Die Entstehung der Elemente

Transkript

1 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

2 Inhalt Einleitung und Übersicht Sternentwicklung Entstehung der leichten Elemente Entstehung der schweren Elemente e- und x-prozess Elementhäufigkeiten

3 Einleitung und Überblick Big-Bang 4. Schritt Fe U 1. Schritt H He s-prozess Sternentwicklung r-prozess 2. Schritt He C p-prozess 3. Schritt C Fe

4 Big Bang ca.14 Mrd. Jahre Anfang von Raum und Zeit Universum von kleinem Volumen und unvorstellbar hoher Dichte s nach Urknall ist das Verhalten des Universums durch Gesetze beschreibbar

5 1. Schritt H He 1ms später... Dichte der Materie zu gering für 4Körper-Reaktion (2p + 2n + 4He) deshalb p + n De bei T< 30 Mio K De He Ende der Fusionsprozesse

6 Nuklidkarte

7 2. Schritt He C Sternenentwicklung (Dichte höher als nach BB) Im Zentrum des Roten Riesen: 4 Resonanzbedingung 8 He + 4He 8 Be Be + 4He 12 C

8 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

9 Schnitt durch Riesenstern

10 4. Schritt Fe U Supernovae eröffnet neue Kette von Prozessen Viele Neutronen entstehen (beim Si-, OBrennen) 2 Einfangprozesse: s- Prozess, r- Prozess p-prozess

11 Sternentwicklung Das HertzsprungRussell-Diagramm

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

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

14 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

15 Entwicklung von Sternen mittlerer Massen

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

17 Sterne auf dem AGB wenn He im Kern zu C verbrannt ist, folgt HeSchalenbrennen

18 Sterne auf dem AGB Ausdehnung des Sterns, dadurch Abkühlung und Abschwächung von H- und HeBrennen

19 Sterne auf dem AGB Kontraktion führt zu höherer Temperatur und Fusionsrate

20 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

21 Entwicklung von Sternen mittlerer Massen Eskimo - Nebel Hourglass - Nebel

22 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

23 Entwicklung schwerer Sterne 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

24 Entwicklung schwerer Sterne 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

25 Entwicklung schwerer Sterne Crab Nebel Überrest einer SN von 1054 SN1987A in der LMC

26 Entstehung der leichten Elemente

27 Entstehung der leichten Elemente Lebensdauer und Entwicklung eines Sterns bestimmt durch: Masse Chemische Zusammensetzung

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

29 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

30 Entstehung der leichten Elemente pp-kette (H-Brennen) p +1 p 2 D + 1p He + 3He 3 Netto: 1 D + e+ + νe He + γ 4 He + 1p + 1p p + 1p + 1p + 1p 4He

31 Entstehung der leichten Elemente

32 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

33 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

34 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)

35 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

36 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

37 Entstehung der leichten Elemente 1.5 Mo < M < 50 Mo CNO-Zyklus Zentraltemperatur TZ > 20*106 K pp-reaktion CNO-Zyklus pp-reaktion

38 Entstehung der leichten Elemente CNO-Zyklus C + 1p 13N + γ N + 1p 12C + 4He 13 N 13C + e+ + νe O 15N + e+ + νe 13 C + 1p 14N + γ Netto: 1 N + 1p 15O + γ p + 1p + 1p + 1p 4He

39 Entstehung der leichten Elemente CNO-Zyklus bewirkt He-Brennen He-Anreicherung im Kern Übergang zum He-Brennen H-Brennen in der Schale H-Brennen

40 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

41 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

42 Entstehung der leichten Elemente C-Brennen (0.8*109 K < T < 1.2*109 K) 12 C + 12C 20 Ne + 4He MeV 23 Na + 1p MeV 23 Mg + 1n MeV Netto: Ne-Anreicherung

43 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

44 Entstehung der leichten Elemente O-Brennen (2.0*109 K < T < 3.0*109 K) 16 O + 16O 28 Si + 4He MeV 31 P + 1p MeV 31 S + 1n MeV Netto: Si-Anreicherung

45 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

46 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

47 Entstehung der schweren Elemente Fe O FHe CaCH Pb Au Pt Hg Th URb

48 Entstehung der schweren Elemente Woher kommen die Elemente, die schwerer sind als Eisen?

49 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.

50 Entstehung der schweren Elemente 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: Fe Fe Fe Fe Co

51 Entstehung der schweren Elemente Entwicklung der neuen Kerne hängt davon ab, wie schnell sich die Neutronen anlagern. Unterscheidung zwischen s-prozess und r-prozess

52 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 A Z K + n A+1ZK A+1Z+1K + e- + νe

53 Entstehung der schweren Elemente s-prozess s-prozess erreicht Uran nicht Grenzprozess:

54 Entstehung der schweren Elemente r-prozess In Supernovae 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...

55 Entstehung der schweren Elemente p-prozess Überwindung des Coulombwalls nur mit genügend großer kinetischer Energie der Protonen möglich! Es werden Temperaturen von über 9 10 K = K benötigt, um diese Energien zu erreichen. Die Protonen im Kern stoßen den Neuankömmling stark ab.

56 Entstehung der schweren Elemente p-prozess

57 Entstehung der schweren Elemente Die schweren Elemente entstehen i. A. durch Einfang von Neutronen (s- und r-prozess).

58 Nukleosynthese Der e-prozeß findet in thermischem Gleichgewicht statt (p,n Nukleonen) Es existieren mehrere stabile Gleichgewichte

59 Nukleosynthese Der e-prozeß In Supernovae entstehen unter dem thermischen Gleichgewicht (NSE) die Elemente des Eisen-Gruppe

60 Der x-prozess Wir wissen nicht, was sie tun! Herstellungsprozeß für Li, Be und B unbekannt Entstehungstheorien Big Bang Spallation Asymptotic Giant Branch Stars Supernovae

61 Der x-prozess Big Bang Nur 7Li kann entstehen Menge reicht nicht, um die heutigen Messungen zu verifizieren. Andere Entstehungsprozesse müssen ablaufen

62 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 Durch Elektroneneinfang entsteht nun Li Diese Methode würde sehr große Mengen Lithium produzieren

63 Der x-prozess Spallation - 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.

64 Der x-prozess Supernovae 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

65 Elementhäufigkeiten Welche Elemente sind besonders häufig? Welche Probleme treten beim Messen der Elementhäufigkeiten auf? Was für Schlüsse lassen sich aus den Elementhäufigkeiten ziehen?

66 Welche Elemente sind besonders häufig?

67 Welche Elemente sind besonders häufig?

68 Welche Elemente sind besonders häufig? Unterscheidung: Solare Häufigkeiten Kosmische Häufigkeiten Messung des Sonnenwindes Messung der kosmischen Strahlung Messung von Spektrallinien

69 Welche Elemente sind besonders häufig? Kosmische Häufigkeit gleicht in weiten Bereichen der solaren Häufigkeit. Lässt auf eine vorwiegend stellare Produktion der kosmischen Teilchen schließen

70 Welche Elemente sind besonders häufig? ABER: Teilweise starke Abweichungen (z.b. bei Li, Be, B sowie Sc, V, Mn)

71 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

72 Messungen und ihre Probleme Teilchen wechselwirken in der Atmosphäre bereits in den oberen Luftschichten und initiieren Teilchenschauer - Direkte Messung - Indirekte Messung

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

74 Messungen und ihre Probleme Ballon Massenspektrograph Szintillationszähler Cherenkovzähler Flugzeitmesser Gewicht: bis 3t Gasvolumen: bis 106m3 Flughöhe: bis 40km

75 Messungen und ihre Probleme Satellit Vorteile: - längere Flugzeit - keine störende Restathmosphäre Nachteile: - kostenintensiv - keine Wartungsmöglichkeiten

76 Messungen und ihre Probleme

77 Messungen und ihre Probleme Bodenmessung Messung der ausgelösten Teilchenschauer Detektionsfläche bis 700m x 700m

78 Messungen und ihre Probleme Auger Observatorium: 1600 Detektorstationen im Abstand von 1,5km für Cerenkovlicht eines Schauerteilchens 4 Fluoreszensdetektoren

79 Was für Schlüsse lassen sich ziehen? Prozess der Nukleosynthese bzw. galaktischen chemischen Evolution ist erst am Anfang

80 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.

81 Was für Schlüsse lassen sich ziehen? Schöne Bilder sind uns also auch noch in der Zukunft garantiert.

82 Was für Schlüsse lassen sich ziehen?