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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 + 4He)
● 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:
● 4He + 4He 8 Be
● Resonanzbedingung
● 8Be + 4He 12C
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
SternentwicklungDas Hertzsprung-Russell-Diagramm
Sternentwicklung● Entstehung bis HR: ca 106 a● HR-Zeit: zwischen 106 und 109 a● sehr unterschiedliche Nach-HR-
Entwicklung
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 ≈ 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
Entwicklung von Sternen mittlerer Massen
Sterne auf dem AGB● Sterne unter 1.5
M8:
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“:
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● 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
Entwicklung schwerer Sterne● etwa 1% der freiwerdenden Energie in
Strahlung● 99% in Neutrinos, die bei Kompression
des Kerns entstehen nachp + e- n + n
● Überrest ist Neutronenstern oder bei sehr massereichen Sternen ein Schwarzes Loch
Entwicklung schwerer Sterne
Crab – NebelÜberrest 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
Sehr kleiner Kern erreicht Zündtemperatur fürpp-Reaktion (H-Brennen)
Zündbereich
dT/dr sehr groß => Konvektion
Entstehung der leichten Elemente
pp-Kette (H-Brennen)
1p +1p 2D + e+ + νe
2D + 1p 3He + γ3He + 3He 4He + 1p + 1p
Netto: 1p + 1p + 1p + 1p 4He
Entstehung der leichten Elemente
Entstehung der leichten Elemente
0.25 Mo < M < 1.5 Mo
Großer Kernbereich erreicht Zündtemperatur fürpp-Reaktion (H-Brennen)
Zündbereich: dT/dr klein
In der Hülle: dT/dr groß => Konvektion
• Kaum Vermischung • Kern: He, Hülle: H
Entstehung der leichten Elemente
0.25 Mo < M < 1.5 Mo
Nach Ende des Kernbrennens: • Abnahme von Temp. und Druck• Kern kontrahiert• Temperaturerhöhung zündet pp-Reaktion in Schale• Expansion roter Riese
He-Kern
H-Brennen
Entstehung der leichten Elemente
0.25 Mo < M < 1.5 Mo
0.5 M o < M < 1.5 M oKern erreicht Zündtemperatur für 3α-Prozess (He-Flash)
0.25 M o < M < 0.5 M oKeine weiteren Brennprozesse
Entstehung der leichten Elemente
3α-Prozess (He-Brennen)
4He + 4He 8Be + γ
8Be + 4He 12C + γ
Netto: 4He + 4He + 4He 12C
Entstehung der leichten Elemente
0.25 Mo < M < 1.5 Mo
0.5 M o < M < 1.5 M oKern erreicht Zündtemperatur für 3α-Prozess (He-Flash)
0.25 M o < M < 0.5 M oKeine weiteren Brennprozesse
Danach keine weiteren Brenn-Prozesse
Entstehung der leichten Elemente
1.5 Mo < M < 50 Mo
• Zentraltemperatur TZ > 20*106 K
• pp-Reaktion• CNO-Zyklus
CNO-Zyklus
pp-Reaktion
Entstehung der leichten Elemente
CNO-Zyklus
12C + 1p 13N + γ
13N 13C + e+ + νe
13C + 1p 14N + γ
14N + 1p 15O + γ
15O 15N + e+ + νe
15N + 1p 12C + 4He
Netto: 1p + 1p + 1p + 1p 4He
Entstehung der leichten Elemente
CNO-Zyklus bewirkt
• He-Anreicherung im Kern• Übergang zum He-Brennen • H-Brennen in der Schale
He-Brennen
H-Brennen
Entstehung der leichten Elemente
Nach He-Brennen
• der entstandene C-Kern kollabiert• Temperaturanstieg zündet He-Brennen in der Schale
C-Kern
He-BrennenH-Brennen
Entstehung der leichten Elemente
1.5 Mo < M < 50 Mo
8 M o < M < 50 M oKern erreicht Zündtemperatur für weitere Prozesse
1.5 M o < M < 8 M oKeine weiteren Brennprozesse
C-BrennenNe-BrennenO-BrennenSi-Brennen
Entstehung der leichten Elemente
C-Brennen (0.8*109 K < T < 1.2*109 K)
12C + 12C 20Ne + 4He + 4.6 MeV23Na + 1p + 2.2 MeV23Mg + 1n - 2.6 MeV
Netto: Ne-Anreicherung
Entstehung der leichten Elemente
Ne-Brennen (1.2*109 K < T < 2.0*109 K)
20Ne + γ 16O + 4He20Ne + 4He 24Mg + γ
Netto: 20Ne + 20Ne 16O + 24Mg
Zerstört Ne, reichert 16O an
Entstehung der leichten Elemente
O-Brennen (2.0*109 K < T < 3.0*109 K)
16O + 16O 28Si + 4He + 9.6 MeV31P + 1p + 7.7 MeV31S + 1n + 1.5 MeV
Netto: Si-Anreicherung
Entstehung der leichten Elemente
Si-Brennen (T > 3.0*109 K)
28Si + 28Si
56Ni + γ 56Co + e+ + νe 56Fe + e+ + νe
Endet im 56Fe-Peak
Entstehung der leichten Elemente
Zwiebelschalen-Struktur nach Erlöschen des Si-Brennens
H-HülleH-BrennenHe-BrennenC-BrennenNe-BrennenO-BrennenFe-Kern
Entstehung der schweren Elemente
AuPt ThUHg RbPb
F OCaCHe H
Fe
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
● Die neuen Kerne entstehen also aus der Reaktion A
ZK + n → A+1
ZK
● Instabile Isotope werden unter β-Zerfall zu A+1
Z+1K, also zu einem neuen Element.
● Beispiel:56Fe → 57Fe → 58Fe → 59Fe → 59Co
Entstehung der schweren Elemente
Entwicklung der neuen Kerne hängt davon ab, wie schnell sich die Neutronen anlagern.
Unterscheidung zwischens-Prozess
undr-Prozess
Entstehung der schweren Elemente 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
AZK + n → A+1
ZK → A+1
Z+1K + e- + ν
e
Entstehung der schweren Elemente s-Prozess● s-Prozess erreicht Uran nicht
● Grenzprozess:
Entstehung der schweren Elemente r-Prozess● In Supernovae● Einfang vieler Neutronen in kurzen Zeiten● Kerne können trotz Instabilität weitere
Neutronen einfangen, also gemäß A
ZK → A+1
ZK → A+2
ZK → ...
● Daher können instabile Isotope „übersprungen“ werden
● Der r-Prozess ermöglicht die Existenz von U, Th...
Entstehung der schweren Elemente p-Prozess● Überwindung des Coulombwalls nur mit
genügend großer kinetischer Energie der Protonen möglich!
● Es werden Temperaturen von über
109 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).
NukleosyntheseDer e-Prozeß
● findet in thermischem Gleichgewicht
statt (p,n Nukleonen)
● Es existieren mehrere stabile
Gleichgewichte
NukleosyntheseDer e-Prozeß
● In Supernovae entstehen unter dem
thermischen Gleichgewicht (NSE) die
Elemente des Eisen-Gruppe
Der x-ProzessWir wissen nicht, was sie tun!
● Herstellungsprozeß für Li, Be und B
unbekannt
● Entstehungstheorien– Big Bang
– Spallation
– Asymptotic Giant Branch Stars
– Supernovae
Der x-ProzessBig Bang
● Nur 7Li kann entstehen
● Menge “reicht” nicht, um die heutigen
Messungen zu verifizieren.
● Andere Entstehungsprozesse müssen
ablaufen
Der x-ProzessAsymptotic Giant Branch Stars
● Entdeckung von Lithium-reichen Roten
Riesen
● 7Be entsteht in der inneren Hülle und
wird nach außen transportiert.
● Durch Elektroneneinfang entsteht nun 7Li
● Diese Methode würde sehr große Mengen
Lithium produzieren
Der x-ProzessSpallation - 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-ProzessSupernovae
● 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
Welche Elemente sind besonders häufig?
Welche Elemente sind besonders häufig?
• ABER:
Teilweise starke Abweichungen(z.B. bei Li, Be, Bsowie 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 wechsel-wirken in der Atmos-phäre bereits in den oberen Luftschichtenund initiierenTeilchenschauer
- Direkte Messung- Indirekte Messung
Messungen und ihre Probleme
AbnehmendeTeilchenzahl mitsteigender Energie
Längere Messzeitenfür höherenergetischeTeilchen erforderlich
UnterschiedlicheMessverfahren
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 Wartungs-
möglichkeiten
Messungen und ihre Probleme
Messungen und ihre Probleme
Bodenmessung
Messung der ausgelösten TeilchenschauerDetektionsfläche bis 700m x 700m
Messungen und ihre Probleme
Messungen und ihre ProblemeAuger Observatorium:
• 1600 Detektorstationen im Abstand von 1,5km für Cerenkovlicht eines Schauerteilchens
• 4 Fluoreszensdetektoren
Was für Schlüsse lassen sich ziehen?Prozess der Nukleosynthesebzw. galaktischen chemischen Evolution ist erst am Anfang
Was für Schlüsse lassen sich ziehen?Es stehen noch viele leichteElemente 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 auchnoch in der Zukunft garantiert.
Was für Schlüsse lassen sich ziehen?