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H-Brennen; CNO-Zyklus Kernphysiklisches Seminar (SS04) Institut für Kernphysik Universität Münster Manfred Wiencierz.

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Präsentation zum Thema: "H-Brennen; CNO-Zyklus Kernphysiklisches Seminar (SS04) Institut für Kernphysik Universität Münster Manfred Wiencierz."—  Präsentation transkript:

1 H-Brennen; CNO-Zyklus Kernphysiklisches Seminar (SS04) Institut für Kernphysik Universität Münster Manfred Wiencierz

2 Übersicht Einleitung –Primordiale Nukleosynthese –Interstellare Materie H-Brennen (stellare Nukleosynthese) –p-p-Kette –CNO-Zyklus Schluß –Weitere Prozesse der stellaren Nukleosynthese (He-Brennen)

3 primordiale Nukleosynthese Nach dem Urknall freie Quarks Expansion des Universums Verringerung der Temperatur Je mehr Zeit verging, desto kälter wurde das Universum Ca. 3min später T=7,5·10 9 K –Aus freien Quarks bilden sich Protonen und Neutronen

4 primordiale Nukleosynthese Grundlage für die Sythese der ersten Elemente 1.Entstehung des Deuterons: 2.Entstehung von Triton und Helion (wobei und ): a)Triton: b)Helion:

5 primordiale Nukleosynthese 3.Entstehung des -Teilchens: a) b) Möglichkeit für die Entstehung von über Reaktionsweg:

6 primordiale Nukleosynthese Entstehung des Kohlenstoffs möglich, Wahrscheinlichkeit aber sehr gering Es gibt sehr wenig primoridal erzeugter Kohlenstoff

7 Interstellare Materie Interstellarer Raum = Raum zw Sternen Nichtleerer Raum der aus Gas- und Staubwolken besteht (76% H; 23% He) Diese Wolken sind die IM Es befindet sich 10x mehr Masse in der IM als in allen Sternen zusammen

8 Interstellare Materie Eigenschaften: –Sehr geringe Dichte (besser als jedes herstellbare Vakuum) –Sehr großes Volumen ( riesige Ausdehnung der Wolken) Besondere Bsp. der interstellaren Materie –Helle Wolken –Dunklen Wolken

9 Interstellare Materie Helle Wolken: –Sie werden durch benachbarte Sterne zum leuchten angeregt

10 Interstellare Materie Dunkle Wolken: –Das Licht von hinterliegenden Sternen wird weitgehend absorbiert

11 Interstellare Materie Was passiert nun mit der interstellaren Materie? –Dichte- und Schockwellen können einen Kollaps der IM verursachen Anstieg des Drucks und damit der Temperatur –Sobald p und T groß genug und m ausreichend Zündung des H-Brennens –Einstellung des Gleichgewichts von Gravitation, Temperatur und Strahlung

12 Stellare Nukleosynthese: H-Brennen Durch den enormen Vorrat an H verweilen die Sterne die meiste Zeit ihres Lebens im H-Brennen Die meisten beobachtbaren Sterne sind gerade in dieser Phase Was passiert beim H-Brennen? –Einfach gesagt: Das -Teilchen bleibt als Asche zurück

13 Stellare Nukleosynthese: H-Brennen Das H-Brennen erfolgt in einer Reak- tionskette und verschiedenen Zyklen –p-p-Kette p-p- I -Kette p-p- II -Kette p-p- III -Kette –Zyklen CNO-Zyklus (NeNa-Zyklus und MgAl-Zyklus)

14 H-Brennen: p-p-Kette

15 Wegen der kurzen Halbwertszeit sind in Sternen keine Neutronen vorhanden Für die Synthese eines d muß ersteinmal ein p in ein n umgewandelt werden: – erfolgt ausschließlich auf Grund der schwachen WW Kleinerer WQ und dadurch geringere (20GO) Reaktionsrate als bei Reaktionen die auf der starken oder elmagn. WW beruhen

16 H-Brennen: p-p-Kette –Flaschenhals der p-p Kette –Bestimmt die Geschwindigkeit der HHe- Umwandlung –Erfolgt auf Grund der elmagn. WW höhere Reaktionsgeschwindigkeit Diese beiden Prozesse sind die Ausgangs- reaktionen für alle 3 Ketten

17 H-Brennen: p-p-Kette p-p- I Kette endet mit folgender Reaktion – p-p- I Kette mit P=86% die wichtigste Ausgangspunkt der anderen Ketten ist –Durch die primordial und stallar enstan- denen kann das vernichtet werden

18 H-Brennen: p-p-Kette Nächste Reaktion der p-p- II ist der e - - Einfang: –Atome fast vollständig ionisiert e - muß außerhalb des Atomkerns eingefangen werden Verringerung der Reaktionsgeschwindigkeit – Hohe Reaktionsgeschw. und letzte Reaktion der p-p- II Kette

19 H-Brennen: p-p-Kette Bei der nächsten Reaktion der p-p- III Kette wird das entst. Be vernichtet – + -Zerfall in den angeregten Zustand –Angeregter Zustand zerfällt in 2 –Ende der p-p-III Kette

20 H-Brennen: p-p-Kette Netto: –In allen 3 Ketten wird die gleiche Energie frei: Q=26,73 MeV. ABER! –Entstandene tragen nicht zur nicht zur Energieproduktion im Stern bei Kette123 Q eff In MeV 26,2025,6619,17

21 H-Brennen: CNO-Zyklus

22 Vorraussetzung: Existenz eines Zyklus- Elements Zyklus-Element wird NICHT verbraucht! Katalysator-Wirkung Nur geringe Mengen Notwendig Enstehung des Zyklus-Elements –Primordial (Kohlenstoff) –Überreste explodierter Sterne

23 H-Brennen: CNO-Zyklus CNO-Hauptzyklus: Nur dieser Zyklus trägt zur Energiepro- duktion im Stern bei Netto:

24 H-Brennen: CNO-Zyklus (Wichtig!)

25 H-Brennen: CNO-Zyklus Besondere Bedeutung der Reaktion: –Hohe Coulomb-Barriere kleine Reaktionsrate Flaschenhals des Hauptzyklus

26 H-Brennen: CNO-Zyklus CNO-Neben( I )Zyklus: –Beachtlich hohe Coulomb-Barriere P=0,1% Unwichtig für E-Produktion –Wichtig für Synthese schwerer Elemente

27 H-Brennen: CNO-Zyklus Weitere Nebenzyklen: II. III. IV. Begin des NeNa- und AlMg-Zyklus –Sehr hohe Coulomb-Barrieren –Notwendig: sehr hohe Temperaturen –Keine E-Produktion, wichtig für Synthese

28 H-Brennen: CNO-Zyklus

29 H-Brennen Wann dominiert was?

30 H-Brennen T> K Dominanz des CNO-Zyk. T< K Dominanz der pp-Kette Energiebilanz: –Auch beim CNO-Zyklus: Q=26,76 MeV –Emittierte besitzen geringe Energie Q eff ( CNO ) Q=26,76 MeV Q eff (pp) 26,20 MeV

31 Helium-Brennen –Im Inneren kein H mehr (nur außen) keine E-Produktion Kontraktion T und p werden größer –Von außen wird He nachgeliefert He-Kern wird immer massiver weitere Kontraktion

32 Helium-Brennen –Sind p und T groß genug (und m=0,5M s ) Zündung des He-Brennens –He-Brennen in zwei Schritten: Tripple- Prozess

33 Helium-Brennen

34 Nukleare Brennphasen

35 Dauer der Phasen


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