Die Entstehung der Elemente

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1 Die Entstehung der Elemente In der Antike besteht alles Sein aus: Heute: Materie (lat: Stoff) sind Beobachtungsgegenstände die Masse besitzen. Raumbereiche, die keine Materie enthalten bezeichnet man als Vakuum. Frage: Woraus besteht Materie? Wo kommt sie her? Rolf Schlichenmaier, 31. Januar 2013, 12. OTTM in Staufen

2 Neuzeit: Die Elemente 1661 Robert Boyle: Elemente sind Grundstoffe, die sich nicht weiter zerlegen lassen Dimitri Mendelejew und Lothar Meyer: Das Periodensystem der chemischen Elemente Vorhersage der Existenz von Germanium! Heute: 111 Elemente mit 227 stabilen Isotopen. 92U: das schwerste natürliche Element. Vorname Nachname Gibt es die Elemente nur auf der Erde oder überall? Sind die relativen Häufigkeiten immer gleich?

3 Die Periodentafel der Elemente Vorname Nachname

4 Chemische Fingerabdrücke Wasserstoff Natrium Sauerstoff Helium Argon Neon Lithium Abbildung: Anna Frebel

5 Ein Blick in das Spektrum... Ca C, Hγ Hβ Mg Na Hα Abbildung: Anna Frebel

6 Relative Häufigkeiten Vorname Nachname Sonne: 70.7% H, 27.4% He, 1.9% Metalle X=0.707, Y=0.274, Z=0.019 Sterne: Z Anteil klein, aber sehr unterschiedlich! Erde: relative Häufigkeit der Metalle wie in der Sonne!

7 Wo kommen die Elemente her? Antwort der modernen Physik: Nukleosynthese im Urknall und in Sternen (Supernoven)

8 Nukleosynthese: Im Urknall und in Sternen (Supernoven) Urknall-Nukleosynthese α-reicher Freeze-Out, νp-proz., schwacher s-proz.?? x-prozess:?spallation? s-prozess weit entwickelte Riesensterne Leichter n-einfang-primärprozess α-elemente Eisengruppenelement r-prozess Vorname Nachname Abb: Anna Frebel

9 Moderne Kosmologie Big Bang Urknall Erste Sterne (100 M ) zweite und alle weiteren Sterngenerationen (<1 M ) Heute...nicht massstabsgetreu! Erste Galaxien Larson & Bromm 2001 Kosmische Zeitskala Heutige Galaxien 0 Jahre 13.7 Milliarden Jahre Abbildung: Anna Frebel

10 Moderne Kosmologie Allgemeine Relativitätstheorie: Gravitation ist maßgebliche Kraft Neuerdings zusätzlich: Dunkle Energie Universum ist isotrop und homogen (auf Skalen > 200 Mpc) Einstein/de Sitter Universum: Expansion! Expansionsrate!

11 Expansionsphasen I t = 0 s... ~ s:? Singularität? Inflation? t ~ s s: T ~ K Ursuppe: Quark-Gluon Plasma, Neutrinos, Elektronen, Photonen t = 10-5 s, T~10 13 K: E = 1 GeV ~ Ruhemasse eines Protons Entstehung der Nukleonen (n,p) aus Quarks Baryogenese t ~ 0.01 s, T ~ K E ~ 10 MeV N(n) : N(p) ~ 1 : 1 Strahlung dominiert Kopplung durch schwache WW: γ, ν(e,µ,τ), e ± thermisches Glgw.

12 Exansionsphasen II: Beginn der BBN T ~ K ~ 10 MeV; t ~ 1s: Neutronen und Protonen koppeln über schwache WW: schwache WW friert aus. Neutrinos enkoppeln, e + /e - Vernichtung (keine Paarerzeugung mehr bei T < 0, K) n : p = 1 : 74 bei K im GGW, aber Expansion (Abkühlung). Temperaturabfall durch Expansion: n : p = 1 : 6. Neutronenzerfall: n : p = 1 : 7.

13 Expansionsphasen III: BBN t = 1s s: T ~ 10 9 K ~ 0,3... 0,1 MeV Reaktionsraten so, dass alle Neutronen in 4 He enden. Vorname Nachname Quelle: Achim Weiss Einstein Online Abschätzung: n : p = 1 : 7 2n + 14p => He + 12 H N(H) : N(He) = 12 : 1 Massenanteil: M(H) : M(He) = 12 : 4, => 75% H und 25% He.

14 Vergleich mit der Beobachtung Quelle: Achim Weiss Einstein Online Ergebnis hängt von η ab, welches unabhängig von WMAP bestimmt wurde. Sehr gute Übereinstimmung, außer bei Li! Vorname Nachname WMAP BBN gilt als wesentliche Stütze der Theorie des heißen Urknalls! η = Anzahl ( Protonen + Neutronen) geteilt durch Anzahl der Photonen

15 Entwicklungswege von leichten und schweren Sternen Copyright: Addison Wesley Longman, Inc.

16 Wasserstoffbrennen auf der Hauptreihe MPI für Kernphysik Heidelberg de.wikipedia.org

17 Nukleosynthese von Metallen in Sternen Helium-Brennen: Bei Temperaturen oberhalb von 10 8 K kann sich Helium in Kohlenstoff durch die "3α-Reaktion" umwandeln Kohlenstoff-Brennen, nach Verbrauch allen Heliums, bei T = (5... 8) 10 8 [K] 4 He + 4 He ( 8 Be) + 4 He 12 C + γ 12 C + 4 He 16 O + γ 16 O+ 4 He 20 Ne + γ 20 Ne+ 4 He 24 Mg + γ Sauerstoff-Brennen, bei etwas höheren Temperaturen Silizium-Brennen produziert im Endeffekt Nickel und Eisen Vorname Nachname Neutrinoerzeugung: Abgeführte Energie ist vergleichbar mit der durch thermonukleare Reaktionen erzeugten Energie. Photodissoziation: Bei sehr hohen Temperaturen um 10 9 [K] kann die Energie der Photonen Kerne spalten. Durch Neutroneneinfang können Kerne von höherer Masse als Eisen entstehen (s & r - Prozess) Supernovae Roten Riesen Der x-prozess: Erzeugung von Li, Be, B unklar! (Urknall und Spallation reichen nicht aus)

18 Bindungsernegie pro Nukeus s-prozess r-prozess s-prozess: A Z K+n A+1 ZK A+1 Z+1K + e - +ν e r-prozess: A Z K A+1 ZK A+2 ZK Ruhemasse eines Nukleons ~ 1000 MeV

19 s-prozess: A Z K+n A+1 Z K A+1 Z+1 K + e-- +ν e Elementsynthese jenseits von Eisen Vorname Nachname Pb r-prozess: A ZK A+1 ZK A+2 ZK Quelle: GSI (

20 Supernova Vorname Nachname In den Stoßfronten des kollabierenden Sternes entstehen via r - Prozess die schweren Elemente bis Uran.

21 Beschleunigung der Supernova-Hüllen Hülle wird mit km/s ~ 0.03 c ins All geschleudert. Kollaps: M > M Chandra, Elektronen werden von Kernen eingefangen; Druck fällt ab; Temperatur steigt (Druck nicht); 56 Fe 13 4 He + 4 n 100 MeV (Energie wird absorbiert); (Hoyle 1946); Weiterer Kollaps und Dichtezunahme; p+e n+v; Weitere Teilchenabnahme, Kollaps, Dichtezunahme; Neutronengas entartet Gegendruck Kollaps endet Neutronenstern! 1.5 M sonne von 0.01 R sonne 20 km: E grav ~ 3x10 46 J. Alle Protonen wandeln sich über die schwache WW in Neutronen um: Neutrinos J Rückprall der äußeren Schichten am versteiften Kern. Zusätzliche Beschleunigung durch Absorption der Neutrinos!

22 Ca C, Hγ Hβ Mg Na Hα Abbildung: Anna Frebel

23 Ca C, Hγ Hβ Mg Na Hα Abbildung: Anna Frebel

24 Ein Blick in das Spektrum... in die Vergangenheit Vorname Nachname Sun Entwicklung der Milchstraße most iron-poor star Häufigkeiten abgeleitet aus den integrierten Linienstärken Abbildung: Anna Frebel

25 Nukleochronometrische Altersbestimmung Stellare Alter können aus dem Verhältnis von radioaktiven (Thorium, Uran) zu stabilen Elementhäufigkeiten (z.b. Europium, Osmium, Iridium) bestimmt werden. Halbwertszeiten: Thorium, (232)Th (208)Pb: 14 Milliarden Jahre Uran, (238)U (206)Pb: 4.7 Milliarden Jahre Abbildung: Anna Frebel

26 Chemische Entwicklung Zentrum für Astronomie und Astrophysik, TU Berlin Gas und Staub Interstellare Materie Planetarischer Nebel Protosterne Rote Riesen Supernovae Weisse Zwerg, Neutronensterne & Schwarze Löcher Alte Sterne beinhalten nur ganz geringe Mengen der Metalle (z.b. Kohlenstoff, Eisen) Jüngere Sterne enthalten größere Mengen der Metalle Wir sind alle Sternenstaub!

27 Zusammenfassung Urknall: Die ersten 3 Minuten Nukleonen aus Quarks ( s): p : n = 1 : 1 Schwache WW & Neutronenzerfall (1s): p : n = 7 : 1 Nukleosynthese (1s 3 Minuten) 75% H, 25% 4 He (+ 2 D, 3 He 7 Li, ) Nukleosynthese im Stern: Wasserstoffbrennen auf der Hauptreihe Schwere Sterne: Heliumb., Vorname Kohlenstoffb., Nachname Siliziumb.; p, s, & r-prozesse: Elemente schwerer als Eisen. x-prozesse: einige Elemente sind unverstanden (Li, Be, B). Supernova: Wichtig für r-prozess (Neutronen in Stoßfronten). Material wird wieder dem ISM zugeführt. Neutrinos spielen wichtige Rolle bei Bechleunigung der Hülle. Literatur: Anna Frebel: Auf der Suche nach den ältesten Sternen Achim Weiss: Nukleosynthese, Vorlesungsskript 2012 Steven Weinberg: Die ersten 3 Minuten.

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