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

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

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=7,5·109 K Aus freien Quarks bilden sich Protonen und Neutronen

primordiale Nukleosynthese ⇒ Grundlage für die Sythese der ersten Elemente Entstehung des Deuterons: Entstehung von Triton und Helion (wobei und ): Triton: Helion:

primordiale Nukleosynthese Entstehung des -Teilchens: Möglichkeit für die Entstehung von über Reaktionsweg:

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

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

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

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

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

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

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

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)

H-Brennen: p-p-Kette

H-Brennen: p-p-Kette 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

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

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

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

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

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 ⇒ Kette 1 2 3 Qeff In MeV 26,20 25,66 19,17

H-Brennen: CNO-Zyklus

H-Brennen: CNO-Zyklus 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

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

H-Brennen: CNO-Zyklus (←Wichtig!)

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

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

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

H-Brennen: CNO-Zyklus

H-Brennen Wann dominiert was?

H-Brennen T>20106 K → Dominanz des CNO-Zyk. T<20106 K → Dominanz der pp-Kette Energiebilanz: Auch beim CNO-Zyklus: Q=26,76 MeV Emittierte  besitzen geringe Energie →Qeff(CNO) Q=26,76 MeV Qeff(pp)26,20 MeV

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

Helium-Brennen Sind p und T groß genug (und m=0,5⋅Ms) → Zündung des He-Brennens He-Brennen in zwei Schritten: Tripple- Prozess

Helium-Brennen

Nukleare Brennphasen

Dauer der Phasen