Woher kommen Gold, Silber und andere Elemente? Aus Sternen?

Transkript

1 Departement Physik Wie entstehen Gold und Silber im Universum? Woher kommen Gold, Silber und andere Elemente? Aus Sternen? Friedrich-Karl Thielemann

2 Was sind (chemische) Elemente? Beispiele: Wasserstoff und Helium kommen als Gas vor unter Bedingungen in der Erdatmosphäre (wie auch Stickstoff, Sauerstoff, Neon, Argon...) Brom und Quecksilber sind flüssig

3 Kohlenstoff Silizium Lithium Schwefel Kupfer Eisen Gallium Elemente in fester Form

4 Silber und Gold wertvoll, als Schmuck und Geldanlage Es gibt noch viel mehr Elemente (Video: The New Element Song) in Englisch

5 Was sind Atome? Die am häufigsten in stabiler Materie vorkommenden Wasserstoff Elementarteilchen sind Protonen, Neutronen und Elektronen die Anzahl der Elektronen in der Elektronenhülle bestimmt das chemische Element Z, bei Z=1 handelt es sich um H = Proton (Wasserstoff), bei Z=2 um He (Helium). Die Protonen im Atomkern sind positiv geladen, die Elektronen in der Hülle negativ. Es gibt ebenfalls ungeladene Neutronen im Atomkern Helium In den Jahren 1868/69 brachten der russische Chemiker Dimitri Iwanowitsch Mendelejew und der deutsche Lothar Meyer unabhängig voneinander die damals bekannten Elemente in eine bestimmte Ordnung (Periodensystem)

6 Elektrische und Magnetische Kräfte Entgegengesetzte Magnetpole / elektrische Ladungen ziehen sich an, gleiche Magnetpole / elektrische Ladungen stossen sich ab Die Elektronen der Atome sind negativ geladen, die Protonen der Atomkerne positiv, die Neutronen der Atomkerne sind ungeladen (neutral). Elektronen der Atomhülle und Protonen der Kerne ziehen sich an und halten das Atom zusammen. Die Protonen in den Atomkernen stossen sich zwar ab, aber Protonen und Neutronen werden durch eine noch stärkere Kraft (starke Wechselwirkung) im Kern zusammen gehalten

7 m (21 Nullen) Grössenskalen unserer Welt 1 nm=1/ m (Nanometer 1/10 mit 9 Nullen) 1 fm=1/ m (Femtometer 15 Nullen) Physik von Femtometern bis zur Grösse des Universums

8 Was sind Isotope (hier Wasserstoff) Die Anzahl der Protonen im Atomkern ist gleich der Anzahl der Elektronen in der Hülle (positive und negative Ladungen führen zum insgesamt ungeladenen Atom). Unterschiedliche Anzahlen von Neutronen führen zu unterschiedlichen Isotopen des gleichen Elements. Typischerweise sind Isotope mit etwa gleichen Neutronen- und Protonenzahlen stabil.

9 2 Was ist Bindungsenergie? (E=mc ) Einstein 6 freie Protonen + 6 freie Neutronen + 6 freie Elektronen sind schwerer als ein Kohlenstoffatom, in dem diese gebunden vorliegen

10 Kernreaktionen Bei Kernreaktionen werden durch Zusammenstoss (Fusion) von zwei Atomkernen andere Kerne erzeugt. Vorausssetzung ist, dass die Abstossung zwischen den Ladungen der kollidierenden Kerne überwunden wird (entsprechende Geschwindigkeiten = Temparatur in einem Gas notwendig). Bei den Kernunwandlungen wird Energie frei. Fusion von leichteren Kernen bis Eisen und Nickel führt zur Freisetzung von Energie.

11 Elementhäufigkeiten im Sonnensystem: Allende Meteorit Kohlige Chondriten sind die primitivsten Meteoriten, Materie in ihrer Matrix erfuhr scheinbar keine Temperaturen über 250C. Sie wurden durch Staubklumpungen in äusseren Sonnensystem gebildet. Ihre Elementverhältnisse entsprechen den Häufigkeiten im Sonnensystem, mit Ausnahme flüchtiger Elemente (wie Edelgase), die teilweise entwichen sind.

12 Sebastian Brant (Strassburg) Der Meteorit von Ensisheim im Elsass (1492).

13 Eine Einheit auf der y-achse entspricht einem Faktor 10, d.h. Von 2 nach 4 bzw. 8 nach 10 sind Elemente 100 mal häufiger

14 Galaxien sind Ansammlungen von typischerweise (100 Milliarden) Sternen. Andere Galaxien bewegen sich von uns fort mit Geschindigkeiten, die umso grösser sind, je grösser ihre Entfernung ist

15 Der Urknall und die Expansion des Universums: Galaxien als Rosinen im Gugelhupf Während der Gugelhupf durch Wirkung der Hefe im Backofen aufgeht (sich ausdehnt) ist die Geschwindigkeit mit der Rosinen (Galaxien) sich voneinander entfernen vom Abstand abhängig (je grösser der Abstand, umso grösser die Entfern-Geschwindigkeit). Diese Wirkung ist gleich für alle Galaxien, keine sitzt im Mittelpunkt!! Die Expansion führt zur Abkühlung (heute herrschen im Universum Temperaturen von lediglich -270 Grad Celsius). In der unendlich heissen Frühphase wurde in Reaktion Wasserstoff, Helium, und Lithium erzeugt. Woher kommen die anderen Elemente??

16 Warum sind Sterne stabil? Wie entwickeln sie sich? Sterne würden durch ihre Masse unter ihrer Schwerkraft kollabieren sie werden stabil durch den Gegendruck des Gases aus dem sie bestehen, abhängig von Dichte und Temperatur Kräftegleichgewicht führt zu einem stabilen Gasball Gravitation Druck

17 Struktur der Sonne Der Druck ist abhängig von Dichte und Temperatur. Der Energieverlust durch Lichtabstrahlung muss durch neue Energiezufuhr ersetzt werden Energiezufuhr durch Kernfusionen im zentralen heissen Core 4 x 1H 4He Es wird Wasserstoff in Helium umgewandelt (verbrannt)

18 massereiche Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen durchlaufen alle Brennphasen bis zum Siliziumbrennen (in dem Eisen und Nickel erzeugt werden) masseärmere Sterne durchlaufen nur das Wasserstoff- und Heliumbrennen und werden weisse Zwerge nachdem die äusseren Hüllen als Wind abgeblasen worden sind. Planetarische Nebel sind abgeblasene Sternwinde und enthalten im Innern Weisse Zwerge

19 Core-Kollaps-Supernovae und Neutronensterne als Endstadium massereicher Sterne nach Durchlaufen aller Brennphasen kollabiert der Core zu einem heissen Proto-Neutronenstern (so dicht wie ein riesiger Atomkern), der durch Neutrinoabstrahlung kühlt. Diese heizen die umgebende Hülle Explosion. Es entstehen hauptsächlich Sauerstoff, Neon, Silizium, Schwefel, Magnesium, Kalzium, Titan, und etwas Eisen und Nickel.

20 Supernova 1987A (nach der Explosion eines massereichen Sterns)

21 Supernovaexplosionen, so hell wie Galaxien Galaxie NGC5921 mit Supernova

22 Der Neutronenstern im Supernova-Ueberrest Puppis A Neutronenstern im Röntgenlicht (enstanden in einer Supernovaexplosion vor etwa 3700 Jahren) Aufnahme des ROSAT Röntgensatelliten

23 Grösse von Sonne, Erde, Weissem Zwerg, Neutronenenstern Sonne Radien: km Massen: 1 Dichten: 1.4 kg/dm 3 Erde km 1/ Weisser Zwerg km 1 1 Million Neutronenstern 10 km Billionen 1 Sonnenmasse = kg Weisse Zwerge und Neutronensterne haben durch eine Besonderheit der Quantenphysik (auch wenn sie kalt sind) ausdreichend Druck um stabil zu sein!!!!

24 Massenaustausch in Doppelsternsystemen durch Anwachsen des Radius eines Sterns (z.b. Roter Riese im HeliumBrennen) wird der Abstand zu seinem Zentrum so gross, dass die Gravitionskraft in Richtung auf den Begleiter grösser ist (Massentransfer) aus der Hülle lagert sich unverbrannter Wasserstoff auf dem Begleitstern an

25 Typ Ia-Supernovae durch Massenübertrag in Doppelsternsystem ein weisser Zwerg in einem Doppelsternsystem wächst durch Massenübertrag zur maximalen Chandrasekharmasse (1.4 Sonnenmassen), der WZ wird instabil, kontrahiert, zündet und explodiert vollkommen. Es enstehen hauptsächlich Eisen und Nickel und etwas Silizium bis Kalzium

26 Wie entstehen die Elemente, die schwerer sind als Eisen und Nickel, wie Blei, Wismut, Silber, Gold oder Uran und Plutonium?

27 Neutroneneinfang und Beta-Zerfall erzeugen schwere Elemente Z+1 Z Beim Beta-Zerfall wird ein Neutron in ein Proton umgewandelt (sowie ein Elektron und ein Anti-Neutrino entweicht). Damit entsteht das nächst-schwerere Element. Durch weitere Neutroneneinfänge werden schwerere Isotope dieses Elements erzeugt. Durch weitere Beta-Zerfälle instabiler Isotope können alle schweren Elemente, auch Blei, Silber und Gold erzeugt werden.

28 Wodurch entstehen diese Neutronen, die instabil sind und nur 10 Minuten leben? (a) durch Kernreaktionen im Heliumbrennen, bei denen ein Heliumkern (Alpha-Teilchen) eingefangen wird und ein Neutron freigesetzt wird langsamer (slow) Neutroneneinfang = s-prozess (b) indem sie schon in grossen Mengen in Neutronensternen vorhanden sind schneller (rapid) Neutroneneinfang = r-prozess (a) geschieht im Heliumbrennen von massereichen Sternen und in den Winden von massearmen Sternen (die zu planetarischen Nebeln führten)

29 Wo findet der r-prozess statt?? Verschmelung von zwei Neutronensternen in einem Doppelsternsystem sowie in Supernovae massereicher Sterne mit schneller Rotation und hohen Magnetfeldern, die NeutronensternMaterial herausquetschen.

30 Erklärung der Elementhäufigkeiten eine Ueberlagerung aller Prozesse, vom Big Bang (Urknall) über Sternwinde (planetarische Nebel), Core-Kollaps-Supernovae, Typ Ia Supernovae, Neutronensternverschmelzungen... ergibt als Funktion der Zeit (Entwicklung einer Galaxie wie unserer Milchstrasse) die entsprechende Elementkomposition

31 Struktur eines Neutronensterns auf der Oberfläche (Crust) sind noch einzelne Atomkerne zu finden es folgt eine Uebergangsphase in der sich die Kerne in ihre Bestandteile auflösen (Neutronen und Protonen) der Core wird durch Nukleonen (etwa 90% Neutronen und 10% Protonen) bei Kernmateriedichte gebildet

32 Weisse Zwerge, Neutronensterne, Schwarze Löcher als Endstadien der Sternentwicklung wodurch ist die Entwicklung, d.h. der Lebens-zyklus eines Sterns bestimmt? wie verläuft die Entwicklung als Funktion der Masse?

33 Hauptreihensterne, Rote Riesen und Ueberriesen, Weisse Zwerge als Stadien der Sternentwicklung Das Hertzsprung-RussellDiagramm führt Sterne nach ihrer Oberflächen-temperatur und Helligkeit auf Sterne auf der Hauptreihe brennen Wasserstoff, wie die Sonne, Rote Riesen und Ueberriesen sind in späteren Brennphasen