Wir sind alle Sternenstaub

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1 24 forschen Wir sind alle Sternenstaub die Entstehung der Elemente Die Sterne, die als helle Punkte am dunklen Nachthimmel beobachtbar sind, sind riesige Objekte weit entfernt von uns. Ihr Licht entsteht, wenn in ihrem Inneren Atomkerne verschmelzen. Sterne mit etwas mehr als der achtfachen Masse unserer Sonne beenden ihr Leben mit einer Supernova-Explosion. Dabei wird ein Großteil der zuvor entstandenen Elemente ins umgebende All abgegeben und in einem kontinuierlichen Vorgang in immer neue Generationen von Sternen eingebaut. Dieser komplexe Zusammenhang zwischen dem Leben der Sterne und der Entstehung der Elemente macht unsere ganze Welt zu Sternenstaub. We are all star dust the synthesis of elements The stars we observe as bright dots on the dark nightly sky are huge objects far away from us. Their light results from the burning of nuclear fuel in their interior. Stars with masses exceeding roughly eight times the mass of our Sun end their lives in spectacular events: Supernova explosions. In this way, most of the nuclear material built up in the interior of the star is ejected into space and incorporated into new stars in a continuous cosmic cycle. The complex relationship between the life cycles of stars and the origin of the elements results in our whole world being built of star dust. Gabriel Martinez-Pinedo / Kerstin Sonnabend Sterne entstehen, wenn gigantische Teilchenwolken in sich zusammenfallen (kollabieren). Diese Wolken bestehen im Wesentlichen aus Wasserstoff und Helium. Beide Elemente sind größtenteils in den ersten drei Minuten der Existenz des Universums, dem so genannten Urknall oder Big Bang, entstanden. Daneben finden sich auch wenige

2 Wissenschaftsmagazin der TU Darmstadt Frühjahr 2009 Seite 25 Abbildung 1 (kleines Foto links) Der Krebsnebel ist ein Überbleibsel einer Supernova- Explosion. Er hat eine Ausdehnung von 12 Lichtjahren und ist 6500 Lichtjahre von der Erde entfernt. Diese faszinierenden Falschfarbenbilder kombinieren Daten der Satelliten Chandra, Hubble und Spitzer im Röntgenbereich (Blau-Violett), im optischen Bereich (Grün) und im Infraroten (Rot). Der Krebs-Pulsar, ein Neutronenstern der mit 30 Umdrehungen pro Sekunde um seine Achse rotiert, ist der leuchtende Punkt in der Nähe des Bildmittelpunktes. Abbildung 2 Carinanebel Quellen: Carinanebel NASA/CXC/ASU/J. Hester et al. (Röntgen); NASA/ESA/ ASU/J. Hester and A. Loll (Optisch); NASA/ JPL-Caltech/Univ. Minn./R. Gehrz (Infrarot). schwerere Elemente in der Wolke, die in früheren Generationen von Sternen produziert wurden. Während des Kollapses steigen Dichte und Temperatur in der Wolke an, bis die Voraussetzungen gegeben sind, dass vier Wasserstoffkerne zu einem Heliumkern verschmelzen. Dabei wird Energie frei und erzeugt genug Druck, um den Kollaps der Teilchenwolke aufzuhalten. Der junge Stern befindet sich auf dem längsten Abschnitt seines Lebens, dem Wasserstoff-Brennen. Nach einigen Millionen Jahren ist der Wasserstoff im Innersten des Sterns, seinem Kern, aufgebraucht, sodass dieser erneut zu kollabieren beginnt. Dadurch steigt die Temperatur im gesamten Stern an. In der Schicht um den Kern findet nun auch Wasserstoff-Brennen statt, das so genannte

3 Seite 26 forschen Abbildung 3 Die im Text diskutierten Nukleosyntheseprozesse spielen sich in verschiedenen Bereichen der Nuklidkarte (siehe Seite 29) ab. Schalenbrennen. Im Kern selbst sind Druck und Temperatur so groß geworden, dass eine neue Brennphase starten kann: drei Heliumkerne verschmelzen zu einem Kohlenstoffkern im Triple- Alpha-Prozess. Für diese Reaktion wurden am S-DALINAC experimentelle Daten gesammelt, um die Häufigkeit ihres Auftretens besser vorhersagen zu können. An die Kohlenstoffkerne kann sich nun ein weiterer Heliumkern anlagern, sodass Sauerstoff gebildet wird. Sterne mit einer Masse ähnlich der unserer Sonne können keine weiteren Brennphasen durchlaufen. Sie beenden ihr Milliarden Jahre dauerndes Leben als Weißer Zwerg aus Kohlenstoff und Sauerstoff, den Produkten des Helium-Brennens. Sterne mit mehr als der achtfachen Sonnenmasse können weitere Brennphasen starten, die immer nach obigem Prinzip ablaufen: Ist ein Brennstoff im Kern verbraucht, setzt der Kollaps wieder ein. Temperatur und Dichte erhöhen sich und die Asche der vorigen Brennphase startet eine neue. So finden nach und nach Kohlenstoff-, Neon-, Sauerstoff- und schließlich Siliziumbrennen statt. Gleichzeitig verschiebt sich die vorherige Brennphase in die Schicht um den Kern, sodass in verschiedenen Schalen alle vorigen Brennphasen weiterhin stattfinden. Während das Wasserstoff- und Heliumbrennen in den massiven Sternen mehrere Millionen Jahre dauert, werden die nachfolgenden Brennphasen immer kürzer. Die Entwicklung des Sterns beschleunigt sich hin zum Siliziumbrennen, das in Sternen mit fünfzehnfacher Sonnenmasse nur noch etwa zwei Wochen lang andauert. Wie viel Masse ein Stern auch haben mag, das Siliziumbrennen ist Zahl der Protonen (Z) p-prozess Neutronenemission von heißen stabilen Kernen s-prozess langsamer Neutroneneinfang an stabilen Kernen Grenze der nuklearen Stabilität Grenze der nuklearen Stabilität Fusion bis zum Eisen r-prozess schneller Neutroneneinfang an kurzlebigen neutronenreichen Kernen bekannte Kerne Nukleosynthese im Urknall Zahl der Neutronen (N)

4 Zukunft mit Energie. Mainova AG Mit Ideen hat engagierter Nachwuchs beim führenden Energiedienstleister in Rhein-Main beste Perspektiven. Wie Florian Neubauer, der als Praktikant und Diplomand bei uns eingestiegen ist. Als Mainova-Mitarbeiter sorgt er heute für die effiziente Wärmeversorgung der J. W. Goethe-Universität Frankfurt und hat vielfältige Entwicklungsmöglichkeiten. Interessiert an einer Karriere mit Energie? Strom Erdgas Wärme Wasser ServiceLine (kostenfreier Service) ANZEIGE immer die letzte Brennphase, da hierbei Elemente aus der Region um Eisen entstehen. Diese Elemente haben die stabilsten Isotope der gesamten Nuklidkarte, sodass keine Energie frei werden kann, wenn nochmals schwerere Elemente gebildet werden. Ist das Silizium im Kern aufgebraucht, steigen Temperatur und Druck wieder an, bis in der Schale um den Kern ebenfalls Siliziumbrennen möglich ist, sodass der Kern aus Eisen größer und größer wird. Zu diesem Zeitpunkt sieht der Stern wie eine Zwiebel aus: Die schwersten Elemente um Eisen befinden sich im Kern. In den Schalen darum finden sich die nach außen hin immer leichter werdenden Aschen der verschiedenen Schalenbrennphasen. Die äußerste Schicht ist eine ausgedehnte Hülle, die im Wesentlichen aus Wasserstoff besteht. Auch die Masse des Eisenkerns wird so groß, dass dieser wie all seine Vorgänger kollabiert. Weil aber keine neue Brennphase starten kann, wird der Kollaps nicht wie zuvor aufgehalten, sondern führt zu immer größeren und größeren Dichten. Schließlich kommen sich Protonen und Neutronen der einzelnen Atomkerne so nahe, dass die Dichte nicht weiter anwachsen kann der Kollaps wird schlagartig gestoppt. Dieser abrupte Stopp führt zu einem spektakulären Ereignis, das auch in großer Entfernung des Sterns noch deutlich erkennbar ist: In einer Supernova- So werden an FAIR die Bedingungen nachgeahmt, die in einer Supernova-Explosion vorherrschen. Explosion werden die äußeren Schichten des Sterns ins All abgestoßen und damit auch alle Elemente, die bisher produziert wurden. Im Wesentlichen sind dies Kohlenstoff und Sauerstoff, die Bausteine unseres Lebens. Im Zentrum der Explosion entsteht aus dem kollabierenden Eisenkern ein sehr dichtes und anfangs sehr heißes Objekt ein Neutronenstern. Seine Masse entspricht etwa der unserer Sonne, allerdings hat er nur einen Radius von etwa zehn Kilometern. Ein Esslöffel dieser verdichteten Materie würde daher etwa eine Milliarde Tonnen wiegen. Seine enorme Temperatur kann der junge Neutronenstern nur verringern, indem er eine riesige Anzahl von Neutrinos aussendet. Neutrinos sind geisterhafte Elementarteilchen, die keine Ladung und nur eine winzige Masse tragen. Dadurch können sie dem Neutronenstern entkommen und tragen dabei in einer einzigen Sekunde mehr Energie davon, als unsere Sonne in ihrem gesamten Leben abgeben wird. In einem Abstand von einigen zehntausend Kilometern zum Neutronenstern beträgt die Temperatur immer noch etwa eine Milliarde Grad. Das ist so heiß, dass die in dieser Region vorliegenden Atom-

5 Seite 28 forschen Massiver Stern 15 Sonnenmassen, Alter 10 Mio. Jahre Wasserstoff Abbildung 4 Schema der finalen Phase der Evolution eines massiven Sterns. Der Kollaps des Cores führt zu einer Supernova-Explosion und der Bildung eines Neutronensterns. Eisencore Ø 3000 km Kollaps des Cores Junger, heißer Neutronenstern Ø 10 km 100 Mio. km Ø km 100 km Helium O/Si Fe Dichter Core 1 Sekunde Supernova Explosion Junger, kalter Neutronenstern Neutrinoemission 0,1-1 Sekunde Dichter Core Neutrinoemission kerne Neutronen abgeben. Dadurch werden protonenreiche Isotope (siehe Nuklidkarte) im so genannten p-prozess erzeugt. Am S-DALINAC können diese Temperaturen experimentell nachgestellt und die im p-prozess auftretenden Reaktionen untersucht werden. Bisher hat unser Stern keine Elemente erzeugt, die schwerer sind als Eisen wie zum Beispiel Gold oder Uran. Diese entstehen nicht in den beschriebenen Brennphasen, sondern durch den Einfang von Neutronen. In Abhängigkeit von der Anzahl der vorhandenen Neutronen unterscheidet man zwischen langsam (slow) und schnell (rapid) aufeinander folgenden Reaktionen und damit zwischen s- und r-prozess, die jeweils für die Hälfte der vorhandenen Elemente verantwortlich sind. Der s-prozess tritt in einigen der Schalen auf, die der Stern während der unterschiedlichen Brennphasen aufbaut. Hier finden Reaktionen statt, bei denen ein Neutron frei wird. Diese freien Neutronen werden von anderen vorhandenen Atomkernen wieder eingefangen, sodass zunächst schwerere Isotope eines Elements entstehen. Sobald ein instabiles Isotop erreicht wird, findet vor dem nächsten Neutroneneinfang ein Beta-Zerfall statt. Dabei wird spontan ein Neutron in ein Proton umgewandelt, sodass nun das nächst schwerere Element vorliegt, was sich bis zu den Elementen Blei und Bismuth fortsetzt. Einige Reaktionen, die im s-prozess entscheidend sind, wurden am S-DA- LINAC experimentell untersucht und damit Einblicke in die Details des s-prozesses gewonnen. Der r-prozess findet dagegen in einem explosiven Szenario, wie zum Beispiel einer Supernova, statt, in dem zu einer bestimmten Zeit eine große Anzahl freier Neutronen vorliegt. Dadurch werden sehr neutronenreiche kurzlebige Isotope erzeugt, die über mehrere Beta-Zerfälle wieder das Stabilitätstal erreichen, sobald keine Neutronen mehr zur Verfügung stehen. Die schwersten stabilen Ele- Institut für Kernphysik der TU Darmstadt Dr. Kerstin Sonnabend, Tel / sonnabend@ikp.tu-darmstadt.de GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung Dr. Gabriel Martinez-Pinedo, Tel / G.Martinez@gsi.de

6 Wissenschaftsmagazin der TU Darmstadt Frühjahr 2009 Seite 29 Isobare Massenzahl (A=Z+N) = konstant Isotone Zahl der Neutronen (N) im Kern = konstant Isotope Zahl der Protonen (Z) = konstant Blei Pb Z=82 N=126 Zahl der Protonen (Z) 186 Os Os Os d 2*10 a Os Os Os Re Re Re Re Re 71 d 38 d h h 188 Re 187 W d h 182 W 183 W 184 W 185 W 186 W Zahl der Neutronen (N) Elementsymbol und Massenzahl relative Häufigkeit Halbwertszeit Die Nuklidkarte Spielplatz der Kernphysiker Was für den Chemiker das Periodensystem der Elemente ist, findet der Kernphysiker in der Nuklidkarte: eine Übersicht seines Arbeitsmaterials mit den wichtigsten Eigenschaften in kompakter Form. Dabei wird jedem Element X jenes Periodensystems eine Ladungszahl Z zugeordnet: Sie gibt an, wie viele positiv geladene Protonen der Kern eines solchen Atoms enthält und damit auch, wie viele negativ geladene Elektronen diesen Kern umkreisen und für seine chemischen Eigenschaften verantwortlich sind. Der Atomkern enthält aber auch noch die ungeladenen Neutronen. Deren Anzahl wird mit Neutronenzahl N bezeichnet und ergibt zusammen mit der Ladungszahl Z die Massenzahl A des Kerns. Um einen Kern eindeutig zu bestimmen, verwendet man die Schreibweise AX. Damit man bei der Vielfalt an bekannten Kernen die Übersicht nicht verliert, werden sie in einer Ebene angeordnet: bewegt man sich nach rechts, erhöht sich die Neutronenzahl N bewegt man sich nach oben, wird die Ladungszahl Z größer. In dieser Nuklidkarte sind zahlreiche Informationen auf engstem Raum untergebracht. So kann man anhand der Farbe erkennen, ob ein Kern stabil ist (schwarze Kästchen) oder zerfällt. Die verschiedenen Zerfallsarten bekommen eigene Farben zugeordnet, zum Beispiel gelb für die Emission eines α-teilchens oder blau für die Umwandlung eines Neutrons in ein Proton (β-zerfall). Man sieht, dass die stabilen Kerne ein Band im Zentrum der Nuklidkarte bilden, das so genannte Tal der Stabilität. Kerstin Sonnabend mente Thorium und Uran werden allein im r-prozess erzeugt. Eine detaillierte Beschreibung der Vorgänge kann in [Gabriels Physik Journal Artikel] nachgelesen werden. Von diesen sehr kurzlebigen Isotopen weiß man heute noch sehr wenig. Das wird sich mit dem Bau von FAIR in Darmstadt ändern, liefert diese zukunftsweisende Einrichtung doch erstmals die Möglichkeit, diese Isotope experimentell zu untersuchen. So werden an FAIR die Bedingungen nachgeahmt, die in einer Supernova-Explosion vorherrschen. Kerstin Sonnabend leitet als wissenschaftliche Mitarbeiterin des Instituts für Kernphysik seit 2007 das Teilprojekt Nukleare Astrophysik mit reellen Photonen des SFB 634. Gabriel Martínez-Pinedo leitet als wissenschaftlicher Mitarbeiter des GSI die Arbeitsgruppe in theoretischer Nuklearer Astrophysik. Seit 2006 ist er Lehrbeauftragter an der TU Darmstadt.