Die Entstehung der lebenswichtigen Elemente S C H Ö P Fe N

Die Entstehung der lebenswichtigen Elemente S C H Ö P Fe N

Elemente, welche den Aufbau und die Chemie lebender Systeme bestimmen Vier Elemente dominieren die belebte Natur: H, O, C, N (zusammen 96 Masse-%) 3 Masse-% machen folgende Elemente aus: Na, K, Mg, Ca, Cl, S, P Spurenelemente: (keines hat einen Anteil > 0.01 Masse-%) B, F, Al, Si, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu, Zn, Ga, As, Se, Br, Mo, I, W

Vorkommen und Bedeutung einiger wichtiger chemischer Elemente in lebenden Zellen es kommt nicht unbedingt auf die Menge an, sondern auf die chemischen Eigenschaften!

Heutiges Thema: Wie sind diese lebenswichtigen Elemente im Kosmos entstanden? Kosmische Elementehäufigkeit

Die primordiale Elementesynthese Weltalter 13.75 Milliarden Jahre (Ga) Nullpunkt: Urknall Für die Existenz des Urknalls gibt es eine große Zahl empirischer Hinweise, so daß an seinem Stattfinden kaum noch Zweifel bestehen Uns interessiert hier nur das Zeitalter der Baryogenese, d.h. der Zeitraum zwischen 1 Minute und 3 Minuten nach dem Urknall... das Zuvor in Stichpunkten: Fiat Lux Planck-Zeit - TOE-Zeitalter Inflation - Zerfall des GUT-Feldes in masselose Quarks und Leptonen 1. Phasenübergang (Higgs-Feld -> Masse) - Baryonen + Mesonen Massensterben der Mesonen führt zur Leptonenbildung (Leptonenära) - Elementesynthese

Die Primordiale Elementesynthese fand zwischen der ersten Sekunde und dritten Minute nach dem Urknall statt durch die Hubble-Expansion nahm die Energiedichte (=Temperatur) des Baryonenplasmas ab (Störung des statistischen Gleichgewichts) Ausgangszustand: Protonen Neutronenverhältnis 1:1 (aber freie Neutronen zerfallen mit einer Halbwertszeit von ~ 13 Minuten 1. Sekunde: auf 6 Protonen kommen nur noch 1 Neutron (T~0.8 MeV) Protonen und Neutronen bilden Deuterium, welches aber sofort wieder zerfällt erst nach einer Minute ist die Temperatur soweit gefallen (T~89 kev), daß effektiv Deuterium gebildet wird. Jetzt kommen auf 7 Protonen nur noch ein Neutron in den nächsten zwei Minuten werden 99.99% aller noch vorhandenen freien Neutronen zu 4He Kernen gebunden - primordiales Helium (25 Masse-%); die restlichen Neutronen werden zu 7Li gebunden - primordiales Lithium. Weitere Elemente entstehen nicht. Ergebnis: 75 Masse-% Wasserstoff, 25 Masse-% Helium, etwas (<<1%) D und Li

Im Urknall entstanden nur die Elemente Wasserstoff, Helium und Lithium. Alle anderen Elemente des Periodensystems (im Prinzip bis Plutonium) sind stellaren Ursprungs Die stellare Elementesynthese

Elemente entstehen in Sternen durch thermonukleare Fusions- und radioaktive Zerfallsprozesse 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. 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

Bindungsenergie pro Nukleon - Maximum bei Fe (56/26)

Kernfusionsprozesse in Sternen Tmax ~ M^(4/3) Prozeß Brennstoff Produkt n [E T+5%] Temperatur Wasserstoff- Brennen Helium- Brennen Kohlenstoff- Brennen Neon- Brennen Sauerstoff- Brennen Silizium- Brennen H He 6 [35% pp] 15 [210% CNO] Masse Msonne 1x10^7 0.1 0.5 He C, O 30 [430%] 2x10^8 0.5-8 C O, Ne, Na, Mg 27 [370%] 6x10^8 8-11 Ne O, Mg 30-60 1x10^9 > 11 O Mg, Al, Si, P, S 2x10^9 > 11 Si Fe, Co, Ni, Cu... 3x10^9 > 11 Um die lebenswichtigen Elemente Phosphor und Schwefel in ausreichender Menge zu bilden und im interstellaren Raum anzureichern benötigt es mehrere Sterngenerationen mit Sternmassen > 11 Sonnenmassen

Wasserstoffbrennen Sterne, die ihren Energiehaushalt durch Wasserstoffbrennen bestreiten, nennt man Hauptreihensterne pp-zyklus 10 14 Millionen K

Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus) beginnt ab 13 Millionen K q(cno)~t^17 Dieser Zyklus spielt bei der heutigen Sonne nur eine geringe, mit der Zeit aber stetig wachsende Rolle (der kontinuierliche Leuchtkraftanstieg wird durch einen langsam immer effektiver werdenden CNO-Zyklus hervorgerufen).

Tripel-Alpha-Prozeß (Salpeter-Prozeß) Der Hauptreihenstern wird zu einem Roten Riesen

Weitere Kernfusionsprozesse zum Synthetisieren von Elementen oberhalb von Sauerstoff (Z=8) erfordern Sterne mit einer Masse > 8 M(Sonne) Kohlenstoffbrennen (Mg) / Neonbrennen (O, Mg) / Sauerstoffbrennen (S, P, Si) Neon, Schwefel, Phosphor, Silizium, Magnesium Siliziumbrennen (Fe) Nickel, Cobalt, Eisen, Kupfer Supernovaexplosion

Wie entstehen Elemente oberhalb von Z=26 (Eisen)? Elemente oberhalb von Eisen können nicht durch thermonukleare Reaktionen erzeugt werden, da sie endotherm (d.h. nur bei Energiezufuhr) verlaufen. Supernovaexplosionen -> bei Kernkollaps (Eisenkern kollabiert zu einem entarteten Neutronenstern oder einem Black hole) dabei entstehen riesige Neutronenflußdichten (> 10^22 Neutronen / pro cm²) r-prozeß (r=rapid) Neutronen werden von Atomkernen eingefangen -> Aufbau von Kernen großer Massezahl Neutronen unterliegen ß-Zerfall -> Protonen entstehen -> Elemente mit großem Z maximal erreichbare Massenzahlen um 260 Curium (Z=96), Rutherfordium (Z=104) Über radioaktive Zerfallsreihen unterschiedlicher Halbwertszeiten entstehen eine Vielzahl stabiler Elemente oberhalb des Eisens

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 Elemente unterhalb Blei und Wismut entstehen können. Z=47

Länge der einzelnen Brennphasen für massereiche Sterne (M> 11 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

Endstadien der Sternentwicklung 1. die schwere Masse = Gravitationsladung ist additiv und nicht abschirmbar 2. ein Stern ist nur dann stabil, wenn er sich im hydrodynamischen Gleichgewicht befindet Schwerkraft muß durch Gasdruck in jedem Punkt im Stern ausgeglichen werden Normale Sterne Gasdruck wird durch hohe Temperaturen erzeugt Strahlungsverlust (=Kühlung) muß durch Energieerzeugungsprozesse, welche die Temperatur und damit den Gasdruck konstant halten, permanent ausgeglichen werden (thermonukleare Reaktionen) Es gibt bei jedem normalen Stern einen Punkt, wo die Energieerzeugungsraten absinken damit der Stern stabil bleibt, muß er anderweitig Energie (=Wärme) erzeugen Kontraktion -> Temperaturerhöhung im Kern -> neuer Kernfusionszyklus

Was passiert aber, wenn die im Kern erreichten Temperaturen nicht ausreichen, um einen weiteren Kernfusionszyklus einzuleiten oder wenn bei massereichen Sternen sich ein Eisenkern ausgebildet hat, in dem keine weiteren exothermen Kernreaktionen mehr möglich sind? das endgültige Schicksal eines solchen Sterns hängt von der Masse seines Kerns ab (der immer kleiner als die Sternmasse ist) Stabilisierung aufgrund nichtthermischer Druckerzeugung keine Stabilisierung mehr möglich -> Entstehung eines Schwarzen Lochs Endkollaps führt zur völligen Zerstörung des Sterns -> kein stellarer Überrest GRENZMASSE

Sternkerne mit einer Masse unterhalb der Chandrasekhar-Grenze von ~1.5 M(Sonne) werden durch den Entartungsdruck eines Elektronengases stabilisiert Weiße Zwergsterne Liegt die Masse zwischen der Chandrasekhar-Grenzmasse und der Oppenheimer- Volkoff-Grenzmasse von ~ 3 M(Sonne), dann wird der Stern durch den Entartungsdruck einer Neutronenflüssigkeit stabilisiert Neutronensterne Oberhalb von 3 M(Sonne) gibt es keine Stabilisierungsmöglichkeit mehr. Der Stern kollabiert im freien Fall zu einem Schwarzen Loch. ~ Erdgröße ~ 30 km ~ 10 km

Wie gelangen die fusionierten Elemente in den kosmischen Raum? Da die Elemente im tiefsten Inneren eines Sterns produziert werden, müssen sie, um einmal biologisch wirksam werden zu können, irgendwie in den interstellaren Raum gelangen. Sternwinde Abstoßung von Hüllen während bestimmter Entwicklungsstadien (es muß konvektive Stadien geben, die in der Lage sind, die Sternatmosphäre mit schwereren Elementen aus dem Sternkern anzureichern) Sternexplosionen (insbesondere Supernovae) Anreicherung der interstellaren Materie mit Elementen Z>2 Konzentration nimmt mit jeder Sterngeneration zu

Kosmischer Materiekreislauf Sobald Atome Elektronen einfangen (kühle Sternatmosphäre, interstellarer Raum) beginnt die Domäne der CHEMIE Im Inneren der Sterne gibt es keine chemischen Prozesse (Chemie beginnt bei T~3000 K)