Super Heavy Elements (SHE)

Präsentation zum Thema: "Super Heavy Elements (SHE)"—  Präsentation transkript:

1 Super Heavy Elements (SHE)
Herstellung und Nachweis von superschweren Elementen Thomas Bauer

2 Übersicht Entstehung der Elemente in unserem Universum
Herstellung von superschweren Elementen Klassische Massenspektrographie Nachweis von superschweren Elementen mit dem Geschwindigkeitsfilter SHIP

3 Entstehung der Elemente
Urknall Vor ca. 15 Milliarden Jahren Synthese im interstellaren Medium Bedingt durch kosmische Strahlung Synthese innerhalb der Sterne ca. eine Milliarde Jahre nach dem Urknall bis heute

4 Der Urknall Gesamte Materie und Energie existieren als Elementarteilchen in einem Feuerball von weit über 1010K Abkühlung auf 1010K: Photonen, Elektronen/ Positronen, Neutrinos/ Antineutrinos und Protonen/ Neutronen entstehen und koexistieren

5 Der Urknall Universum breitet sich weiter aus
Abkühlung des Universums auf ~109K Neue Atomkerne entstehen:

6 Der Urknall Nach ca. 3 Minuten hat sich das Universum soweit ausgebreitet und abgekühlt, dass keine Kernverschmelzungen mehr möglich sind („Urknall beendet“) Die restlichen Neutronen zerfallen zu Wasserstoff:

7 Der Urknall Die übriggebliebenen Protonen und Neutronen sind für den großen Anteil an H in unserem Universum verantwortlich Die primäre Kernreaktion des Urknalls ist die Produktion von 4He 98% der Elemente in unserem Universum sind Wasserstoff und Helium

8 Synthese im interstellaren Medium
Kosmische Strahlung in Form von sehr schnellen H und He-Kernen (~1016eV) Reaktion zwischen dieser Strahlung mit Helium, Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff => Lithium, Berillium und Bor entstehen Reaktionen finden bei Energien statt, die weit höher sind, als die des Urknalls aber in einer sehr geringen Dichte. Die Temperatur ist also niedrig und daher spalten sich die Li-, Be- und B-Kerne nicht sofort wieder auf („sie verbrennen nicht“)

9 Synthese innerhalb der Sterne
Betrachten die Evolution eines Sterns Besteht zum größten Teil aus Wasserstoff Gravitation zieht den Stern zusammen Wärmestrahlung wirkt Kontraktion entgegen

10 Synthese innerhalb der Sterne
Wasserstoffbrennen Wahrscheinlichkeit für Protonenver- schmelzung: 1/14Mrd Jahre! Aber: Sehr große Anzahl an Reaktionspartnern!

11 Synthese innerhalb der Sterne
Einige Milliarde Jahre später hat sich der Stern zu einem 2-Komponenten-System entwickelt H He

12 Synthese innerhalb der Sterne
Im Kern sind Bedingungen entstanden (108K und104 g/cm3), die eine neue Kern-reaktionen zulassen: Helium-Verbrennung

13 Synthese innerhalb der Sterne
Der Stern verändert sich mit der Zeit zu einem 3-Komponenten-System: 16O und 12C können unter den vorliegenden Bedingungen aufgrund ihrer Abstoßung nicht verschmelzen H He 16O 12C

14 Synthese innerhalb der Sterne
Weitere Kontraktion des Kerns durch Gravitation Ab einer Temperatur von 5x108K und einer Dichte von 5x105g/cm3 sind neue Kernreaktionen möglich:

15 Synthese innerhalb der Sterne
Entwicklung des Aufbaus höherer Temperatur und höherer Dichte stoppt nach der Produktion von 56Fe Zu diesem Zeitpunkt liegen alle Elemente bis zum 56Fe in dem Stern vor. 56Fe ist stabilster Kern, daher setzt Fusion keine Energie mehr frei!

16 Synthese innerhalb der Sterne
Wenn die Anfangsmasse des Sterns mindestens 4 Sonnenmassen beträgt, kommt es zur Katastrophe: Da nicht mehr genügend Energie durch Fusion freigesetzt wird, bringt die Gravitation den Stern zum Kollaps: Supernova

17 Supernova Implosion findet innerhalb einer Sekunde statt!
Die Temperatur und Dichte erhöht sich ein weiteres mal: 109K und 108g/cm3 Eisen-Kerne brechen unter diesen Bedingungen auseinander: => Es wird eine große Anzahl an Neutronen produziert

18 Supernova Die Neutronen können das Eisen anreichern und weitere Kerne erzeugen: 57Fe, 58Fe bis 79Fe Neutronen können in dem Kern durch beta-Zerfall in Protonen zerfallen Durch die Aufnahme von Neutronen und des Zerfalls von Neutronen in Protonen entstehen alle Elemente bis zum Uran

19 Entstehung der Elemente in unserem Universum - Zusammenfassung
Durch den Urknall und Kernreaktionen im insterstellaren Medium und im Sterneninneren sind eine Vielzahl von Elementen mit unterschiedlicher Häufigkeit entstanden

20 Superheavy Elements Gibt es auch noch stabile Elemente schwerer als Uran? In der Natur vergeblich gesucht Lohnt sich die Suche? Theorien haben sich erst in den letzten Jahrzehnten entwickelt. Tröpfchenmodell: gute Vorhersagen für Bindungsenergie und Masse, ABER keine Aussagen über Neutronen/Protonen-Konfiguration Schalenmodell: bestimmte magische Zahlen für besonders stabile Kerne: 2,8,20,28,50,82 (zusätzlich 126 für Neutronen) Einstimmige theoretische Überlegungen: 114 ist nächste magische Zahl für Protonen, 184 für Neutronen Weitere Berechnungen: Element 114 mit 184 Neutronen ist relativ stabiles Element auf einer „kleinen Insel von stabilen Elementen umgeben von einem See aus unstabilen Elementen“

21 Karte der Elemente

22 Synthese von Superheavys
Von 1940 bis heute 3 Strategien Neutronenbestrahlung ( ) Heiße Fusion ( ) Kalte Fusion (ab 1974)

23 Neutronenbestrahlung (~1940)
Schwere Elemente werden mit Neutronen beschossen Strategie erfolgreich bis Element 100 (Fermium) Fermium besitzt kein Isotop mit b- -Zerfall!

24 Heiße Fusion (~1952) Leichtes Projektil wird auf schweres Target geschossen Schema: Strategie erfolgreich bis Element 106 (Seaborgium)

25 Kalte Fusion (~1974) Ein schwerer und mittelschwerer Kern werden verschmolzen Einschussenergie: muß den Kernen erlauben, gerade eben die Coulomb-barriere zu überwinden „Soviel Energie wie nötig, aber so wenig Energie wie möglich.“ Schema: P + T  CN + n

26 Nachweis von verschiedenen Kernen
Grundsätzliche Ausnutzung der unterschiedlichen Ablenkungen von verschieden schnellen/ schweren geladenen Atomen im e.m. Feld. Einfachste und älteste Methoden: Parabelmethode (E und B parallel) Wien-Filter (E und B senkrecht)

27 Parabelmethode Ablenkung nach „unten“: Ablenkung zur „Seite“ :

28 Massenspektrographie von SHE
Verschiedene Probleme: Produktionsraten sehr gering: ~1SHE/ Tag Filterung aus der Flut von Strahlteilchen: 3 Billionen Strahlteilchen pro Sekunde Bekannte Eigenschaften von SHE Zerfallen größtenteils durch a-Emission mit Halbwertszeiten von Mikrosekunden bis einige Tage

29

30 Seperator for Heavy Ion Products (SHIP)
- 11 Meter lang - Vakuumbedingungen

31 SHIP – Target Rad besteht aus Pb oder Bi-Folie ( ) mg/cm2 und dreht sich mit 1000 U/min Niedrige Schmelz-temperaturen begrenzen den maximalen Strahl auf 2x1012 Teilchen/s Kühlung durch Metallplatten

32 SHIP – Quadrupol Linsen
Linsen fokussieren den Strahl Nötig wegen Streuung am Target Maße Radius: 7.5cm Länge: 25cm

33 SHIP – Velocity Filter Reaktionsprodukte verlassen das Target langsamer E- und B-Feld stehen senkrecht E-Feld: gap=15cm, Platte=50cm mal 50cm, Maximale Spannung=330kV B-Feld: gap=15 cm, Maximale Feldstärke=0.7T

34 SHIP – Velocity Filter Wahl von E und B bestimmt die durchzulassende Geschwindigkeit Abgelenkter Strahl wird auf gekühlter Kupferplatte gestoppt

35 SHIP Strahl ist nun grob gefiltert, aber Lösung ist der 5. Dipolmagnet
Teilchen mit hoher Geschwindigkeit können den Filter ohne Probleme passieren Teilchen mit zufällig gleicher Geschwindigkeit wie die SHE passieren den Filter ebenfalls Lösung ist der 5. Dipolmagnet

36 SHIP – 5. Dipolmagnet Lenkt den Strahl um 7.5° ab
Sehr schnelle Teilchen werden weniger abgelenkt Zufällig gleichschnelle Teilchen werden aufgrund ihrer niedrigeren Energie mehr abgelenkt

37 SHIP - Detectors time of flight-detector (tof) Stop-detector
Besteht aus dünnen C-Folien (2 oder 3 hintereinander) Stop-detector Besteht aus 7 identischen 16-Streifen Silizium-Detektoren und drei Germanium-Detektoren

38 SHIP - tof Gibt an, wenn ein SHE-Kandidat den Geschwindigkeitsfilter passiert hat Grobe Massenbestimmung (±10%)

39 SHIP – Stop-Detektor Ortsempfindliche Silizium-Sperrschichtzähler bestimmen Auftreffort und Energie Zerfallsketten können dort beobachtet werden (Mutter-, Tochter, Enkelinkern usw.): Korrelationsmethode Jeder Streifen ist 35mm mal 5mm

40 Typische Beobachtung im Detekor

41 Erste Erfolge des SHIP-Projekts (1998)
Produktion und Nachweis von 1981: Element 107 (Bohrium) 77 Atome 1982: Element 109 (Meitnerium) 14 Atome 1984: Element 108 (Hassium) 100 Atome

42 Überblick der von SHIP untersuchten Isotope (1987)
Mt Hs Bh Sg Db Ru

43 Weitere jüngste Erfolge des SHIP-Projekts (1998)
Produktion und Nachweis von 1994 Element 110 (Darmstadtium) 13 Atome 1994 Element 111 (Unununium) 3 Atome 1996 Element 112 (Ununbium) 2 Atome

44 Fragen und Antworten Zusammenfassung des Inhalts:
Entstehung der Elemente Herstellung von superschweren Elementen Nachweis von superschweren Elementen mit dem Geschwindigkeitsfilter SHIP