Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Der Urknall und seine Teilchen Kernsynthese Hjalmar Peters.

Ähnliche Präsentationen


Präsentation zum Thema: "Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Der Urknall und seine Teilchen Kernsynthese Hjalmar Peters."—  Präsentation transkript:

1 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Der Urknall und seine Teilchen Kernsynthese Hjalmar Peters

2 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese I.Einführung II.Das Neutron zu Proton Verhältnis N n /N p III.Primordiale Kernsynthese IV.Stellare Kernsynthese V.Zusammenfassung Überblick

3 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen- fassung 1.Struktur der Masse im Universsum 2. Häufigkeitsver- teilung der Elemente 3.Prozesse der Elementsynthese 4.Der zeitliche Rahmen

4 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Struktur der Masse im Universum Struktur der Baryonischen Materie I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese 1.Struktur der Masse im Universsum 2. Häufigkeitsver- teilung der Elemente 3.Prozesse der Elementsynthese 4.Der zeitliche Rahmen II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

5 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Struktur der Masse im Universum Struktur der Baryonischen Materie I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese 1.Struktur der Masse im Universsum 2. Häufigkeitsver- teilung der Elemente 3.Prozesse der Elementsynthese 4.Der zeitliche Rahmen II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

6 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Häufigkeitsverteilung der Elemente Elementhäufigkeiten I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese 1.Struktur der Masse im Universsum 2. Häufigkeitsver- teilung der Elemente 3.Prozesse der Elementsynthese 4.Der zeitliche Rahmen II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

7 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Häufigkeitsverteilung der Elemente Elementhäufigkeiten Prezesse der Elementesynthese I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese 1.Struktur der Masse im Universsum 2.Häufigkeitsver- teilung der Elemente 3.Prozesse der Elementsynthese 4.Der zeitliche Rahmen II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

8 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Stellare Kernsynthese Verbrennungs- phase < Pbbis Transurane Supernova Stellare Kernsynthese Verbrennungs- phase < Pbbis Transurane Supernova Spallations- prozesse 6 Li, 9 Be, 10 B, 11 B Stellare Kernsynthese Verbrennungs- phase < Pbbis Transurane Supernova Primordiale Kernsynthese H, He Prezesse der Elementesynthese Primordiale Kernsynthese H, He I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese 1.Struktur der Masse im Universsum 2. Häufigkeitsver- teilung der Elemente 3.Prozesse der Elementsynthese 4.Der zeitliche Rahmen II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

9 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Der zeitliche Rahmen s10 12 KkT=100MeVN n / N p ≈ 1 Phasenübergang: Quark-Gluonen-Plasma → Nukleonen - 1s10 10 KkT=1MeVN n / N p ≈ 1/6 Neutrinos entkoppeln von Materie  n und p verlassen th. Glgw min 3 bis 1x10 9 K, kT=300 bis 100keVN n / N p ≈ 1/7 Hauptphase der primordialen Kernsynthese 1s30min Primordiale Kernsynthese I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese 1.Struktur der Masse im Universsum 2. Häufigkeitsver- teilung der Elemente 3.Prozesse der Elementsynthese 4.Der zeitliche Rahmen II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

10 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis N n /N p I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen- fassung

11 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Das Neutron zu Proton Verhältnis N n /N p Im thermodynamischen Gleichgewicht gilt die Boltzmannverteilung: I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

12 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Das Neutron zu Proton Verhältnis N n /N p Im thermodynamischen Gleichgewicht gilt : I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

13 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Das Neutron zu Proton Verhältnis N n /N p Im thermodynamischen Gleichgewicht gilt : Das th. Gleichgewicht zwischen n und p wird durch folgende Prozesse der schwachen Wechselwirkung aufrecht erhalten: I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

14 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Das Neutron zu Proton Verhältnis N n /N p Das th. Gleichgewicht zwischen n und p wird durch folgende Prozesse der schwachen Wechselwirkung aufrecht erhalten: Bei einer Energie von ca. 1 MeV friert die schwache Wechselwirkung aus.  Neutronen und Protonen verlassen das thermische Gleichgewicht. → Nukleosynthese I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

15 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Das Proton zu Neutron Verhältnis N n /N p Das th. Gleichgewicht zwischen n und p wird durch folgende Prozesse der schwachen Wechselwirkung aufrecht erhalten: Bei einer Energie von ca. 1 MeV friert die schwache Wechselwirkung aus.  Neutronen und Protonen verlassen das thermische Gleichgewicht. → Nukleosynthese Nach der primordialen Kernsynthese sind praktische alle Neutronen in 4 He gebunden. Das Verhältnis N n /N p hat seinen end- gültigen Wert 88/12 angenommen. I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

16 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese III. Primordiale Kernsynthese I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese 1.Die Nuklidkarte 2.Die 12 fundamentalen Reaktionen 3.Primordiale 4 He-Häufigkeit 4.Der zeitliche Ablauf V. Zusammen- fassung

17 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Die Nuklidkarte N Z I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese 1.Die Nuklidkarte 2.Die 12 fundamentalen Reaktionen 3.Primordiale 4 He-Häufigkeit 4.Der zeitliche Ablauf II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

18 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese n 10,6 min 1 H 2 H 3 H 12,3 a 3 He 4 He 6 He 808ms 8 He 122 ms 6 Li 7 Li 8 Li 842 ms 9 Li 178 ms 7 Be 53,3 d 9 Be 10 Be 1,6·10 6 a 11 Be 13,8 s 8 B 770 ms 10 B 11 B 12 B 20,3 ms 9 C 127 ms 10 C 19,3 s 11 C 20,3 min 12 C 13 C n 10,6 min 1 H 2 H 3 H 12,3 a 3 He 4 He 6 He 808ms 8 He 122 ms 6 Li 7 Li 8 Li 842 ms 9 Li 178 ms 7 Be 53,3 d 9 Be 10 Be 1,6·10 6 a 11 Be 13,8 s 8 B 770 ms 10 B 11 B 12 B 20,3 ms 9 C 127 ms 10 C 19,3 s 11 C 20,3 min 12 C 13 C Die Nuklidkarte N Z I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese 1.Die Nuklidkarte 2.Die 12 fundamentalen Reaktionen 3.Primordiale 4 He-Häufigkeit 4.Der zeitliche Ablauf II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

19 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Die 12 fundamentalen Reaktionen N Z n 10,6 min 1 H 2 H 3 H 12,3 a 3 He 4 He 6 He 808ms 8 He 122 ms 6 Li 7 Li 8 Li 842 ms 9 Li 178 ms 7 Be 53,3 d 9 Be 10 Be 1,6·10 6 a 11 Be 13,8 s 8 B 770 ms 10 B 11 B 12 B 20,3 ms 9 C 127 ms 10 C 19,3 s 11 C 20,3 min 12 C 13 C Die Nuklidkarte n → p I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese 1.Die Nuklidkarte 2.Die 12 fundamentalen Reaktionen 3.Primordiale 4 He-Häufigkeit 4.Der zeitliche Ablauf II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

20 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese 7 Be + n → 7 Li + p t + d → 4 He + n 3 He + n → t + p d + d → t + p 3 He + d → 4 He + p n → p p + n → d d + p → 3 He d + d → 3 He + n d + d → t + p t + d → 4 He + n t +  → 7 Li 3 He + n → t + p 3 He +  → 7 Be 7 Be + n → 7 Li + p p + n → d d + p → 3 He d + d → 3 He + n t +  → 7 Li 3 He +  → 7 Be 7 Li + p → 4 He +  Die 12 fundamentalen Reaktionen N Z n 10,6 min 1 H 2 H 3 H 12,3 a 3 He 4 He 6 He 808ms 8 He 122 ms 6 Li 7 Li 8 Li 842 ms 9 Li 178 ms 7 Be 53,3 d 9 Be 10 Be 1,6·10 6 a 11 Be 13,8 s 8 B 770 ms 10 B 11 B 12 B 20,3 ms 9 C 127 ms 10 C 19,3 s 11 C 20,3 min 12 C 13 C He + d → 4 He + p I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese 1.Die Nuklidkarte 2.Die 12 fundamentalen Reaktionen 3.Primordiale 4 He-Häufigkeit 4.Der zeitliche Ablauf II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

21 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese N Z n 10,6 min 1 H 2 H 3 H 12,3 a 3 He 4 He 6 He 808ms 8 He 122 ms 6 Li 7 Li 8 Li 842 ms 9 Li 178 ms 7 Be 53,3 d 9 Be 10 Be 1,6·10 6 a 11 Be 13,8 s 8 B 770 ms 10 B 11 B 12 B 20,3 ms 9 C 127 ms 10 C 19,3 s 11 C 20,3 min 12 C 13 C n → p p + n → d d + p → 3 He d + d → 3 He + n d + d → t + p t + d → 4 He + n t +  → 7 Li 3 He + n → t + p 3 He +  → 7 Be 7 Be + n → 7 Li + p Die 12 fundamentalen Reaktionen 3 He + d → 4 He + p 7 Li + p → 4 He +  N Z n 10,6 min 1 H 2 H 3 H 12,3 a 3 He 4 He 6 He 808ms 8 He 122 ms 6 Li 7 Li 8 Li 842 ms 9 Li 178 ms 7 Be 53,3 d 9 Be 10 Be 1,6·10 6 a 11 Be 13,8 s 8 B 770 ms 10 B 11 B 12 B 20,3 ms 9 C 127 ms 10 C 19,3 s 11 C 20,3 min 12 C 13 C I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese 1.Die Nuklidkarte 2.Die 12 fundamentalen Reaktionen 3.Primordiale 4 He-Häufigkeit 4.Der zeitliche Ablauf II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

22 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese n → p p + n → d d + p → 3 He d + d → 3 He + n d + d → t + p t + d → 4 He + n t +  → 7 Li 3 He + n → t + p 3 He +  → 7 Be 7 Be + n → 7 Li + p Die 12 fundamentalen Reaktionen 3 He + d → 4 He + p 7 Li + p → 4 He +  N Z n 10,6 min 1 H 2 H 3 H 12,3 a 3 He 4 He 6 He 808ms 8 He 122 ms 6 Li 7 Li 8 Li 842 ms 9 Li 178 ms 7 Be 53,3 d 9 Be 10 Be 1,6·10 6 a 11 Be 13,8 s 8 B 770 ms 10 B 11 B 12 B 20,3 ms 9 C 127 ms 10 C 19,3 s 11 C 20,3 min 12 C 13 C A=5 A=8 N Z n 10,6 min 1 H 2 H 3 H 12,3 a 3 He 4 He 6 He 808ms 8 He 122 ms 6 Li 7 Li 8 Li 842 ms 9 Li 178 ms 7 Be 53,3 d 9 Be 10 Be 1,6·10 6 a 11 Be 13,8 s 8 B 770 ms 10 B 11 B 12 B 20,3 ms 9 C 127 ms 10 C 19,3 s 11 C 20,3 min 12 C 13 C I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese 1.Die Nuklidkarte 2.Die 12 fundamentalen Reaktionen 3.Primordiale 4 He-Häufigkeit 4.Der zeitliche Ablauf II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

23 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese n → p p + n → d d + p → 3 He d + d → 3 He + n d + d → t + p t + d → 4 He + n t +  → 7 Li 3 He + n → t + p 3 He +  → 7 Be 7 Be + n → 7 Li + p Die 12 fundamentalen Reaktionen 3 He + d → 4 He + p 7 Li + p → 4 He +  N Z n 10,6 min 1 H 2 H 3 H 12,3 a 3 He 4 He 6 He 808ms 8 He 122 ms 6 Li 7 Li 8 Li 842 ms 9 Li 178 ms 7 Be 53,3 d 9 Be 10 Be 1,6·10 6 a 11 Be 13,8 s 8 B 770 ms 10 B 11 B 12 B 20,3 ms 9 C 127 ms 10 C 19,3 s 11 C 20,3 min 12 C 13 C I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese 1.Die Nuklidkarte 2.Die 12 fundamentalen Reaktionen 3.Primordiale 4 He-Häufigkeit 4.Der zeitliche Ablauf II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

24 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese 12% p 12% n Primordiale 4 He-Häufigkeit Das Neutron-zu-Proton-Verhältnis beträgt nach der primordialen Kernsynthese 12/88 88% Protonen12% Neutronen Praktisch alle Neutronen befinden sich nach der primordialen Kernsynthese in 4 He-Kernen. 76% Protonen24% 4 He I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese 1.Die Nuklidkarte 2.Die 12 fundamentalen Reaktionen 3.Primordiale 4 He-Häufigkeit 4.Der zeitliche Ablauf II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

25 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Der zeitliche Ablauf I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese 1.Die Nuklidkarte 2.Die 12 fundamentalen Reaktionen 3.Primordiale 4 He-Häufigkeit 4.Der zeitliche Ablauf II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

26 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese 1.Wasserstoff- verbrennung 2.Helium- verbrennung 3.Verbrennung bis zum Eisen 4.s-process 5.r-process I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

27 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese M Stern < 0,08 M  brauner Zwerg Temperatur reicht nicht zur Zündung der Wasserstofffusion M Stern > 0,08 M  Wasserstofffusion setzt ein: Heliumkern Wasserstoffverbrennung 1.Wasserstoff- verbrennung 2.Helium- verbrennung 3.Verbrennung bis zum Eisen 4.s-process 5.r-process I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

28 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese M Stern < 0,08 M  brauner Zwerg Temperatur reicht nicht zur Zündung der Wasserstofffusion M Stern > 0,08 M  Wasserstofffusion setzt ein: Heliumkern Wasserstoffverbrennung M Stern << M  M Stern  M  weisser Zwerg Temperatur reicht nicht zur Zündung der Heliumfusion roter Riese Heliumfusion durch „3  -Prozess“ : Heliumverbrennung 1.Wasserstoff- verbrennung 2.Helium- verbrennung 3.Verbrennung bis zum Eisen 4.s-process 5.r-process I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

29 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese M Stern << M  M Stern  M  weisser Zwerg Temperatur reicht nicht zur Zündung der Heliumfusion roter Riese Heliumfusion durch „3  -Prozess“ : Heliumverbrennung N n 10,6 min 1 H 2 H 3 H 12,3 a 3 He 4 He 6 He 808ms 8 He 122 ms 6 Li 7 Li 8 Li 842 ms 9 Li 178 ms 7 Be 53,3 d 9 Be 10 Be 1,6·10 6 a 11 Be 13,8 s 8 B 770 ms 10 B 11 B 12 B 20,3 ms 9 C 127 ms 10 C 19,3 s 11 C 20,3 min 12 C 13 C Z A=5 A=8 1.Wasserstoff- verbrennung 2.Helium- verbrennung 3.Verbrennung bis zum Eisen 4.s-process 5.r-process I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

30 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Z N n 10,6 min 1 H 2 H 3 H 12,3 a 3 He 4 He 6 He 808ms 8 He 122 ms 6 Li 7 Li 8 Li 842 ms 9 Li 178 ms 7 Be 53,3 d 9 Be 10 Be 1,6·10 6 a 11 Be 13,8 s 8 B 770 ms 10 B 11 B 12 B 20,3 ms 9 C 127 ms 10 C 19,3 s 11 C 20,3 min 12 C 13 C roter Riese Heliumfusion durch „3  -Prozess“ : Heliumverbrennung A=5 A=8 1.Wasserstoff- verbrennung 2.Helium- verbrennung 3.Verbrennung bis zum Eisen 4.s-process 5.r-process I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

31 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Z N n 10,6 min 1 H 2 H 3 H 12,3 a 3 He 4 He 6 He 808ms 8 He 122 ms 6 Li 7 Li 8 Li 842 ms 9 Li 178 ms 7 Be 53,3 d 9 Be 10 Be 1,6·10 6 a 11 Be 13,8 s 8 B 770 ms 10 B 11 B 12 B 20,3 ms 9 C 127 ms 10 C 19,3 s 11 C 20,3 min 12 C 13 C roter Riese Heliumfusion durch „3  -Prozess“ : Heliumverbrennung A=5 A=8 1.Wasserstoff- verbrennung 2.Helium- verbrennung 3.Verbrennung bis zum Eisen 4.s-process 5.r-process I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

32 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese roter Riese Verbrennung bis zum Eisen Je nach Masse des Sterns werden nach der Heliumverbrennung Kohlenstoff und ggfs. noch schwerere Elemente weiterverbrannt: Ab Eisen ist keine Energiegewinnung durch Fusion mehr möglich! z.B. 1.Wasserstoff- verbrennung 2.Helium- verbrennung 3.Verbrennung bis zum Eisen 4.s-process 5.r-process I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

33 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese roter Riese Verbrennung bis zum Eisen Je nach Masse des Sterns werden nach der Heliumverbrennung Kohlenstoff und ggfs. noch schwerere Elemente weiterverbrannt: Ab Eisen ist keine Energiegewinnung durch Fusion mehr möglich! z.B. Elementsynthese bis zu Bismut beim s-process Während der Verbrennungsphase produziert ein Stern schwere Kerne durch sukzessiven Einfang von Neutronen und anschliessenden  -Zerfall 1.Wasserstoff- verbrennung 2.Helium- verbrennung 3.Verbrennung bis zum Eisen 4.s-process 5.r-process I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

34 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese roter Riese Elementsynthese bis zu Bismut beim s-process Während der Verbrennungsphase produziert ein Stern schwere Kerne durch sukzessiven Einfang von Neutronen und anschliessenden  -Zerfall 57 Fe 58 Fe 59 Fe 59 Co 60 Co 60 Ni 61 Ni 62 Ni 63 Ni 63 Cu 1.Wasserstoff- verbrennung 2.Helium- verbrennung 3.Verbrennung bis zum Eisen 4.s-process 5.r-process I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

35 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese roter Riese Elementsynthese bis zu Bismut beim s-process Während der Verbrennungsphase produziert ein Stern schwere Kerne durch sukzessiven Einfang von Neutronen und anschliessenden  -Zerfall 57 Fe 58 Fe 59 Fe 59 Co 60 Co 60 Ni 61 Ni 62 Ni 63 Ni 63 Cu 209 Bi 208 Pb 207 Pb 208 Bi 206 Tl 209 Pb 210 Bi 212 Po 211 Po 210 Po 209 Po 212 Po 211 Bi 207 Bi 206 Pb 207 Tl 210 Pb 208 Tl 1.Wasserstoff- verbrennung 2.Helium- verbrennung 3.Verbrennung bis zum Eisen 4.s-process 5.r-process I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

36 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese roter Riese Elementsynthese bis zu Bismut beim s-process Während der Verbrennungsphase produziert ein Stern schwere Kerne durch sukzessiven Einfang von Neutronen und anschliessenden  -Zerfall 209 Bi 208 Pb 207 Pb 208 Bi 206 Tl 209 Pb 210 Bi 212 Po 211 Po 210 Po 209 Po 212 Po 211 Bi 207 Bi 206 Pb 207 Tl 210 Pb 208 Tl Der s-process kann keine Elemente erzeugen, die schwerer als Bismut sind 1.Wasserstoff- verbrennung 2.Helium- verbrennung 3.Verbrennung bis zum Eisen 4.s-process 5.r-process I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

37 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese roter Riese Elementsynthese bis zu Bismut beim s-process Während der Verbrennungsphase produziert ein Stern schwere Kerne durch sukzessiven Einfang von Neutronen und anschliessenden  -Zerfall 209 Bi 208 Pb 207 Pb 208 Bi 206 Tl 209 Pb 210 Bi 212 Po 211 Po 210 Po 209 Po 212 Po 211 Bi 207 Bi 206 Pb 207 Tl 210 Pb 208 Tl Der s-process kann keine Elemente erzeugen, die schwerer als Bismut sind Elementsynthese bis zu Transuranen beim r-process M Stern  M  weisser Zwerg Temperatur reicht nicht zur Zündung weiterer Fusionen M Stern  1,4 M  Supernova 1.Wasserstoff- verbrennung 2.Helium- verbrennung 3.Verbrennung bis zum Eisen 4.s-process 5.r-process I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

38 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese roter Riese Elementsynthese bis zu Transuranen beim r-process M Stern  M  weisser Zwerg Temperatur reicht nicht zur Zündung weiterer Fusionen M Stern  1,4 M  Supernova M Stern  3.2 M  Neutronenstern schwarzes Loch M Stern  3.2 M  1.Wasserstoff- verbrennung 2.Helium- verbrennung 3.Verbrennung bis zum Eisen 4.s-process 5.r-process I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

39 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese roter Riese Elementsynthese bis zu Transuranen beim r-process M Stern  M  weisser Zwerg Temperatur reicht nicht zur Zündung weiterer Fusionen M Stern  1,4 M  Supernova M Stern  3.2 M  Neutronenstern schwarzes Loch M Stern  3.2 M  Bei einer Supernova-Explosion werden extrem grosse Neutronenflüsse erreicht. Dabei ist der Neutroneneinfang schneller als  - und  -Zerfallsprozesse und es wird die „Uran- Insel“ erreicht. 1.Wasserstoff- verbrennung 2.Helium- verbrennung 3.Verbrennung bis zum Eisen 4.s-process 5.r-process I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

40 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Elementsynthese bis zu Transuranen beim r-process Supernova Bei einer Supernova-Explosion werden extrem grosse Neutronenflüsse erreicht. Dabei ist der Neutroneneinfang schneller als  - und  -Zerfallsprozesse und es wird die „Uran- Insel“ erreicht. 1.Wasserstoff- verbrennung 2.Helium- verbrennung 3.Verbrennung bis zum Eisen 4.s-process 5.r-process I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

41 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese V. Zusammenfassung I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung

42 Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Die beobachteten Elementhäufigkeiten stimmen hervorragend mit den Berechnungen überein. Diese Übereinstimmung ist eine wichtige Stütze des Standardmodells der Kosmologie! Zusammenfassung I. Einführung III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese II. Das Neutron zu Proton Verhältnis V. Zusammen- fassung


Herunterladen ppt "Hauptseminar SS 2005 „Der Urknall und seine Teilchen“ Kernsynthese Der Urknall und seine Teilchen Kernsynthese Hjalmar Peters."

Ähnliche Präsentationen


Google-Anzeigen