Kerne und Sterne. (Was verbindet Mikro- und Makrokosmos?) Andreas Wagner. Institut für Kern- und Hadronenphysik. Andreas Wagner

Transkript

1 Kerne und Sterne (Was verbindet Mikro- und Makrokosmos?)

2 PLOPP SUPERNOVA He H Li SONNE SONNENSYSTEME GALAXIEN C Fe O N U Moderne Astronomie: Infrarot-, Radio-, Optische, Röntgen-, Gamma-, Neutrino- Klassische Astronomie Himmelsmechanik Elementsynthese

3 Inhalt Wie häufig sind die Atomkerne im Sonnensystem? Wie sind die Atomkerne entstanden (Elementsynthese)? Was erforschen wir am FZ Rossendorf zu diesen Fragen?

4 Was ist ein Atomkern? Wasserstoff 1 Proton Helium 2 Protonen Lithium 3 Protonen Atomkerne bestehen aus Protonen und Neutronen. Das chemische Element wird durch die Anzahl der Protonen bestimmt. Viele chemische Elemente haben mehrere stabile Isotope, d.h. Kerne mit verschiedener Neutronenanzahl

5 Die Nuklidkarte Chemische Eigenschaften Anzahl der Protonen Z Wie häufig sind die Atomkerne im Sonnensystem? Woher kommen diese? Masse 5 Schranke Masse 5 Schranke: keine schweren Elemente aus dem Urknall! Anzahl der Neutronen N

6 Informationen über die Häufigkeit der Atomkerne im Sonnensystem Die Sonne: Spektroskopie des Lichts von der Sonne verrät die Elemente. Sonnenwind: Atomkerne, die von der Sonne ausgesandt werden Die Erde und der Mond: Isotopenverteilungen der Elemente Meteorite: enthalten Materie aus der Zeit als das Sonnensystem gebildet wurde

7 Sonnenwind aus der solaren Corona UV Film der solaren Corona 0.4 mg Material Aufgenommen durch SOHO/EIT Satelliten, NASA/ESA

8 Meteorite Kohlige Chondrite enthalten undifferenzierte Materie, die sich seit der Entstehung kaum verändert hat. Chondren sind Einschlüsse, die sich aus dem präsolaren Nebel gebildet haben.

9 Häufigkeiten der Atomkerne im Sonnensystem Wasserstoff: Massenanteil X = 0.71 Helium: Massenanteil Y = 0.28 Metallizität (Massenanteil von allen anderen Kernen) Schwere Elemente (jenseits Nickel) Massenanteil Z = (4*10-6 )

10 Elementsynthese im Universum Häufigkeit num ber (Anzahl) fraction H,He,Li Urknall Fusionsreaktionen in Sternen bis Eisen Bindungsenergie pro Kernbaustein Neutroneneinfangprozesse r-prozess peaks (Kernschalenabschlüsse) s-prozess peaks Kernschalenabschlüsse Fe peak Au Pb Blei, Uran U,Th Massenzahl Anzahl von Kernbausteinen

11 Bildung der Elemente im Universum Urknall Auswurf der Materie in das ISM Überreste (WZ,NS,SL) H, He, Li Sternentstehung Planeten Sächsische Zeitung vom (aus Nukleosynthese! kontinuierliche! Science): Anreicherung, Lebenslauf Erhöhung Schnellster der eines Neutronenstern = mit 716 Hz Sterns Metallizität Anteil schwerer Periode Elemente ist nun PSR J ad. Tod eines Sterns (Supernova) Nukleosynthese!! SL: Schwarzes Loch NS: Neutronenstern WD: Weisser Zwerg (Stern) ISM: Interstellares Medium

12 Lebenslauf eines Sterns Hertzsprung-Russell Diagramm Die Lebensdauer eines Sterns hängt in erster Linie von der Sternenmasse ab. Massereiche Sterne sind kurzlebig und führen meistens zu Supernova Explosionen. Überreste dieser Explosionen sind Neutronensterne oder Schwarze Löcher. Zwergsterne leben länger, enden als Weisser Zwerg.

13 Nukleosynthese in Sternen Fusionsprozess Produkte Zeitdauer F(M stern ) Wasserstoff-Brennen Helium >10 6 Jahre Temperatur Kelvin 1*10 7 Helium-Brennen Kohlenstoff, ~10 5 Jahre 1*10 8 Sauerstoff Kohlenstoff-Brennen Sauerstoff,Neon, Natrium,Magnesium ~ 500 Jahre 5*10 8 Neon-Brennen Sauerstoff, Magnesium ~ 1 Jahr 1*10 9 Sauerstoff-Brennen Magnesium Schwefel ~ 6 Monate 2*10 9 Silizium-Brennen Eisen, Nickel ~1 Tag 3*10 9

14 Prozesse der Nukleosynthese s-prozess: Neutroneneinfang langsamer als β-zerfall Dauer: ~100 Jahre Ort: Rote Riesensterne p-prozess p-prozess: Zerstrahlung bereits vorhandener Atomkerne Dauer: ~ 1-10 Sekunden Ort: SN Explosion r-prozess: Neutroneneinfang schneller als β-zerfall Dauer: ~ 1-10 Sekunden Ort: SN Explosion

15 s-prozess: Neutroneneinfang langsamer als β-zerfall Dauer: ~100 Jahre Ort: Rote Riesensterne Pfad des klassischen s-prozesses Rb Sr Y Zr β + -Zerfall EC Se Br Kr 85 Kr T=10.8a Ge As 79 Se T=480000a Ga Zn Ni Cu 69 Zn T=56min Co Fe 63 Ni T=100d β - -Zerfall

16 Simulation einer Supernova Turbulente Prozesse durch die Heizung weiter aussen liegenden Materials durch Neutrinos aus der Deleptonisierung der Materie zum Neutronenstern. Damit ergibt sich eine Explosion und der Auswurf von Materie in das interstellare Medium. Simulationen: Max-Planck Institut für Astrophysik / Garching in Spektrum der Wissenschaft Juli 2005.

17 Supernova Lichtkurven F.X. Timmens,

18 r-prozess während einer Supernova Explosion

19 Anzahl der Protonen Rätsel der p-kerne p-kerne Φε σεεδ s-prozess Anzahl der Neutronen r-prozess Problem: 32 neutronenarme stabile Kerne oberhalb von 74 Se können weder durch den s-prozess noch durch den r-prozess produziert werden! Sie entstehen, wenn Material einer hohen Temperatur ausgesetzt werden und dadurch Nukleonen abgespalten werden (Photodissoziation).

20 Strahlungsquelle ELBE Sekundärstrahlen an ELBE: kohärente Infrarotstrahlung (5-150 µm) quasi-monochromatische Röntgenstrahlung ( kev) (polarisierte) MeV-Bremsstrahlung gepulste Neutronenstrahlen Experimente zur Nuklearen Astrophysik gepulste monoenergetische Positronen ( 1 - Institut 30 kev) für Kern- und Hadronenphysik

21 Das Bremstrahlungsexperiment an ELBE

22 Blei- Abschirmung Aktivierungsexperiment 92 Mo Eine Molybdänprobe wird mit hochenergetischer Strahlung bestrahlt, wobei die Reaktion 92 Mo + γ 91 Zr + p stattfindet. Die Blei-Abschirmung dient dazu, die um ein vielfaches höhere natürliche Radioaktivität abzuschirmen. Die Reaktionsprodukte ( 91 Zr) werden durch ihren radioaktiven Zerfall nachgewiesen.

23 Startpunkte im Internet Zur Strahlungsquelle ELBE und den Experimenten: -> Forschung -> Forschung populär Pictures from the Hubble Space Telescope: hubble.stsci.edu Astronomical picture of the day: antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html Lange Nacht der Wissenschaften Bei weiteren Fragen: Herzlichen Dank für Ihre Aufmerksamkeit!