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NUKLEOSYNTHESE Die Entstehung der Elemente im Universum Florian Folger Betreuer: Prof. Dr. Ulrich Heber Astrophysikalisches Seminar WS 2006/07.

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1 NUKLEOSYNTHESE Die Entstehung der Elemente im Universum Florian Folger Betreuer: Prof. Dr. Ulrich Heber Astrophysikalisches Seminar WS 2006/07

2 Woher kommen diese Elemente?

3 NUKLEOSYNTHESE 1.Im frühen Universum 2.In Sternen 3.Im interstellaren Medium 4.Durch Neutroneneinfang 5. Anwendung: Das Alter des Universums

4 1. Nukleosynthese im frühen Universum Elementbildung beginnt nach ca. 200s mit Deuterium und Helium Bis dahin stehen alle existierenden Teilchen miteinander im thermischen Gleichgewicht. (Neutronen, Protonen, Elektronen, Positronen, Photonen & Neutrinos)

5 1. Nukleosynthese im frühen Universum Beim Einsetzen der Elementbildung beträgt das Neutron/Proton Verhältnis etwa Fast alle freien Neutronen werden für 4 He- Synthese verbraucht bzw. Mit Y + X = 1 (Massenanteile) erhalten wir für Y = 0,25 was durch Untersuchungen an sehr alten planetarischen Nebeln bestätigt wurde.

6 1. Nukleosynthese im frühen Universum posters/elements/booklet/energy_big.jpg

7 1. Nukleosynthese im frühen Universum Elemente jenseits von A = 8 können hier nicht erzeugt werden. Bei A = 5 (8) existiert kein stabiles Nuklid Schwerere Elemente werden In Sternen bei höheren Dichten gebildet.

8 1. Nukleosynthese im frühen Universum

9 Woher kommen diese Elemente?

10 2. Nukleosynthese in Sternen Der Materiekreislauf

11 2. Nukleosynthese in Sternen Wasserstoffbrennen (pp-Kette) Zündet ab einer Temperatur von Brenndauer: Erzeugt wieder 4 He. Die zwischendurch erzeugten Isotope von Be, Li und B werden in der Kette wieder vernichtet. Unsöld / Baschek – Der neue Kosmos (7.Auflage) S.284

12 2. Nukleosynthese in Sternen CNO-Zyklus Fusioniert effizienter 4H zu 4 He Voraussetzungen: Vorhandensein von C, N, O als Katalysatoren und Die Reaktion Nach genügend langer Zeit wird 14 N auf Kosten von C und O angereichert. ist die langsamste.

13 2. Nukleosynthese in Sternen Heliumbrennen Triple- -Prozess -Einfänge Aber: Die Sauerstoff-Reaktion ist sehr langsam, so dass weitere Einfänge kaum noch auftreten! Das Heliumbrennen erzeugt im Wesentlichen 12 C, 16 O, 20 Ne und 24 Mg

14 2. Nukleosynthese in Sternen Kohlenstoffbrennen Durch -Einfänge auf 20 Ne wird 24 Mg und 28 Si gebildet. Durch Nebenprozesse entsteht auch 16 O. 20 Ne Neonbrennen

15 2. Nukleosynthese in Sternen Sauerstoffbrennen 32 S, 31 P, 28 Si, 40 Ar ( -Einfang) Siliziumbrennen 56 Fe

16 Woher kommen diese Elemente?

17 2. Nukleosynthese in Sternen Photodesintegration Ab einer Temperatur von etwa haben Photonen genügend Energie um Kerne zu zerlegen ( -Teilchen abzusprengen) Die Reaktionen bilden eine lange Kette von aufeinanderfolgenden Prozessen, die gegenseitig im Gleichgewicht stehen.

18 2. Nukleosynthese in Sternen Die Elemente bis zum Eisen Zusätzlich zum -Einfang und Photodesintegration gibt es unzählige Reaktionen und Gleichgewichts- reaktionen, die nun gleichzeitig ablaufen. Zusammen mit dem s-Prozess erzeugen diese alle Elemente von Kohlenstoff bis zur Eisengruppe. Die Reaktionen enden beim Eisen, so dass dieses häufiger auftritt als seine leichteren Nachbarn. Das meiste Eisen wird jedoch in Typ I Supernovae erzeugt.

19 Woher kommen diese Elemente?

20 3. Synthese im interstellaren Medium Lithium, Beryllium und Bor treten in galaktischer Strahlung um das bis zu fache häufiger auf als in Sternen! In Sternen und während des Urknalls können diese Elemente wegen des Flaschenhalses nicht gebildet werden. Cowley - Cosmochemistry S. 204

21 3. Synthese im interstellaren Medium Spallation: Zertrümmerung schwerer Kerne durch hoch- energetische Teilchen (Protonen, etc...) Im interstellaren Medium werden C-, N- und O- Kerne durch Protonen zertrümmert, wobei Li, Be und B erzeugt wird. Die Wirkungsquerschnitte für diese Reaktionen können in Beschleunigern bis etwa 10 3 GeV bestimmt werden und liegen im Bereich der geometrischen Kernausdehnungen.

22 3. Synthese im interstellaren Medium Kann mit Hilfe der Spallation überhaupt ein so (relativ) häufiges Vorkommen erklärt werden? Annahmen: Schwellenenergie für Spallation: Kollisionsfrequenz: Aus Häufigkeitsverteilung: Zeit bis zu dieser Anreicherung:

23 Woher kommen diese Elemente?

24 4. Neutroneneinfang s-Prozess in AGB-Sternen (slow-process) Neutronen können als ungeladene Teilchen die Coulomb-Barriere der Kerne leicht überwinden und sich anlagern. s-Prozess verläuft langsam gegenüber dem konkurrierenden Zerfall, d.h. vereinfacht: Wann immer ein Zerfall auftreten kann, so tut er dies auch. Dieser Prozess folgt einem wohldefinierten Pfad.

25 4. Neutroneneinfang Cowley - Cosmochemistry S.215

26 4. Neutroneneinfang s-Prozess findet statt, sobald Neutronen vorhanden sind. Dabei gilt jedoch Vereinfacht: Jedes Nuklid hat einen eindeutigen Nachfolger. Relativ- geschwindigkeit Neutron/Nuklid Wirkungs- querschnitt EAS Publication Series 7 (2003) S. 180

27 4. Neutroneneinfang Woher kommen die Neutronen? benötigt 12 C aus He-Kern und Protonen aus H-Brennschale. benötigt C,N,O aus He-Brennschale und 14 N aus CNO-Zyklus in H-Brennschale. Erzeugt währende He-Flash kurzzeitig Neutronen. Durchmischung der einzelnen Schichten ist für Neutronenproduktion notwendig!

28 4. Neutroneneinfang r-Prozess in Typ II Supernovae (rapid-process) Elemente jenseits des -stabilen 83 Bi können durch den s-Prozess nicht erzeugt werden. r-Prozess benötigt noch höhere Neutronendichten, wie sie in Supernovae auftreten. Er erzeugt neutronenreiche Nuklide, da er schnell gegenüber dem konkurrierenden Zerfall abläuft. Neutronen kommen aus der Neutralisierung von p:

29 4. Neutroneneinfang Cowley - Cosmochemistry S.215

30 4. Neutroneneinfang Cowley - Cosmochemistry S.223

31 4. Neutroneneinfang Der r-Prozess folgt keinem wohldefinierten Pfad. Neutronen werden angelagert, bis ein Gleichgewicht zwischen der n und der n Reaktion vorliegt. Unter der Annahme, dieser GG-Punkt sei wohl definiert, gilt: Probleme: GG-Punkt ist verschmiert. Was passiert, wenn alle Neutronen aufgebraucht sind? -Zerfalls- rate

32 4. Neutroneneinfang p-Prozess Anlagerung von Protonen erzeugt die protonen- reichen Nuklide. Dies ist ein sekundärer Prozess, der auf Nukliden aufbaut, die bereits durch s- oder r-Prozess erzeugt wurden. Aufgrund der zu überwindenden Coulombbarriere sind die Raten etwa um eine Größenordnung niedriger. Die Herkunft der freien Protonen ist noch ungeklärt.

33 4. Neutroneneinfang Produktion der Elemente schwerer als Fe Alle drei Prozesse haben Maxima bei Kernen mit vollen Kernschalen. Offene Frage: Wieso erzeugen s- und r-Prozess die gleichen Häufigkeiten, obwohl sie unab- hängig voneinander ablaufen? Cowley - Cosmochemistry S.225

34 Zusammenfassung

35 5. Das Alter des Universums Altersbestimmung anhand von 238 U analog zur 14 C-Methode. 238 U ist das seltenste Element und kann nur in sehr alten metallarmen Sternen gemessen werden. 238 U wird im gleichen Prozess erzeugt (r-Prozess), wie seine stabilen Nachbarn. (Hier Os) Diese alten Sterne haben die gleichen Metallverteilungen wie unsere Sonne jedoch nur mit 12% der solaren Häufigkeit. 238 U ist allerdings nur zu 6% vorhanden. Alter aus dem Verhältnis 238 U / Os

36 5. Das Alter des Universums

37 5. Das Alter des Universums Synthetische Spektren für fest angenommene Häufigkeiten der stabilen Elemente und 4 variablen Häufigkeiten von 238 U. Die rote Kurve reproduziert die Messdaten am Besten. Diese gehört zu einer 238 U- Häufigkeit von 6% der der Sonne.

38 5. Das Alter des Universums Das Verhältnis bei der Bildung eines Sterns folgt aus Modellrechnungen, die beachten, dass sich das Verhältnis der stabilen r-Prozess-Elemente mit der Zeit nicht ändert. Mit Hilfe des radioaktiven Zerfallsgesetzes kann das Alter des Sterns bestimmt werden. Das Universum ist mindestens 12,5·10 9 Jahre alt.

39 Literatur Unsöld / Baschek – Der neue Kosmos (7.Auflage) Springer-Verlag 2005 Cowley – Cosmochemistry (Chapter 10: Energy Generation in stars and Nucleosynthesis) ??? Knödleder – Supernova Nucleosynthesis EAS Publication Series, 7 (2003) 177 – 215 Herwig – Evolution of Asymptotic Giant Branch Stars Annu. Rev. Astron. Astrophys :435 – 79 How old is the universe? ESO Press Release 02/01 Cayrel / Hill et al. - Measurement of stellar age from uranium decay Nature Vol. 409 S


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