Anreicherung der interstellaren Materie mit schweren Elementen. Supernovae

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Mina Cathrin Gerstle
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1 Anreicherung der interstellaren Materie mit schweren Elementen Supernovae

2 Unser heutiges Thema... Sterne können exotherm nur Elemente bis Eisen (Z=26) in ihrem Inneren regulär fusionieren. Wie gelangen dann Elemente, die schwerer als Magnesium, genauer schwerer als Eisen sind, in den kosmischen Raum? Wo kommt all das Gold und Silber und Platin und... her, die heute so viele Kupfer (Z=29) Cents einbringen, wenn man sie zum Altstoffhandel bringt?

3 Supernovae als Quellen schwerer Elemente und vieler radioaktiver Isotope Supernovae Stellen die zweitgrößte Explosion im Weltall dar - können heller werden als eine Galaxie! Es gibt sie in zwei spektroskopisch gut unterscheidbaren Typen: Typ I und Typ II Sie zeigen den Tod eines alten, ziemlich massereichen Stern an sind recht selten (letzte SN in der Milchstraße: 1576 (Tycho) und 1604 (Kepler)) Letzte helle Supernova: SN 1987A in LGM Was kann man von Supernovae lernen? da sie sehr hell sind, können sie über riesige Entfernungen beobachtet werden produzieren quasi alle schweren chemischen Elemente Anreicherung der Interstellaren Materie mit Elementen > Mg / Si Schockwellen der Explosion können die Entstehung neuer Sterne triggern Wie kommt es zu einer Supernova-Explosion?

4 Kleiner Exkurs: Sternentwicklung Das Leben eines Sterns besteht aus langen Phasen, wo er sich im hydrodynamischen Gleichgewicht befindet und Phasen, wo kurzzeitig der Kern kollabiert, um Energiedefizite auszugleichen. Sterne entstehen in kühlen dichten Gas- und Staubwolken (Molekülwolken) und enden je nach Masse als entartete Sterne (Weiße Zwerge, Neutronensterne) oder Schwarze Löcher. Nukleare Prozesse in Sternen Kernfusionsprozesse liefern die thermische Energie um den Gas- und Strahlungsdruck zu erzeugen, die den Stern im hydrodynamischen Gleichgewicht hält. -> thermonukleare Prozesse hängen entscheidend von der Temperatur ab! nur in den Kernzonen von Sternen treten gewöhnlich Kernfusionsprozesse auf -> welche Kernfusionsprozesse möglich sind, hängt nur von der Masse eines Sterns ab -> Kernfusion liefert nur bis zum Element Eisen (Z=26) Energie

7 Am Anfang steht immer das Wasserstoffbrennen pp-zyklus / CNO-Zyklus Sterne, die sich im Zustand des alleinigen Wasserstoffbrennens befinden, nennt man HAUPTREIHENSTERNE. Die Verweildauer auf der Hauptreihe hängt im Wesentlichen von der Sternmasse ab. Wenn das Wasserstoffbrennen ineffektiv wird, wird im Kernbereich des Sterns das Heliumbrennen gezündet. Der Hauptreihenstern wird zu einem ROTEN RIESEN. Tripel-Alpha-Prozeß Es entsteht ein Kohlenstoff- Sauerstoff-Kern im Sternzentrum. Schalenbrennen...

8 Weitere Kernfusionsprozesse zur Synthetisierung von Elementen oberhalb von Sauerstoff (Z=8) erfordern Sterne mit einer Masse > 8 M(Sonne) Sauerstoffbrennen Neon, Schwefel, Phosphor, Silizium, Magnesium Siliziumbrennen Nickel, Cobalt, Eisen Supernovaexplosion

Entstehung von Zwischenelementen bis maximal Wismut Massereiche Sterne im asymptotischen Riesenast mit geschichteten Schalenbrennen s-prozeß (s=slow)

9 Entstehung von Zwischenelementen bis maximal Wismut Massereiche Sterne im asymptotischen Riesenast mit geschichteten Schalenbrennen s-prozeß (s=slow) Entstehung von Elementen bis maximal Actinium (Z=89) durch Neutroneneinfangprozesse mit ß-Zerfall, wobei stabile Elemente unterhalb Blei und Wismut entstehen können. Z=47

10 Länge der einzelnen Brennphasen für massereiche Sterne (M> 8 M(Sonne)) Die Sonne gelangt nur bis zum Heliumbrennen. Ihr Hauptreihendasein währt rund 10 Milliarden Jahre. Der Weg zum Weißen Zwerg dauert dann nur noch wenige Hundert Millionen Jahre das Dasein als Weißer Zwerg währt dann quasi ewiglich

11 Wie kommt es nun zu einer Supernovaexplosion? Es gibt zwei Typen von Supernovae, die sich physikalisch unterscheiden: a) Thermonukleare Supernova

12 b) Hydrodynamische Supernova

Hydrodynamische Supernovae entstehen durch einen Kernkollaps Sterne ab einer Masse von 8 Sonnenmassen können im Laufe ihres (kurzen) Sternelebens

13 Hydrodynamische Supernovae entstehen durch einen Kernkollaps Sterne ab einer Masse von 8 Sonnenmassen können im Laufe ihres (kurzen) Sternelebens alle energieerzeugenden Kernfusionsprozesse durchlaufen, wobei sich Eisen im Kern ansammelt und um ihn herum mehrfaches Schalen- Brennen stattfindet:

14 Solange, wie die Kernfusionsprozesse genügend Energie liefern, um die Sternmaterie soweit aufzuheizen, daß der nach außen gerichtete Druck an jedem Punkt des Sterns dessen Gravitationsanziehung ausgleicht (hydrostatisches Gleichgewicht), ist der Stern stabil. Die Rate der Kernfusionsprozesse der Si-brennenden Schale nimmt ab, da Si-Atome zu neige gehen zu geringer Energie-Output... Der Stern muß, um stabil bleiben zu können, seine gravitative Bindungsenergie einsetzen, um stabil bleiben zu können Eisenkern kontrahiert wenn die Kernmasse die Chandrasekhar-Grenzmasse übersteigt Die Kontraktion erfolgt im freien Fall und erreicht v ~ (1/4) c! Da es keine energieerzeugenden Kernfusionsreaktionen mehr gibt, kann der Kollaps erst bei Erreichen der Kerndichte (Neutronenstern) oder gar nicht mehr aufgehalten werden (Schwarzes Loch)

15 Was treibt nun den sterbenden Stern auseinander? Beim Kollaps des Eisenkerns kommt es 1. zur Photodisintegration der Fe-Kerne 2. zur Photodisintegration der He-Atome endotherm! endotherm! 3. Entartung des Elektronengases Entartungsdruck kann Kollaps nicht aufhalten 4. Neutronisierung der Protonen + Elektronen inverser Beta-Zerfall Druckentlastung, weil Elektronen verschwinden Stop des Kollaps, wenn die Neutronenmaterie entartet dabei wird pro Nukleon ein Neutrino frei Neutrinoflash Energetische Betrachtungen Gravitative Bindungsendergie, die beim Kollaps des Eisenkerns (0.01 Rsonne) zu einem Neutronenstern (20 km Durchmesser) frei wird: Verbrauch beim Kollaps ~ 7 MeV pro Nukleon übrig bleiben Neutrinoflash trägt diese Energie in den Kosmos, wobei ~1% in der Hülle steckenbleiben

16 Entstehung der Stoßwelle und deren Auswirkungen Da der Kernkollaps im freien Fall erfolgt, übersteigt die Kontraktionsgeschwindigkeit schnell die Schallgeschwindigkeit des Plasmas außerhalb des kollabierenden Kerns sie kann den Kern nicht folgen und trifft deshalb etwas zeitverzögert am zurückschwingenden, inkompressiblen entarteten Neutronenkern ein Richtungsumkehr (Impulserhaltung) führt zu einer Stoßwelle, welche den Stern in radialer Richtung durchläuft und die Materie im Bereich der Stoßfront extrem stark erhitzt Diese Stoßwelle allein kann den Stern nicht auseinandertreiben, weil ihre Energie bereits in Kernnähe gedämpft wird. Erst im Zusammenspiel mit dem Neutrinoflash (10^57 Neutrinos mit einer Gesamtenergie von 10^46 Joule) reicht sie aus, um die gesamte Sternhülle (Bindungsenergie ~5x10^45 Joule) mit einer Geschwindigkeit von ~ km/s auseinander zu reißen Supernovaexplosion: Leuchtkraft kann zeitweise 3x10^10 Sonnenleuchtkräfte erreichen Beim Durchlaufen der innersten Brennzonen werden nach und nach alle noch möglichen Kernfusionsprozesse gezündet ( explosives nukleares Brennen ), wobei eine extrem hohe Neutronenflußdichte erreicht wird: s und r-prozesse der Nukleosynthese werden initiert

17 Der r-prozeß der Nukleosynthese von Elementen hoher Kernladungszahl Bedingung: extrem hohe Neutronenflußdichten (wegen explosiven nuklearen Brennens ) (~ 10^26 Neutronen pro m² und s) Kerne können Neutrinos aufnehmen Massezahl erhöht sich und es können eine Vielzahl radioaktiver Isotope entstehen bevor noch ein Beta-Zerfall stattfindet weil dieser Vorgang in Bezug auf den Beta-Zerfall schnell (engl. rapid ) vonstatten geht, spricht man von einem r-prozeß Auf diese Weise können stabile und instabile Elemente außerhalb von Eisen bis ungefähr zu Curium (Z=96) entstehen. Ab dieser Kernladungszahl sollte spontane Kernspaltung auftreten. r-prozesse während einer Supernovaexplosion dauern lokal nur wenige Sekunden. r-prozesse sind nur bei Supernovaexplosionen oder bei der Vereinigung zweier Neutronensterne möglich...

18 Als Ergebnis der Supernova-Explosion entsteht ein Supernova-Überrest In diesem Supernova-Überrest (engl. supernova remnant) findet Staubbildung statt. Darüber nächstes Mal mehr...

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