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
Neuzeit: Die Elemente 1661 Robert Boyle: Elemente sind Grundstoffe, die sich nicht weiter zerlegen lassen. 1869 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? www.gsi.de
Die Periodentafel der Elemente Vorname Nachname
Chemische Fingerabdrücke Wasserstoff Natrium Sauerstoff Helium Argon Neon Lithium Abbildung: Anna Frebel
Ein Blick in das Spektrum... Ca C, Hγ Hβ Mg Na Hα Abbildung: Anna Frebel
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!
Wo kommen die Elemente her? Antwort der modernen Physik: Nukleosynthese im Urknall und in Sternen (Supernoven)
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
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
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!
Expansionsphasen I t = 0 s... ~ 10-43 s:? Singularität? Inflation? t ~ 10-43 s... 10-5 s: T ~ 10 32...10 13 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 ~ 10 11 K E ~ 10 MeV N(n) : N(p) ~ 1 : 1 Strahlung dominiert Kopplung durch schwache WW: γ, ν(e,µ,τ), e ± thermisches Glgw.
Exansionsphasen II: Beginn der BBN T ~ 10 10 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 < 0,5 10 10 K) n : p = 1 : 74 bei 10 10 K im GGW, aber Expansion (Abkühlung). Temperaturabfall durch Expansion: n : p = 1 : 6. Neutronenzerfall: n : p = 1 : 7.
Expansionsphasen III: BBN t = 1s... 180 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 2006 www.einstein-online.info 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.
Vergleich mit der Beobachtung Quelle: Achim Weiss Einstein Online 2006 www.einstein-online.info 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
Entwicklungswege von leichten und schweren Sternen Copyright: Addison Wesley Longman, Inc.
Wasserstoffbrennen auf der Hauptreihe MPI für Kernphysik Heidelberg http://outreach.atnf.csiro.au/ de.wikipedia.org
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)
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
s-prozess: A Z K+n A+1 Z K A+1 Z+1 K + e-- +ν e Elementsynthese jenseits von Eisen Vorname Nachname 208 82 Pb r-prozess: A ZK A+1 ZK A+2 ZK Quelle: GSI (www.gsi.de)
Supernova Vorname Nachname In den Stoßfronten des kollabierenden Sternes entstehen via r - Prozess die schweren Elemente bis Uran.
Beschleunigung der Supernova-Hüllen Hülle wird mit 10000 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: 10 57 Neutrinos 10 46 J Rückprall der äußeren Schichten am versteiften Kern. Zusätzliche Beschleunigung durch Absorption der Neutrinos!
Ca C, Hγ Hβ Mg Na Hα Abbildung: Anna Frebel
Ca C, Hγ Hβ Mg Na Hα Abbildung: Anna Frebel
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
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
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!
Zusammenfassung Urknall: Die ersten 3 Minuten Nukleonen aus Quarks (10-5...0.01 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.