NUKLEOSYNTHESE Die Entstehung der Elemente im Universum Florian Folger Betreuer: Prof. Dr. Ulrich...
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NUKLEOSYNTHESEDie Entstehung der Elemente im Universum
Florian Folger
Betreuer: Prof. Dr. Ulrich Heber
Astrophysikalisches Seminar WS 2006/07
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Woher kommen diese Elemente?
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Woher kommen diese Elemente?
NUKLEOSYNTHESE
1. Im frühen Universum2. In Sternen3. Im interstellaren Medium4. Durch Neutroneneinfang
5. Anwendung: Das Alter des Universums
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1. Nukleosynthese im frühen Universum
Elementbildungbeginnt nach ca. 200smit Deuterium undHelium
Bis dahin stehenalle existierenden Teilchen miteinanderim thermischenGleichgewicht.(Neutronen, Protonen,Elektronen, Positronen,Photonen & Neutrinos)
kTmc
n
n
p
n2
exp
http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBNS_vs_t.gif
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1. Nukleosynthese im frühen Universum
Beim Einsetzen der Elementbildung beträgt dasNeutron/Proton Verhältnis etwa 0.14.
Fast alle freien Neutronen werden für 4He-Synthese verbraucht
np
n
nn
n
HnHen
2)(
4
bzw. np
n
nn
n
XY
2
Mit Y + X = 1 (Massenanteile) erhalten wir fürY = 0,25 was durch Untersuchungen an sehr altenplanetarischen Nebeln bestätigt wurde.
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1. Nukleosynthese im frühen Universumh
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po
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1. Nukleosynthese im frühen Universum
Elemente jenseits von A = 8 können hier nichterzeugt werden.
Bei A = 5 (8) existiert keinstabiles Nuklid
SchwerereElemente werdenIn Sternen beihöheren Dichtengebildet.
http://www.physics.ohio-state.edu/~phillips/bang/network.gif
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1. Nukleosynthese im frühen Universum
http
://ww
w.astro
.ucla.ed
u/~
wrig
ht/B
BN
S_vs_t.g
if
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Woher kommen diese Elemente?
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2. Nukleosynthese in SternenD
er M
ater
iekr
eisl
auf
http
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hysik.tu
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son
ja/Materiekreislau
f/matkr.g
if
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2. Nukleosynthese in Sternen
Wasserstoffbrennen (pp-Kette)
Zündet ab einer Temperatur von Brenndauer:
KT 6105at 13710
Erzeugt wieder 4He.Die zwischendurch erzeugten Isotope von Be,Li und B werden in der Kette wieder vernichtet.
Unsöld / Baschek – Der neue Kosmos (7.Auflage) S.284
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2. Nukleosynthese in Sternen
CNO-Zyklus
KT 7102
Fusioniert effizienter4H zu 4He
Voraussetzungen:Vorhandensein vonC, N, O alsKatalysatoren und
Die ReaktionNach genügend langer Zeit wird 14N auf Kostenvon C und O angereichert.
OpN 1514 ),( ist die langsamste.
http://home.case.edu/~sjr16/media/cno_cycle.jpg
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2. Nukleosynthese in Sternen
Heliumbrennen
KT 8102 at 610
CCBeHe 121284 *),(),(Triple--Prozess
-Einfänge ....),(),( 201612 NeOC
Aber:Die Sauerstoff-Reaktion ist sehr langsam, sodass weitere Einfänge kaum noch auftreten!
Das Heliumbrennen erzeugt im Wesentlichen12C, 16O, 20Ne und 24Mg
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2. Nukleosynthese in Sternen
Kohlenstoffbrennen
KT 8106 at 300
NeMgCC 20241212 *
Durch -Einfänge auf 20Ne wird 24Mg und 28Si gebildet. Durch Nebenprozesse entsteht auch 16O.
20Ne
Neonbrennen
KT 9105,1 at 1
SiMgNe 282420 ),(),(
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2. Nukleosynthese in Sternen
Sauerstoffbrennen
KT 9102 at 4,0
Si
pP
SOO
28
31
32161632S, 31P, 28Si,40Ar (-Einfang)
Siliziumbrennen
KT 9105,3 dt 1
eeFeNi
NiSiSi
225656
562828
56Fe
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Woher kommen diese Elemente?
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2. Nukleosynthese in Sternen
Photodesintegration
Ab einer Temperatur von etwahaben Photonen genügend Energie um Kerne zuzerlegen (-Teilchen abzusprengen)
KT 9102
ClP 3531
Die Reaktionen bilden eine lange Kette vonaufeinanderfolgenden Prozessen, die gegenseitigim Gleichgewicht stehen.
PCl 3135
...43393531 ScKClP
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2. Nukleosynthese in Sternen
Die Elemente bis zum Eisen
Zusätzlich zum -Einfang und Photodesintegrationgibt es unzählige Reaktionen und Gleichgewichts-reaktionen, die nun gleichzeitig ablaufen.
Zusammen mit dem s-Prozess erzeugen diesealle Elemente von Kohlenstoff bis zur Eisengruppe.
Die Reaktionen enden beim Eisen, so dass dieses häufiger auftritt als seine leichteren Nachbarn.
Das meiste Eisen wird jedoch in Typ I Supernovaeerzeugt.
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Woher kommen diese Elemente?
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3. Synthese im interstellaren Medium
Lithium, Berylliumund Bor treten ingalaktischer Strahlungum das bis zu 106-fache häufiger aufals in Sternen!
In Sternen und währenddes Urknalls könnendiese Elemente wegendes „Flaschenhalses“nicht gebildet werden.
Co
wle
y -
Co
smo
chem
istr
y S
. 204
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3. Synthese im interstellaren Medium
Spallation:Zertrümmerung schwerer Kerne durch hoch-energetische 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 Reaktionenkönnen in Beschleunigern bis etwa 103 GeVbestimmt werden und liegen im Bereich dergeometrischen Kernausdehnungen.
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3. Synthese im interstellaren Medium
Kann mit Hilfe der Spallation überhaupt ein so(relativ) häufiges Vorkommen erklärt werden?
Annahmen:227
3
1020
/1
. cm
cm
SPALL
PROTON
Schwellenenergie für Spallation:
cv
MeVE
rel 2,0
20
Kollisionsfrequenz: avf relSPALLPROTON910/78,3.
Aus Häufigkeitsverteilung: 1,0/ CNOLiBeB nn
Zeit bis zu dieser Anreicherung: aft 7106,2/1,0
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Woher kommen diese Elemente?
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4. Neutroneneinfang
s-Prozess in AGB-Sternen (slow-process)
Neutronen können als ungeladene Teilchen dieCoulomb-Barriere der Kerne leicht überwindenund sich anlagern.
s-Prozess verläuft langsam gegenüber demkonkurrierenden Zerfall, d.h. vereinfacht:Wann immer ein Zerfall auftreten kann,so tut er dies auch.
Dieser Prozess folgt einem wohldefinierten Pfad.
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4. Neutroneneinfang
Cowley - Cosmochemistry S.215
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4. Neutroneneinfang
s-Prozess findet statt, sobald Neutronenvorhanden sind. Dabei gilt jedoch 31110 cmNn
Vereinfacht: Jedes Nuklid hat einen eindeutigenNachfolger.
vNNvNNdt
dNiiiniiin
i 111
vRelativ-geschwindigkeitNeutron/Nuklid
Wirkungs-querschnitt
EA
S P
ub
licat
ion
Ser
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7 (2
003)
S. 1
80
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4. Neutroneneinfang
Woher kommen die Neutronen?
OnCeNpC e16131312 ,,, •
benötigt 12C aus He-Kern und Protonen aus H-Brennschale.
• benötigt C,N,O aus He-Brennschale und 14N aus CNO-Zyklus in H-Brennschale. Erzeugt währende He-Flash kurzzeitig Neutronen.
MgnNeOeFN e2522181814 ,,,,
Durchmischung der einzelnen Schichtenist für Neutronenproduktion notwendig!
![Page 28: NUKLEOSYNTHESE Die Entstehung der Elemente im Universum Florian Folger Betreuer: Prof. Dr. Ulrich Heber Astrophysikalisches Seminar WS 2006/07.](https://reader035.fdocument.pub/reader035/viewer/2022062417/55204d6649795902118bc1bc/html5/thumbnails/28.jpg)
4. Neutroneneinfang
r-Prozess in Typ II Supernovae (rapid-process)
Elemente jenseits des -stabilen 83Bi können durchden s-Prozess nicht erzeugt werden.
r-Prozess benötigt noch höhere Neutronendichten,wie sie in Supernovae auftreten.
Er erzeugt neutronenreiche Nuklide, da er schnellgegenüber dem konkurrierenden Zerfall abläuft.
Neutronen kommen aus der Neutralisierung von p:
325103 cmN n
enep
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4. Neutroneneinfang
Cowley - Cosmochemistry S.215
![Page 30: NUKLEOSYNTHESE Die Entstehung der Elemente im Universum Florian Folger Betreuer: Prof. Dr. Ulrich Heber Astrophysikalisches Seminar WS 2006/07.](https://reader035.fdocument.pub/reader035/viewer/2022062417/55204d6649795902118bc1bc/html5/thumbnails/30.jpg)
4. Neutroneneinfang
Cowley - Cosmochemistry S.223
![Page 31: NUKLEOSYNTHESE Die Entstehung der Elemente im Universum Florian Folger Betreuer: Prof. Dr. Ulrich Heber Astrophysikalisches Seminar WS 2006/07.](https://reader035.fdocument.pub/reader035/viewer/2022062417/55204d6649795902118bc1bc/html5/thumbnails/31.jpg)
4. Neutroneneinfang
Der r-Prozess folgt keinem wohldefinierten Pfad.
Neutronen werden angelagert, bis ein Gleichgewichtzwischen der n und der nReaktion vorliegt.
Unter der Annahme, dieser GG-Punkt sei wohldefiniert, gilt:
Probleme:• GG-Punkt ist verschmiert.• Was passiert, wenn alle Neutronen aufgebraucht sind?
ZZZZZ NN
dtdN 11 -Zerfalls-
rate
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4. Neutroneneinfang
p-Prozess
Anlagerung von Protonen erzeugt die protonen-reichen Nuklide.
Dies ist ein sekundärer Prozess, der auf Nuklidenaufbaut, die bereits durch s- oder r-Prozess erzeugtwurden.
Aufgrund der zu überwindenden Coulombbarrieresind die Raten etwa um eine Größenordnungniedriger. Die Herkunft der freien Protonen istnoch ungeklärt.
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4. Neutroneneinfang
Produktion der Elemente schwerer als Fe
Alle drei Prozessehaben Maxima beiKernen mit „vollen“Kernschalen.
Offene Frage:
Wieso erzeugen s-und r-Prozess diegleichen Häufigkeiten,obwohl sie unab-hängig voneinanderablaufen?
Co
wle
y -
Co
smo
chem
istr
y S
.225
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Zusammenfassung
![Page 35: NUKLEOSYNTHESE Die Entstehung der Elemente im Universum Florian Folger Betreuer: Prof. Dr. Ulrich Heber Astrophysikalisches Seminar WS 2006/07.](https://reader035.fdocument.pub/reader035/viewer/2022062417/55204d6649795902118bc1bc/html5/thumbnails/35.jpg)
5. Das Alter des Universums
Altersbestimmung anhand von 238U analog zur14C-Methode.
238U ist das seltenste Element und kann nur insehr alten metallarmen Sternen gemessen werden.
238U wird im gleichen Prozess erzeugt (r-Prozess),wie seine stabilen Nachbarn. (Hier Os) Diese alten Sterne haben die gleichen Metallverteilungen wieunsere Sonne jedoch nur mit 12% der solarenHäufigkeit.238U ist allerdings nur zu 6% vorhanden.
aTH91047,4
Alter aus dem Verhältnis 238U / Os
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5. Das Alter des Universumsw
ww
.eso.o
rg/o
utreach
/press-rel/p
r-2001/pr-02-01.h
tml
![Page 37: NUKLEOSYNTHESE Die Entstehung der Elemente im Universum Florian Folger Betreuer: Prof. Dr. Ulrich Heber Astrophysikalisches Seminar WS 2006/07.](https://reader035.fdocument.pub/reader035/viewer/2022062417/55204d6649795902118bc1bc/html5/thumbnails/37.jpg)
5. Das Alter des Universums
Synthetische Spektren fürfest angenommene Häufigkeiten der stabilenElemente und 4 variablenHäufigkeiten von 238U.
Die rote Kurve reproduziertdie Messdaten „am Besten“.
Diese gehört zu einer 238U-Häufigkeit von 6% der derSonne.
ww
w.e
so.o
rg/o
utr
each
/pre
ss-r
el/p
r-20
01/p
r-02
-01.
htm
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![Page 38: NUKLEOSYNTHESE Die Entstehung der Elemente im Universum Florian Folger Betreuer: Prof. Dr. Ulrich Heber Astrophysikalisches Seminar WS 2006/07.](https://reader035.fdocument.pub/reader035/viewer/2022062417/55204d6649795902118bc1bc/html5/thumbnails/38.jpg)
5. Das Alter des Universums
Das Verhältnis bei der Bildungeines Sterns folgt aus Modellrechnungen, diebeachten, dass sich das Verhältnis der stabilenr-Prozess-Elemente mit der Zeit nicht ändert. Mit Hilfe des radioaktiven Zerfallsgesetzeskann das Alter des Sterns bestimmt werden.
t
Tt
H
2lnexp0 atStern
910)5,15,12(
Das Universum ist mindestens12,5·109 Jahre alt.
02380 /OsU
![Page 39: NUKLEOSYNTHESE Die Entstehung der Elemente im Universum Florian Folger Betreuer: Prof. Dr. Ulrich Heber Astrophysikalisches Seminar WS 2006/07.](https://reader035.fdocument.pub/reader035/viewer/2022062417/55204d6649795902118bc1bc/html5/thumbnails/39.jpg)
Literatur
Unsöld / Baschek – Der neue Kosmos (7.Auflage) Springer-Verlag 2005
Cowley – Cosmochemistry (Chapter 10: Energy Generation in stars and Nucleosynthesis) ???
Knödleder – Supernova Nucleosynthesis EAS Publication Series, 7 (2003) 177 – 215
Herwig – Evolution of Asymptotic Giant Branch Stars Annu. Rev. Astron. Astrophys. 2005. 43:435 – 79
How old is the universe? ESO Press Release 02/01 www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/pr-02-01.html
Cayrel / Hill et al. - Measurement of stellar age from uranium decay Nature Vol. 409 S. 691 - 692