Die Entstehung der Elemente Ein Vortrag von Shin-Gyu Kang, Birger Buttenschön, Marco Knutzen, Ole Ammon Staack, Frank Schlotfeldt und Alexander Sperl Kiel, 10. Juni 2005
Inhalt Einleitung und Übersicht Sternentwicklung Entstehung der leichten Elemente Entstehung der schweren Elemente e- und x-prozess Elementhäufigkeiten
Einleitung und Überblick Big-Bang 4. Schritt Fe U 1. Schritt H He s-prozess Sternentwicklung r-prozess 2. Schritt He C p-prozess 3. Schritt C Fe
Big Bang ca.14 Mrd. Jahre Anfang von Raum und Zeit Universum von kleinem Volumen und unvorstellbar hoher Dichte 10-42 s nach Urknall ist das Verhalten des Universums durch Gesetze beschreibbar
1. Schritt H He 1ms später... Dichte der Materie zu gering für 4Körper-Reaktion (2p + 2n + 4He) deshalb p + n De bei T< 30 Mio K De He Ende der Fusionsprozesse
Nuklidkarte
2. Schritt He C Sternenentwicklung (Dichte höher als nach BB) Im Zentrum des Roten Riesen: 4 Resonanzbedingung 8 He + 4He 8 Be Be + 4He 12 C
3. Schritt C Fe Zwiebelschalenmodell Abermaliges kontrahieren des Roten Riesen Nächste Brennstufe wird gezündet (wenn nicht, dann Weißer Zwerg) Fusionsprozess endet bei Fe Supernovae Typ II entstehen durch Kollabieren des Stern aufgrund der eigenen Gravitation
Schnitt durch Riesenstern
4. Schritt Fe U Supernovae eröffnet neue Kette von Prozessen Viele Neutronen entstehen (beim Si-, OBrennen) 2 Einfangprozesse: s- Prozess, r- Prozess p-prozess
Sternentwicklung Das HertzsprungRussell-Diagramm
Sternentwicklung Entstehung bis HR: ca 106 a HR-Zeit: zwischen 106 und 109 a sehr unterschiedliche Nach-HREntwicklung
Entwicklung leichter Sterne M < 0,25 M8: konvektiv, H wird fast vollständig zu He verbrannt, Entwicklung zu Weißen Zwergen
Entwicklung von Sternen mittlerer Massen M M8: H-Schalen-Brennen und Entwicklung zu Roten Riesen, danach HeBrennen (He-Flash bei M < 1.5M8) und He-Schalen-Brennen, Entwicklung auf AGB und weiter zu Weißen Zwergen; Entstehung von Planetarischen Nebeln
Entwicklung von Sternen mittlerer Massen
Sterne auf dem AGB Sterne unter 1.5 M8: explosionsartige Zündung des HeBrennens im Kern (He-Flash), Sprung im HRD
Sterne auf dem AGB wenn He im Kern zu C verbrannt ist, folgt HeSchalenbrennen
Sterne auf dem AGB Ausdehnung des Sterns, dadurch Abkühlung und Abschwächung von H- und HeBrennen
Sterne auf dem AGB Kontraktion führt zu höherer Temperatur und Fusionsrate
Sterne auf dem AGB Zeitabstand dieser thermischen Pulse : 104 bis 105 Jahre Fortsetzung bis kein H- bzw. He-Brennen mehr möglich, dann Entwicklung zum Weißen Zwerg
Entwicklung von Sternen mittlerer Massen Eskimo - Nebel Hourglass - Nebel
Entwicklung schwerer Sterne M > 8 M8: He-Brennen im Kern setzt langsam ein, hohe Temperaturen erlauben C-, Ne-, O-, Si-Brennen, Brennschalen: Fe-Kern O-Brennen Ne-Brennen C-Brennen He-Brennen H-Brennen Hülle
Entwicklung schwerer Sterne Ende des Sterns auf sehr kurzen Zeitskalen: O-Brennen ca. 200d, SiBrennen ca. 2d Nach Ende des Si-Brennens Kollaps des Sterns, die äußeren Hüllen fallen frei auf den Kern; dabei Verdichtung auf mehr als Atomkerndichte Ende als Typ II - Supernova
Entwicklung schwerer Sterne etwa 1% der freiwerdenden Energie in Strahlung 99% in Neutrinos, die bei Kompression des Kerns entstehen nach p + en+n Überrest ist Neutronenstern oder bei sehr massereichen Sternen ein Schwarzes Loch
Entwicklung schwerer Sterne Crab Nebel Überrest einer SN von 1054 SN1987A in der LMC
Entstehung der leichten Elemente
Entstehung der leichten Elemente Lebensdauer und Entwicklung eines Sterns bestimmt durch: Masse Chemische Zusammensetzung
Entstehung der leichten Elemente Massefenster für Hauptreihensterne: 0.08 Mo < M < 50 Mo
Entstehung der leichten Elemente 0.08 Mo < M < 0.25 Mo dt/dr sehr groß => Konvektion Sehr kleiner Kern erreicht Zündtemperatur für pp-reaktion (H-Brennen) Zündbereich
Entstehung der leichten Elemente pp-kette (H-Brennen) p +1 p 2 D + 1p 3 1 2 He + 3He 3 Netto: 1 D + e+ + νe He + γ 4 He + 1p + 1p p + 1p + 1p + 1p 4He
Entstehung der leichten Elemente
Entstehung der leichten Elemente 0.25 Mo < M < 1.5 Mo In der Hülle: dt/dr groß => Konvektion Großer Kernbereich erreicht Zündtemperatur für pp-reaktion (H-Brennen) Kaum Vermischung Kern: He, Hülle: H Zündbereich: dt/dr klein
Entstehung der leichten Elemente 0.25 Mo < M < 1.5 Mo He-Kern Nach Ende des Kernbrennens: Abnahme von Temp. und Druck Kern kontrahiert Temperaturerhöhung zündet pp-reaktion in Schale Expansion roter Riese H-Brennen
Entstehung der leichten Elemente 0.25 Mo < M < 1.5 Mo 0.25 Mo < M < 0.5 Mo Keine weiteren Brennprozesse 0.5 Mo < M < 1.5 Mo Kern erreicht Zündtemperatur für 3α-Prozess (He-Flash)
Entstehung der leichten Elemente 3α-Prozess (He-Brennen) Be + γ 4 He + 4He 8 8 Be + 4He 12 Netto: 4 C+γ He + 4He + 4He 12C
Entstehung der leichten Elemente 0.25 Mo < M < 1.5 Mo 0.25 Mo < M < 0.5 Mo Keine weiteren Brennprozesse 0.5 Mo < M < 1.5 Mo Kern erreicht Zündtemperatur für 3α-Prozess (He-Flash) Danach keine weiteren Brenn-Prozesse
Entstehung der leichten Elemente 1.5 Mo < M < 50 Mo CNO-Zyklus Zentraltemperatur TZ > 20*106 K pp-reaktion CNO-Zyklus pp-reaktion
Entstehung der leichten Elemente CNO-Zyklus 12 15 C + 1p 13N + γ N + 1p 12C + 4He 13 N 13C + e+ + νe O 15N + e+ + νe 13 C + 1p 14N + γ 15 14 Netto: 1 N + 1p 15O + γ p + 1p + 1p + 1p 4He
Entstehung der leichten Elemente CNO-Zyklus bewirkt He-Brennen He-Anreicherung im Kern Übergang zum He-Brennen H-Brennen in der Schale H-Brennen
Entstehung der leichten Elemente Nach He-Brennen C-Kern der entstandene C-Kern kollabiert Temperaturanstieg zündet He-Brennen in der Schale He-Brennen H-Brennen
Entstehung der leichten Elemente 1.5 Mo < M < 50 Mo 1.5 Mo < M < 8 Mo Keine weiteren Brennprozesse 8 Mo < M < 50 Mo Kern erreicht Zündtemperatur für weitere Prozesse C-Brennen Ne-Brennen O-Brennen Si-Brennen
Entstehung der leichten Elemente C-Brennen (0.8*109 K < T < 1.2*109 K) 12 C + 12C 20 Ne + 4He + 4.6 MeV 23 Na + 1p + 2.2 MeV 23 Mg + 1n - 2.6 MeV Netto: Ne-Anreicherung
Entstehung der leichten Elemente Ne-Brennen (1.2*109 K < T < 2.0*109 K) 20 Ne + γ 16O + 4He 20 Ne + 4He 24Mg + γ Netto: 20 Ne + 20Ne 16O + 24Mg Zerstört Ne, reichert 16O an
Entstehung der leichten Elemente O-Brennen (2.0*109 K < T < 3.0*109 K) 16 O + 16O 28 Si + 4He + 9.6 MeV 31 P + 1p + 7.7 MeV 31 S + 1n + 1.5 MeV Netto: Si-Anreicherung
Entstehung der leichten Elemente Si-Brennen (T > 3.0*109 K) 28 Si + 28Si 56 Ni + γ 56 Co + e+ + νe 56 Fe + e+ + νe Endet im 56Fe-Peak
Entstehung der leichten Elemente Zwiebelschalen-Struktur nach Erlöschen des Si-Brennens H-Hülle H-Brennen He-Brennen C-Brennen Ne-Brennen O-Brennen Fe-Kern
Entstehung der schweren Elemente Fe O FHe CaCH Pb Au Pt Hg Th URb
Entstehung der schweren Elemente Woher kommen die Elemente, die schwerer sind als Eisen?
Entstehung der schweren Elemente Wir brauchen extreme Bedingungen, wie sie in Roten Riesen und Supernovae vorkommen. Dann können Kerne (z.b. Eisen) Neutronen einfangen, wodurch sich schwere Isotope dieser Elemente bilden.
Entstehung der schweren Elemente Die neuen Kerne entstehen also aus der Reaktion A A+1 K + n ZK Z Instabile Isotope werden unter β-zerfall zu A+1 K, also zu einem neuen Element. Z+1 Beispiel: 56 57 58 59 59 Fe Fe Fe Fe Co
Entstehung der schweren Elemente Entwicklung der neuen Kerne hängt davon ab, wie schnell sich die Neutronen anlagern. Unterscheidung zwischen s-prozess und r-prozess
Entstehung der schweren Elemente s-prozess In Supernovae und Roten Riesen Einfang von Neutronen nur ca. alle 1000 Jahre Wahrscheinlichkeit für β-zerfall erheblich größer als für den Einfang weiterer Neutronen Reaktionen also prinzipiell gemäß A Z K + n A+1ZK A+1Z+1K + e- + νe
Entstehung der schweren Elemente s-prozess s-prozess erreicht Uran nicht Grenzprozess:
Entstehung der schweren Elemente r-prozess In Supernovae Einfang vieler Neutronen in kurzen Zeiten Kerne können trotz Instabilität weitere Neutronen einfangen, also gemäß A A+1 A+2 K K K... Z Z Z Daher können instabile Isotope übersprungen werden Der r-prozess ermöglicht die Existenz von U, Th...
Entstehung der schweren Elemente p-prozess Überwindung des Coulombwalls nur mit genügend großer kinetischer Energie der Protonen möglich! Es werden Temperaturen von über 9 10 K = 1 000 000 000 K benötigt, um diese Energien zu erreichen. Die Protonen im Kern stoßen den Neuankömmling stark ab.
Entstehung der schweren Elemente p-prozess
Entstehung der schweren Elemente Die schweren Elemente entstehen i. A. durch Einfang von Neutronen (s- und r-prozess).
Nukleosynthese Der e-prozeß findet in thermischem Gleichgewicht statt (p,n Nukleonen) Es existieren mehrere stabile Gleichgewichte
Nukleosynthese Der e-prozeß In Supernovae entstehen unter dem thermischen Gleichgewicht (NSE) die Elemente des Eisen-Gruppe
Der x-prozess Wir wissen nicht, was sie tun! Herstellungsprozeß für Li, Be und B unbekannt Entstehungstheorien Big Bang Spallation Asymptotic Giant Branch Stars Supernovae
Der x-prozess Big Bang Nur 7Li kann entstehen Menge reicht nicht, um die heutigen Messungen zu verifizieren. Andere Entstehungsprozesse müssen ablaufen
Der x-prozess Asymptotic Giant Branch Stars Entdeckung von Lithium-reichen Roten Riesen 7 Be entsteht in der inneren Hülle und wird nach außen transportiert. 7 Durch Elektroneneinfang entsteht nun Li Diese Methode würde sehr große Mengen Lithium produzieren
Der x-prozess Spallation - Kernzertrümmerung Li, Be und B können durch Kernzertrümmerung von C, N, O und Fe mit Energien > 100 MeV entstehen. Auch diese Menge würde nicht ausreichen, um die Messungen zu untermauern.
Der x-prozess Supernovae Entstehung der Eemente in Ausläufern von Supernovae Zwei Theorien v Prozess Low energy spallation von C und O mit α-teilchen v-prozess spielt untergeordnete Rolle
Elementhäufigkeiten Welche Elemente sind besonders häufig? Welche Probleme treten beim Messen der Elementhäufigkeiten auf? Was für Schlüsse lassen sich aus den Elementhäufigkeiten ziehen?
Welche Elemente sind besonders häufig?
Welche Elemente sind besonders häufig?
Welche Elemente sind besonders häufig? Unterscheidung: Solare Häufigkeiten Kosmische Häufigkeiten Messung des Sonnenwindes Messung der kosmischen Strahlung Messung von Spektrallinien
Welche Elemente sind besonders häufig? Kosmische Häufigkeit gleicht in weiten Bereichen der solaren Häufigkeit. Lässt auf eine vorwiegend stellare Produktion der kosmischen Teilchen schließen
Welche Elemente sind besonders häufig? ABER: Teilweise starke Abweichungen (z.b. bei Li, Be, B sowie Sc, V, Mn)
Welche Elemente sind besonders häufig? Unterschiede entstehen durch Fragmentation ( Spallation ) der schwereren Kerne von O, C und N bei der Kollision mit Materie im interstellaren Raum Zerfall (nur bei Kollisionen) von Eisen führt zu einer Häufung der unterhalb von Eisen liegenden Elemente
Messungen und ihre Probleme Teilchen wechselwirken in der Atmosphäre bereits in den oberen Luftschichten und initiieren Teilchenschauer - Direkte Messung - Indirekte Messung
Messungen und ihre Probleme Abnehmende Teilchenzahl mit steigender Energie Längere Messzeiten für höherenergetische Teilchen erforderlich Unterschiedliche Messverfahren
Messungen und ihre Probleme Ballon Massenspektrograph Szintillationszähler Cherenkovzähler Flugzeitmesser Gewicht: bis 3t Gasvolumen: bis 106m3 Flughöhe: bis 40km
Messungen und ihre Probleme Satellit Vorteile: - längere Flugzeit - keine störende Restathmosphäre Nachteile: - kostenintensiv - keine Wartungsmöglichkeiten
Messungen und ihre Probleme
Messungen und ihre Probleme Bodenmessung Messung der ausgelösten Teilchenschauer Detektionsfläche bis 700m x 700m
Messungen und ihre Probleme Auger Observatorium: 1600 Detektorstationen im Abstand von 1,5km für Cerenkovlicht eines Schauerteilchens 4 Fluoreszensdetektoren
Was für Schlüsse lassen sich ziehen? Prozess der Nukleosynthese bzw. galaktischen chemischen Evolution ist erst am Anfang
Was für Schlüsse lassen sich ziehen? Es stehen noch viele leichte Elemente zur Verfügung, welche die Energie liefern, um in den kommenden Milliarden Jahren weitere schwere Elemente zu bilden.
Was für Schlüsse lassen sich ziehen? Schöne Bilder sind uns also auch noch in der Zukunft garantiert.
Was für Schlüsse lassen sich ziehen?