Geochemie Entstehung und Häufigkeit der Nuklide/ Elemente

Transkript

1 Geochemie 1 1. Entstehung und Häufigkeit der Nuklide/ Elemente

2 Atome (Elementare Bausteine der Materie) Masse eines Atoms ist im Kern konzentriert (Neutonen + Protonen) Elektronenhülle dominiert das Eigenvolumen eines Atoms Atome mit gleicher Protonenzahl gehören zum gleichen chemischen Element

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4 Atomare Absorptionsspektren von Sternen erlauben eine Bestimmung der relativen Elementhäufigkeiten

5 Primitive Elementzusammensetzung des Sonnensystems Bestimmung erfolgt über Messung des Absorptionsspektrums der Sonnenphotosphäre

6 Elementhäufigkeiten im Sonnensystem H und He häufigste Elemente Häufigkeit der ersten 50 Elemente nimmt exponentiell ab Häufigkeit der Elemente mit Z > 50 ist sehr gering und schwankt nicht sehr stark Elemente mit geradem A sind häufiger als ihre Nachbarn mit ungeradem A Häufigkeiten von Li, Be, B sehr niedrig

7 Nomenklatur (Benennungsdefinition) Nuklid Atomspezies aus Protonen, Neutronen u. Elektronen Nukleonen Kernspezies (Protonen und Neutronen) Chemisches Element Nuklide mit gleicher Protonenzahl Ordnungszahl Z Protonenzahl im Atom Massenzahl A Summe der Nukleonen Isotope Elemente mit unterschiedlicher Massezahl A Isobare Nuklide mit gleicher Massezahl A aber unterschiedlicher Ordnungszahl Z

8 Isotope Schreibweise für Isotope: X = Elementsymbol Beispiele: 1 H Wasserstoff 2 H Deuterium (schwerer Wasserstoff) 3 H Tritium (überschwerer Wasserstoff radioaktiv) 35 Cl Chlorisotop der Massenzahl 35; 37 Cl Chlorisotop der Massezahl C Kohlenstoffisotop der Massezahl C Kohlenstoff der Massenzahl 14 (radioaktiv) Die Ordnungszahl Z kann weggelassen werden, da sie durch das Elementsymbol festgelegt ist. rel. Atommasse:

9 Nuklidkarte Kernladungszahl Z Neutronenzahl N Schwarz: stabil Blau: β - -Zerfall Rosa: β + -Zerfall Elektroneneinfang Gelb: α Zerfall Abgabe eines α-teilchens: 4 He 2+ zusätzlich nur für schwere Kerne: Kernspaltung (Beispiel 238 U, 235 U, 232 Th)

10 Nuklidkarte Kernladungszahl Z Neutronenzahl N

11 Primitive Elementzusammensetzung des Sonnensystems Bestimmung erfolgt über Messung des Absorptionsspektrums der Sonnenphotosphäre

12 Expansion des Universums Hubble - Gesetz :!! v = Hd H a = & a Entfernungsmessung: Cepheiden-Sterne 1912 Hubble 1929: Expansion des Universums a(t)

13 Mikrowellen-Hintergrund-Strahlung Falschfarben Photographie Penzias, Wilson: 1965 Isotropie: in allen Richtungen gleich Temperatur: 2.7 Kelvin (-270 C) Urknall-Modell des Universums (Big Bang) Entstand Jahre nach Urknall Entstehungsprozess genau verstanden

14 Big Bang Presse Universum zusammen und schraube Temperatur hoch, Mikrowellen werden kurzwelliger und damit energiereicher T=2.7 K Zeit

15 3 K à Ungestörte Atome Bindungsenergie der H-Atome: 13 ev Mittlere Energie der Mikrowellen: 10-4 ev H- und He- Atome und Photonen

16 3000 K à Aufbrechen der Atome Freie Atomkerne und Elektronen und Photonen H- und He- Atome und Photonen

17 10 10 K à Aufbrechen der Atomkerne Freie Nukleonen (Protonen und Neutronen) und Elektronen und Photonen Freie Atomkerne und Elektronen und Photonen

18 10 12 K à Aufbrechen der Nukleonen Freie Quarks Gluonen Photonen Elektronen Nukleon: 3 Quarks Gluonen Nukleonen Photonen Elektronen

19 Strahlung ßà Materie Strahlung erzeugt Teilchen- Antiteilchen-Paare Teilchen- Antiteilchen-Paare vernichten sich zu Strahlung

20 Big Bang: Entwicklung des Universums

21 >10 12 K: Strahlung à Materie Symmetrie wird in geringem Masse verletzt à Mehr Quarks als Antiquarks (Mehr Materie als Antimaterie) Strahlung (Energie) erzeugt Teilchen- Antiteilchen-Paare

22 10-4 sec, K: Quarks, Gluonen à Nukleonen Freie Quarks Gluonen Photonen Elektronen Nukleonen Photonen Elektronen

23 1 sec, K: Nukleonen à Atomkerne Freie Nukleonen (Protonen und Neutronen) und Elektronen und Photonen Universum undurchsichtig Freie Atomkerne und Elektronen und Photonen

24 Jahre, 3000 K: Elektr. + Kerne à Atome Freie Atomkerne und Elektronen und Photonen Universum wird durchsichtig H- und He- Atome und Photonen

25 Jahre à heute 3000 K à 2.7 K Photonen bleiben frei, werden nicht an Atomen absorbiert, kühlen sich ab, werden Mikrowellen-Hintergrund Materie ballt sich zu Sternen, Gas, Galaxien, etc. H- und He- Atome und Photonen Universum ist durchsichtig

26 Beschreibung Nukleosynthese Quarks haben sich zu Protonen und Neutronen vereinigt Protonen und Neutronen bilden Atomkerne 1 à 180 sec nach Urknall, Kelvin Universum expandiert, Temperaturen sinken Neutronen etwas größere Masse als Protonen Neutronen zerfallen in Protonen Viele freie Neutronen zerfallen Bildung von leichten stabilen Kernen Neutronen zerfallen nicht, wenn in stabilen Kernen

27 Primordiale Nukleosynthese Etwa 3 min nach Big Bang (T~10 10 K) Bildung von Deuterium ( 2 H), Tritium ( 3 H) Helium: 3 He, 4 He Lithium: 7 Li aufgrund Instabilität von 7 Be und 3 H entstehen keine schwereren Elemente Massenanteil am Ende der PN: 1 H: 76% 4 He: 23%

28 Elementhäufigkeit Wasserstoff 75% Deuterium 3 Helium 7 Lithium Helium 25%

29 Geschichte des Universums Nukleosynthese Entstehung Mikrowellen Hintergrundstrahlung

30 Stabile Isotope (leichte Kerne) Protonennzahl Al Mg Na Ne F O N C B Be Li He H 0 Neutronenmangel A=5 1 2 A=8 3 4 N=Z 5 6 Neutronenüberschuß Neutronenzahl Elemente mit A>8 werden in Sternen erzeugt

31 Nukleosynthese Drei Beiträge zur Elementproduktion : Primordiale Nukleosynthese (Big Bang) Interstellare Nukleosynthese Stellare Nukleosynthese

32 Primordiale Nukleosynthese (Big Bang)

33 Stellare Nukleosynthese wichtigster Weg alle schwereren Elemente herzustellen Kernbrennen (Fusion) in Sternen explosive Nukleosynthese in Supernovae Rückgabe der Elemente ans Interstellare Medium Sternwinde Planetarische Nebel (PN) Supernovae (SN)

34 Thermonukleares Brennen: Entstehung leichter Elemente Hoher Druck + Hohe Temperatur => Kernfusion Fusion erzeugt Energie und Strahlungsdruck

35 Kernfusion

36 Klassifikation der Sterne Helligkeit (Masse) wirkt sich auf die Lebenszeit eines Sternes aus, da der H-Vorrat schneller aufgebraucht wird Hertzsprung-Russell Diagramm

37 Kernfusion CNO Zyklus

38 Kernfusion Temperatur Druck

39 schwere Elemente aus Zwiebelschalenstruktur massereicher Sterne

40 Bindungsenergie pro Nukleon für die chem. Elemente

41 Supernova-Überrest Krebs-Nebel Messier 1

42 Nukleosynthese - Neutroneneinfang Aufbau abhängig vom Neutronenfluß Einfangrate für Neutronen < β-zerfall s-prozess (slow) (in roten Riesen) Einfangrate für Neutronen > β-zerfall r-prozess (rapid) (in Supernovaes)

43 Nukleosynthese - Neutroneneinfang

44 Interstellare Nukleosynthese Falls 12 C durch stellare Nukleosynthese schon vorhanden ist, können durch Beschuß mit hochenergetischen Protonen (kosm. Strahlung) weitere Elemente hergestellt werden wie 10 B, 9 Be, 6 Li: Spallation

45 relative Häufigkeit (log) der chem. Elemente (nach Rolfs and Rodney)

46 Elementhäufigkeiten H und He häufigste Elemente Häufigkeit der ersten 50 Elemente nimmt exponentiell ab Häufigkeit der Elemente mit Z > 50 ist sehr gering und schwankt nicht sehr stark Elemente mit geradem A sind häufiger als ihre Nachbarn mit ungeradem A Häufigkeiten von Li, Be, B sehr niedrig