Die Synthese der schweren Elemente: Von Kernen und Sternen. Andreas Zilges Institut für Kernphysik Universität zu Köln

Größe: px

Ab Seite anzeigen:

Download "Die Synthese der schweren Elemente: Von Kernen und Sternen. Andreas Zilges Institut für Kernphysik Universität zu Köln"

Dörte Cornelia Sommer
vor 6 Jahren
Abrufe

1 Die Synthese der schweren Elemente: Von Kernen und Sternen Andreas Zilges Institut für Kernphysik Universität zu Köln Crab Nebula, CHANDRA 10/2006

2 Die Synthese der schweren Elemente: Von Kernen und Sternen Empedokles (ca. 450 v. Chr.): Alle Elemente sind Mischungen von Erde, Luft, Feuer und Wasser. Wechselwirkungen: Liebe und Hass

3 Die Synthese der schweren Elemente: Von Kernen und Sternen Proton Neutron Die Atomkerne aller Elemente bestehen aus Protonen und Neutronen. Wechselwirkungen: starke, elektromagnetische und schwache Wie entstanden/entstehen aus diesen Bausteinen die Elemente?

4 Synthese der Elemente: Energieproduktion im Inneren der Sterne Physikalische Zeitschrift 38 (1937) 176

5 Synthese der Elemente: Energieproduktion im Inneren der Sterne Phys. Rev. 55 (1939) 434

6 Synthese der Elemente im Urknall: Das αβγ-paper Phys. Rev. 73 (1948) 803

7 Synthese schwerer Elemente: B2FH-Paper

8 Die Synthese der schweren Elemente: Von Kernen und Sternen Prinzip der Nukleosynthese Kerne im Photonenbad Nachweis kleinster Reaktionsraten

9 Wie entstanden die Elemente? Fusion von Protonen und Neutronen zu Helium und Lithium Zeit: ca. 3 Minuten nach dem Urknall

10 Das Ende der Fusionskette In Sternen: Fusionsreaktionen zu schwereren Elementen bis zu Eisen Zeit: ca. 200 Millionen Jahre nach dem Urknall

11 Synthese schwerer Atomkerne Protonenzahl Z Neutronenzahl N - Fusionsreaktionen bis Fe, Ni - dabei Entstehung freier Neutronen

12 Synthese schwerer Atomkerne Neutronenzahl N p- Prozess s-prozess Protonenzahl Z r-prozess

13 Synthese schwerer Atomkerne Protonenzahl Z p-prozess r-prozess s-prozess Neutronenzahl N

14 Kernreaktionen und Zerfälle im p-prozess Typische γ-energien: 5-10 MeV (γ,n) (γ,p) (γ,α) β + Weitere Prozesse können konkurrieren: (n,γ), (p,γ), (α,γ), νp-process

15 Solare Häufigkeit der Elemente Ziel: Erklärung der beobachteten solaren Häufigkeiten der Elemente Fe-Peak F. Käppeler, Prog. Part. Nucl. Phys. 43 (1999) 419 c

16 Was bestimmt die Elementsynthese im p-prozess? Astrophysikalische Parameter: Kernphysikalische Parameter: Sternmasse Temperatur Dichten Dynamik, z.b. Massentransport Grundzustandsmassen Zustandseigenschaften Zustandsdichten Optische Potenziale Reaktionsraten, z.b. (γ,n), (γ,α), (γ,p)

17 Kernphysikalische Parameter im p-prozess Grundzustandsmassen Zustandseigenschaften Zustandsdichten Optische Potenziale Reaktionsraten, z.b. (γ,n), (γ,α), (γ,p) Problem: Mehrere tausend Isotope Radioaktive Isotope Über Reaktionsraten Zuverlässige und robuste Modellvorhersage der Parameter Test der Modelle durch Schlüsselexperimente

18 Häufigkeit der p-kerne: Vorhersage vs. Experiment M. Arnould und S. Goriely, Phys. Rep. 384 (2003) 1 S. Goriely et al., Astronomy & Astrophysics 444 (2005) L1

19 Kernphysikalische Parameter im p-prozess Grundzustandsmassen Zustandseigenschaften Zustandsdichten Optische Potenziale Reaktionsraten, z.b. (γ,n), (γ,α), (γ,p) Problem: Mehrere tausend Isotope Radioaktive Isotope Über Reaktionsraten Zuverlässige und robuste Modellvorhersage der Parameter Test der Modelle durch Schlüsselexperimente

20 Kernreaktionen und Zerfälle im p-prozess Typische γ-energien: 5-10 MeV (γ,n) (γ,p) (γ,α) β +

21 Woher kommen die hochenergetischen Photonen? CASSIOPEIA A, CHANDRA 01/2000 Temperaturen bis zu K ~ 800 kev

22 Photonenbad bei 2.5 Milliarden Kelvin T=2.5x10 9 K Röntgenstrahlung γ-strahlung

23 Relevanter Energiebereich für (γ,n)-reaktionen Reaktionsrate: Gamow-Fenster E~1-2 MeV S n Details der Kernstruktur haben sehr großen Einfluss!

24 Erzeugung hochenergetischer Photonen im Labor e - γ Radiator Intensität Elektronen Intensität Bremsstrahlung Energie Energie

25 Produktion eines Planck-Spektrums n γ Planck [ kev -1 s -1 cm -2 ] E max =8100 E max =8325 kev E max =8450 kev EkeV max =9000 E max kev=9450 E max kev =9900 kev a i (T) T=3x10 9 K A. Z. et al., Prog. Part. Nucl. Phys. 44 (2000) 39 P. Mohr et al., Phys. Lett. B 488 (2000) 127

26 Aktivierung des Targets im Photonenbad Kollimator γ n e - Radiator Target

27 Messung der Aktivierung z.b.: 197 Au (γ,n) 196 Au 196 Pt* HPGe Detektor 196 Pt γ Abschirmung γ Aktiviertes Target Ereignisse E / kev

28 Grundzustand-Reaktionsraten bei 2.5x10 9 K M. Arnould and S. Goriely, Phys. Rep. 384 (2003) 1 T. Rauscher and F.-K. Thielemann, ADNDT 75 (2000) 1 A. J. Koning et al., AIP 769 (2004) 1154

29 Kerne im Photonenbad Schwere Saatkerne werden im Photonenbad bei mehreren Millarden Kelvin photodissoziiert Simulation des temperaturabhängigen Photonenbads im Labor mit Bremsstrahlung Grundzustands-Raten für (γ,n)-reaktionen können exemplarisch für einige Kerne bestimmt werden, (γ,p) und (γ,α) sehr schwer Messe die Umkehrreaktion, z.b. (α,γ)

30 Relevanter Energiebereich für (α,γ) Fluss der Photonen Φ(E) E < E Coulomb Reaktionsrate sehr kleine Wirkungsquerschnitte (α,γ)-wirkungsquerschnitt

31 S-Faktor für α - Einfang E C.M. (MeV) N. Özkan et al., Phys. Rev. C 75 (2007) P.Demetriou et al., Nucl. Phys. A 707 (2002) 253

32 Messung sehr kleiner Reaktionsraten Erhöhung der Anzahl produzierter Kerne Optimierung der Nachweiswahrscheinlichkeit - Indirekter Nachweis der erzeugten Isotope durch γ-spektroskopie ( Fingerabdruck ) HORUS Institut für Kernphysik Universität zu Köln

33 α-einfang an 92 Mo 92 Mo(α,γ) 96 Ru Q = 1962 kev E α = 9300 kev 96 Ru kev γ kev 833 kev 0 kev

34 α-einfang an 92 Mo 92 Mo(α,γ) 96 Ru E α = 9300 kev Q = 1692 kev γ 0?

35 Nachweis kleinster Reaktionsraten Erhöhung der Anzahl produzierter Kerne Optimierung der Nachweiswahrscheinlichkeit - Indirekter Nachweis der erzeugten Isotope durch γ-spektroskopie ( Fingerabdruck ) - Direkter Nachweis der erzeugten Isotope Beschleuniger-Massenspektrometrie

36 Beschleuniger-Massen-Spektrometrie (AMS) Stripping Elektrostatische Beschleunigung (MeV) Magnetspektrograph Magnetspektrograph Wien- Filter Vorbeschleunigung (kev) Elektrostatische Analyse Ionenquelle Ionen- Identifizierung Hohe Sensitivität: Isotopenverhältnis bis Hohe Effizienz: < 10 5 Kerne nachweisbar

37 Beschleuniger-Massen-Spektrometrie (AMS) Typische Anwendung: Nachweis kleinster Mengen von radioaktivem 14 C (Datierung) Weitere Anwendung: Nachweis kleinster Mengen kosmogener Nuklide

38 Beschleuniger-Massen-Spektrometrie (AMS) Aber auch: Nachweis kleinster Mengen im Labor erzeugter radioaktiver Atomkerne

39 Ein neuer 6 MV Tandetron-Beschleuniger an der Universität zu Köln Beteiligt: Geowisssenschaften, Ur- und Frühgeschichte, Kernphysik CologneAMS (Start: 2010) A. Dewald, J. Jolie, and A. Zilges, Nuclear Physics News 18 (2008) 26 Unterstützt durch die und Universität zu Köln

40 Die Synthese der schweren Elemente: Von Kernen und Sternen Eine vollständige Beschreibung der Nukleosynthese benötigt: Astrophysik UND Kernphysik Robuste, extrapolationsfähige Modelle zur Kernstruktur Schlüsselexperimente zum Test der Modelle

Die Synthese der schweren Elemente: Von Kernen und Sternen M. Büssing, J. Endres, M. Elvers, J. Hasper, L. Netterdon, M. Zvolsky, A. Z. Institut für Kernphysik, Universität zu Köln S.

41 Die Synthese der schweren Elemente: Von Kernen und Sternen M. Büssing, J. Endres, M. Elvers, J. Hasper, L. Netterdon, M. Zvolsky, A. Z. Institut für Kernphysik, Universität zu Köln S. Müller, A. Sauerwein, D. Savran, K. Sonnabend Institut für Kernphysik, TU Darmstadt Unterstützt durch die (ZI 510/5-1, SFB 634) und das BMBF Mehr Informationen und Publikationen:

Ähnliche Dokumente

Die Synthese der schweren Elemente: Von Kernen und Sternen. Andreas Zilges Institut für Kernphysik

Die Synthese der schweren Elemente: Von Kernen und Sternen Andreas Zilges Institut für Kernphysik Crab Nebula, CHANDRA 10/2006 Die Synthese der schweren Elemente: Von Kernen und Sternen Empedokles (ca.