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Synthese schwerer Elemente: s- und r-Prozess Tobias Heil 6. Vortrag des Seminar über Nukleare Astrophysik und Anwendungen – SS04 Institut für Kern und.

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Präsentation zum Thema: "Synthese schwerer Elemente: s- und r-Prozess Tobias Heil 6. Vortrag des Seminar über Nukleare Astrophysik und Anwendungen – SS04 Institut für Kern und."—  Präsentation transkript:

1 Synthese schwerer Elemente: s- und r-Prozess Tobias Heil 6. Vortrag des Seminar über Nukleare Astrophysik und Anwendungen – SS04 Institut für Kern und Teilchenphysik Universität Münster

2 Inhalt des Vortrags - Möglichkeiten zur Bildung von.Trans-Iron Elementen - s-Prozess - r-Prozess - rp-Prozess - Vergleich der drei Prozess - Beispiele aktueller Forschung

3 Möglichkeiten zur Bildung von Trans-Iron Elementen =>Bildung schwerer Elemente nicht durch Fusion möglich

4 Möglichkeiten zur Bildung von Trans-Iron Elementen Fusion keine Möglichkeit Protoneneinfang: (Z,A) + p (Z+1,A+1) + Neutroneneinfang ( Z,A) + n (Z,A+1) +

5 Endpunkt: 209 Bi Der s(low)-Prozess

6 Zur Bestimmung der zeitl. Änderung von N A : ~ Neutroneneinfangquerschnitt v ~ Relativgeschwindigkeit zwischen Kern und Neutron N n ~ Neutronendichte N A ~ relative Häufigkeit des Kernes mit Massenzahl A ~ -Zerfallsrate Der s(low)-Prozess

7 1.Vereinfachung: = 0 für quasistabile Isotope 2.Vereinfachung: T = const. für den s-Prozess => v A = A v T = A v T A ~ A für boltzmannverteilte Neutronenenergie Im Gleichgewicht gilt: A-1 N A-1 A N A = 0 => Das Produkt aus A und N A ist konstant Der s(low)-Prozess

8 per Time of Flight - Messung wird E n gemessen Nachteile: Bremsstrahlung, Länge von über 50 m Experimentelle Bestimmung von A

9 Messung von A über Aktivierung der Probe E n -Verteilung wird Kollimation simuliert Nachteil: Nur bei Isotopen mit ½ 0,5 a möglich Experimentelle Bestimmung von A

10 Experimentell bestimmtes A für kT=30keV : Bemerkenswerts: - Kleines A für die mag. Neutronenzahlen N = 8,20,28,50,82,126 - je schwerer der Kern, desto größer A und desto kleiner N A Experimentelle Bestimmung von A

11 Ausnutzung des sog. Branching Beispiel 148 Sm- 150 Sm Vergleich: für 150 Sm größer als für 148 Sm aufgrund Zuwächse über 147 Nd, 148 Pm und 149 Pm Durch Analyse verschiedener Branchings => N n = (4,1± 0,6)*10 8 n/cm³ Bestimmung von N n

12 Bestimmung von T

13 =>durch Ermittlung der überschüssigen Menge von 176 Hf Bestimmung von T möglich =>Temperatur während des s-Prozess T = (3,0± 0,5)*10 8 K (Berechnet aus mehreren Branchings) ½ bei 176 Lu temperaturabhängig Bestimmung von T

14 Vorraussetzungen für den s-Prozess: N n ~ 4 * 10 8 n/cm³ T ~ 3 * 10 8 K Beides stabil für mehr als 1000 Jahre Kriterien werden erfüllt beim Heliumbrennen in roten Riesensternen Ort des s-Prozesses

15 Neutronenquelle beim Heliumbrennen: 22 Ne + 4 He 25 Mg + n 13 C + 4 He 16 O + n Ort des s-Prozesses

16 Hinweis für die Entstehung schwerer Elemente in Sternen: Die Entdeckung von Technetiumlinien in der Atmosphäre von Kohlenstoffsternen (rote Riesen) Technetium ist instabil! Langlebigstes Isotop 98 Tc zerfällt mit ½ = 4,2 * 10 6 a in 98 Ru Ort des s-Prozesses

17 => Technetium muss in diesen Sternen erzeugt worden sein 43 Tc - Technetium

18 Warum ist ein zweiter Prozess notwendig? 1. Der s-Prozess kann die Peaks 5-10 Masseeinheiten unterhalb der magischen Neutronenzahlen in der solaren Isotopenverteilung nicht erklären Der r(apid)-Prozess

19 Warum ist ein zweiter Prozess notwendig? 2. Der s-Prozess kann kein 232 Th, 235 U und 238 U erzeugen Der r(apid)-Prozess

20 Warum ist ein zweiter Prozess notwendig? 3. Der s-Prozess kann einige neutronenreiche Isotope nicht erzeugen Der r(apid)-Prozess

21 Endpunkt: unbestimmt (irgendwo bei A = 270 )

22 s-,r- und sr-Isotope nur r-Isotope schirmen nur s-Isotope vor dem r-Prozess ab

23 Der r-Prozess Da >> n, N n n/cm³ notwendig (für n =1 s ) Eine Temperatur T ~ 10 9 K => Mögliche Orte: - Typ II Supernovae - Neutronensternverschmelzungen Vorraussetzungen (für Modellrechnungen) :

24 Ort des r-Prozesses Explosives Heliumbrennen in SN Typ II: Schockfront durchläuft äußere Schichten wodurch Dichte und Temperatur erhöht wird => r-Prozess Bedingungen in He-Schale für wenige Sekunden Neutronenquellen ebenso wie bei s-Prozess: 22 Ne + 4 He 25 Mg + n 13 C + 4 He 16 O + n

25 Ort des r-Prozesses Vergleich Berechnung - solarer Verteilung:

26 Ort des r-Prozesses Nach -Zerfall innerhalb Jahren: (Berechnungen stammen aus den 80er Jahren)

27 Ähnlich wie r-Prozess, allerdings Protoneneinfang anstatt Neutronen Erklärung für nur p-Isotope äußerst geringer Anteil an s- und rs-Isotopen Der r(apid)p(roton)-Prozess

28 Relative Anteile an Elementen (Bsp Xe): Vergleich der drei Prozesse p-Isotope mit 0,18% verschwindend gering s-Isotope ~ 6% r-Isotope ~ 19,3%

29 Vergleich der drei Prozesse s-Prozess T ~ 3 * 10 8 K N n ~ 4 * 10 8 n/cm³ > 1000 Jahre 209 Bi Heliumbrennen r-Prozess T ~ 10 9 K N n ~ n/cm³ ~ 1 sec A ~ 270 Typ II SN, NStarMergers rp-Prozess T ~ 10 9 K ? ~ 1 sec ? Typ II SN

30 Beispiele aktueller Forschung bekannte A genauer bestimmen Eigenschaften von Isotope weit ab des Stabilitättals experimentell ermitteln r-Prozess als dynamischen Modell? Rolle der Neutrinos beim r-Prozess? rp-Prozess besser verstehen Andere Erklärungen für r- und p- Isotope finden


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