeit
1
0
-1
-2
C
-3 10 20 30 40 50 60
nova erzeugt haben als im Bereich des Spiralarms, an dem sich die Sonne heute befindet.
Chondritische Meteorite enthalten in ihrer feinkörnigen Grundmasse geringe Mengen
(einige 100 ppm) an nicht säurelöslichen Rückständen von nm- bis µm-großen Mineralen
wie SiC, C (Mikrodiamanten und Graphit), Al 2 O 3 , Si 3 N 4 und MgAl 2 O 4 (Spinell) mit variablen
und z.T. exotischen Isotopenzusammensetzungen. Nachdem der Ursprung dieses
Materials lange zeit enigmatisch war, glaubt man inzwischen, daß sie präsolare Körner darstellen.
Auf Grund der Isotopenzusammensetzungen könnten sie sich in Roten Riesen
gebildet haben und mit dem starken Sternenwind dieser Giganten in den interstellaren
Raum verdriftet worden sein. Andere Isotopenzusammensetzungen deuten auf eine Entstehung
in Supernovae hin. Leicht lesbare Zusammenfassungen dazu bieten [12] und [13].
SN II
SN Ia
* Supernovae vom Typ I unterscheiden sich von denen des Typs II durch das Fehlen von Wasserstofflinien
in ihren Spektren. Supernovae vom Typ Ia entstehen vermutlich, wenn in einem engen Doppelsternsystem
aus einem Weißen Zwerg (M � ³ 1) und einem massereichen großen Begleiter
Material auf den Weißen Zwerg überströmt oder wenn zwei Weiße Zwerge ineinanderstürzen [15] .
Wenn dabei die Chandrasekhar-Masse von ca. 1.4 M � überschritten wird, kommt es zur explosionsartigen
Elementsynthese im Weißen Zwerg bis hin zu 56 Ni, das über 56 Co (Halbwertszeit ca. 77 Tage)
in 56 Fe zerfällt; die bei diesem Zerfall freigesetzte g-Strahlung macht Supernovae vom Typ Ia zu den
hellsten aller Supernovae. Im Unterschied dazu entstehen Novae durch denselben Mechanismus,
wenn die Masse des Weißen Zwerges geringer ist und bleibt. Supernovae der Typen Ia und II sind
ungefähr gleich häufig und ereignen sich in unserer Galaxis im Schnitt zusammengenommen zweibis
dreimal pro Jahrhundert.
O
Ne
Mg Al
Si
P
S
Ca
Massenzahl
ABBILDUNG 15 Vergleich der normierten (auf solare Häufigkeit
und auf 56 Fe) Elementhäufigkeiten zwischen
Supernovae vom Typ Ia und (für 25 M � ) vom Typ II. Insbesondere
bei den leichten Elementen (gelber Bereich)
entsprechen die Häufigkeiten der Supernovae II der solaren
Häufigkeit besser. Daraus hat man geschlossen, daß
Supernovae dieses Typs den Hauptteil der Masse liefern,
die in molekularen Wolken das Rohmaterial für neue Sternengenerationen
darstellen. Umgezeichnet nach [5].
Sc
Ti
V
Cr
Mn
Fe