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

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Sternentwicklung

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Entstehung der leichten Elemente

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Entstehung der schweren Elemente

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e- und x-Prozess

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Elementhäufigkeiten

Einleitung und Überblick ●

Big-Bang

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4. Schritt Fe U

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1. Schritt H  He

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s-Prozess

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Sternentwicklung

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r-Prozess

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2. Schritt He  C

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p-Prozess

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3. Schritt C Fe

Big Bang ●

ca.14 Mrd. Jahre

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Anfang von Raum und Zeit

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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 ●

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1ms später... Dichte der Materie zu gering für 4Körper-Reaktion (2p + 2n + 4He)

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deshalb p + n  De bei T< 30 Mio K

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De  He

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Ende der Fusionsprozesse

Nuklidkarte

2. Schritt He C ●

Sternenentwicklung (Dichte höher als nach BB)

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Im Zentrum des Roten Riesen:

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4

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Resonanzbedingung

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8

He + 4He 8 Be

Be + 4He 

12

C

3. Schritt C  Fe ●

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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 ●

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Supernovae eröffnet neue Kette von Prozessen Viele Neutronen entstehen (beim Si-, OBrennen)

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2 Einfangprozesse: s- Prozess, r- Prozess

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p-Prozess

Sternentwicklung Das HertzsprungRussell-Diagramm

Sternentwicklung ● ● ●

Entstehung bis HR: ca 106 a HR-Zeit: zwischen 106 und 109 a sehr unterschiedliche Nach-HREntwicklung

Entwicklung leichter Sterne ●

M < 0,25 M8: konvektiv, H wird fast vollständig zu He verbrannt, Entwicklung zu Weißen Zwergen

Entwicklung von Sternen mittlerer Massen ●

M ≈ M8: H-Schalen-Brennen und Entwicklung zu Roten Riesen, danach HeBrennen (He-Flash bei M < 1.5M8) und He-Schalen-Brennen, Entwicklung auf AGB und weiter zu Weißen Zwergen; Entstehung von Planetarischen Nebeln

Entwicklung von Sternen mittlerer Massen

Sterne auf dem AGB ●

Sterne unter 1.5 M8: explosionsartige Zündung des HeBrennens im Kern (He-Flash), Sprung im HRD

Sterne auf dem AGB ●

wenn He im Kern zu C verbrannt ist, folgt HeSchalenbrennen

Sterne auf dem AGB ●

Ausdehnung des Sterns, dadurch Abkühlung und Abschwächung von H- und HeBrennen

Sterne auf dem AGB ●

Kontraktion führt zu höherer Temperatur und Fusionsrate

Sterne auf dem AGB ●

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Zeitabstand dieser „thermischen Pulse“: 104 bis 105 Jahre Fortsetzung bis kein H- bzw. He-Brennen mehr möglich, dann Entwicklung zum Weißen Zwerg

Entwicklung von Sternen mittlerer Massen

Eskimo - Nebel

Hourglass - Nebel

Entwicklung schwerer Sterne ●

M > 8 M8: 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

Entwicklung schwerer Sterne ●

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Ende des Sterns auf sehr kurzen Zeitskalen: O-Brennen ca. 200d, SiBrennen 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

Entwicklung schwerer Sterne ●

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etwa 1% der freiwerdenden Energie in Strahlung 99% in Neutrinos, die bei Kompression des Kerns entstehen nach p + en+n Überrest ist Neutronenstern oder bei sehr massereichen Sternen ein Schwarzes Loch

Entwicklung schwerer Sterne

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

Entstehung der leichten Elemente Massefenster für Hauptreihensterne: 0.08 Mo < M < 50 Mo

Entstehung der leichten Elemente 0.08 Mo < M < 0.25 Mo

dT/dr sehr groß => Konvektion

Sehr kleiner Kern erreicht Zündtemperatur für pp-Reaktion (H-Brennen) Zündbereich

Entstehung der leichten Elemente pp-Kette (H-Brennen) p +1 p 

2

D + 1p 

3

1 2

He + 3He 

3

Netto:

1

D + e+ + νe

He + γ 4

He + 1p + 1p

p + 1p + 1p + 1p  4He

Entstehung der leichten Elemente

Entstehung der leichten Elemente 0.25 Mo < M < 1.5 Mo

In der Hülle: dT/dr groß => Konvektion

Großer Kernbereich erreicht Zündtemperatur für pp-Reaktion (H-Brennen)

• Kaum Vermischung • Kern: He, Hülle: H

Zündbereich: dT/dr klein

Entstehung der leichten Elemente 0.25 Mo < M < 1.5 Mo

He-Kern

Nach Ende des Kernbrennens: • Abnahme von Temp. und Druck • Kern kontrahiert • Temperaturerhöhung zündet pp-Reaktion in Schale • Expansion  roter Riese

H-Brennen

Entstehung der leichten Elemente 0.25 Mo < M < 1.5 Mo

0.25 Mo < M < 0.5 Mo Keine weiteren Brennprozesse

0.5 Mo < M < 1.5 Mo Kern erreicht Zündtemperatur für 3α-Prozess (He-Flash)

Entstehung der leichten Elemente 3α-Prozess (He-Brennen) Be + γ

4

He + 4He 

8

8

Be + 4He 

12

Netto:

4

C+γ

He + 4He + 4He  12C

Entstehung der leichten Elemente 0.25 Mo < M < 1.5 Mo

0.25 Mo < M < 0.5 Mo Keine weiteren Brennprozesse

0.5 Mo < M < 1.5 Mo Kern erreicht Zündtemperatur für 3α-Prozess (He-Flash) Danach keine weiteren Brenn-Prozesse

Entstehung der leichten Elemente 1.5 Mo < M < 50 Mo

CNO-Zyklus

• Zentraltemperatur TZ > 20*106 K • pp-Reaktion • CNO-Zyklus

pp-Reaktion

Entstehung der leichten Elemente CNO-Zyklus 12 15

C + 1p  13N + γ

N + 1p  12C + 4He

13

N  13C + e+ + νe

O  15N + e+ + νe

13

C + 1p  14N + γ

15

14

Netto:

1

N + 1p  15O + γ

p + 1p + 1p + 1p  4He

Entstehung der leichten Elemente CNO-Zyklus bewirkt

He-Brennen

• He-Anreicherung im Kern • Übergang zum He-Brennen • H-Brennen in der Schale

H-Brennen

Entstehung der leichten Elemente Nach He-Brennen

C-Kern

• der entstandene C-Kern kollabiert • Temperaturanstieg zündet He-Brennen in der Schale

He-Brennen H-Brennen

Entstehung der leichten Elemente 1.5 Mo < M < 50 Mo 1.5 Mo < M < 8 Mo Keine weiteren Brennprozesse

8 Mo < M < 50 Mo Kern erreicht Zündtemperatur für weitere Prozesse C-Brennen Ne-Brennen O-Brennen Si-Brennen

Entstehung der leichten Elemente C-Brennen (0.8*109 K < T < 1.2*109 K) 12

C + 12C



20

Ne + 4He

+ 4.6 MeV

23

Na + 1p

+ 2.2 MeV

23

Mg + 1n

- 2.6 MeV

Netto: Ne-Anreicherung

Entstehung der leichten Elemente Ne-Brennen (1.2*109 K < T < 2.0*109 K) 20

Ne + γ  16O + 4He

20

Ne + 4He  24Mg + γ

Netto:

20

Ne + 20Ne  16O + 24Mg

Zerstört Ne, reichert 16O an

Entstehung der leichten Elemente O-Brennen (2.0*109 K < T < 3.0*109 K) 16

O + 16O 

28

Si + 4He

+ 9.6 MeV

31

P + 1p

+ 7.7 MeV

31

S + 1n

+ 1.5 MeV

Netto: Si-Anreicherung

Entstehung der leichten Elemente Si-Brennen (T > 3.0*109 K) 28

Si + 28Si 

56

Ni + γ



56

Co + e+ + νe



56

Fe + e+ + νe

Endet im 56Fe-Peak

Entstehung der leichten Elemente 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

Fe O FHe CaCH

Pb Au Pt Hg Th URb

Entstehung der schweren Elemente

Woher kommen die Elemente, die schwerer sind als Eisen?

Entstehung der schweren Elemente 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.

Entstehung der schweren Elemente ●

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Die neuen Kerne entstehen also aus der Reaktion A A+1 K + n → ZK Z Instabile Isotope werden unter β-Zerfall zu A+1 K, also zu einem neuen Element. Z+1 Beispiel: 56 57 58 59 59 Fe → Fe → Fe → Fe → Co

Entstehung der schweren Elemente

Entwicklung der neuen Kerne hängt davon ab, wie schnell sich die Neutronen anlagern. Unterscheidung zwischen s-Prozess und r-Prozess

Entstehung der schweren Elemente s-Prozess ●

In Supernovae und Roten Riesen

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Einfang von Neutronen nur ca. alle 1000 Jahre

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Wahrscheinlichkeit für β-Zerfall erheblich größer als für den Einfang weiterer Neutronen Reaktionen also prinzipiell gemäß A Z

K + n → A+1ZK → A+1Z+1K + e- + νe

Entstehung der schweren Elemente s-Prozess ●

s-Prozess erreicht Uran nicht

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Grenzprozess:

Entstehung der schweren Elemente r-Prozess ●

In Supernovae

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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 Z Daher können instabile Isotope „übersprungen“ werden Der r-Prozess ermöglicht die Existenz von U, Th...

Entstehung der schweren Elemente p-Prozess ●

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Überwindung des Coulombwalls nur mit genügend großer kinetischer Energie der Protonen möglich! Es werden Temperaturen von über

9

10 K = 1 000 000 000 K benötigt, um diese Energien zu erreichen. ●

Die Protonen im Kern stoßen den Neuankömmling stark ab.

Entstehung der schweren Elemente p-Prozess

Entstehung der schweren Elemente

Die schweren Elemente entstehen i. A. durch Einfang von Neutronen (s- und r-Prozess).

Nukleosynthese Der e-Prozeß

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findet in thermischem Gleichgewicht statt (p,n

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Nukleonen)

Es existieren mehrere stabile Gleichgewichte

Nukleosynthese Der e-Prozeß

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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

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Entstehungstheorien –

Big Bang

–

Spallation

–

Asymptotic Giant Branch Stars

–

Supernovae

Der x-Prozess Big Bang

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Nur 7Li kann entstehen

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Menge “reicht” nicht, um die heutigen Messungen zu verifizieren.

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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. 7

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Durch Elektroneneinfang entsteht nun Li

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Diese Methode würde sehr große Mengen Lithium produzieren

Der x-Prozess Spallation - Kernzertrümmerung

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Li, Be und B können durch Kernzertrümmerung von C, N, O und Fe mit Energien > 100 MeV entstehen.

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Auch diese Menge würde nicht ausreichen, um die Messungen zu untermauern.

Der x-Prozess Supernovae

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Entstehung der Eemente in Ausläufern von Supernovae

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Zwei Theorien –

v – Prozess

–

Low energy spallation von C und O mit α-Teilchen

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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 Sonnenwindes

Messung der kosmischen Strahlung

Messung von Spektrallinien

Welche Elemente sind besonders häufig? •

Kosmische Häufigkeit gleicht in weiten Bereichen der solaren Häufigkeit. Lässt auf eine vorwiegend stellare Produktion der kosmischen Teilchen schließen

Welche Elemente sind besonders häufig? •

ABER: Teilweise starke Abweichungen (z.B. bei Li, Be, B sowie Sc, V, Mn)

Welche Elemente sind besonders häufig? •

•

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

Messungen und ihre Probleme Abnehmende Teilchenzahl mit steigender Energie Längere Messzeiten für höherenergetische Teilchen erforderlich Unterschiedliche Messverfahren

Messungen und ihre Probleme

Ballon • • • •

• •

•

Massenspektrograph Szintillationszähler Cherenkovzähler Flugzeitmesser Gewicht: bis 3t Gasvolumen: bis 106m3 Flughöhe: bis 40km

Messungen und ihre Probleme

Satellit Vorteile: - längere Flugzeit - keine störende Restathmosphäre Nachteile: - kostenintensiv - keine Wartungsmöglichkeiten

Messungen und ihre Probleme

Messungen und ihre Probleme

Bodenmessung Messung der ausgelösten Teilchenschauer Detektionsfläche bis 700m x 700m

Messungen und ihre Probleme 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

Was für Schlüsse lassen sich ziehen?

Es stehen noch viele leichte Elemente zur Verfügung, welche die Energie liefern, um in den kommenden Milliarden Jahren weitere schwere Elemente zu bilden.

Was für Schlüsse lassen sich ziehen?

Schöne Bilder sind uns also auch noch in der Zukunft garantiert.

Was für Schlüsse lassen sich ziehen?