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

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

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

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

Der s(low)-Prozess Endpunkt: 209Bi Abwechselnder Neutroneneinfang – ß-Zerfall tb << tn Dauer (hauptsächlich durch tn bestimmt) Endpunkt Endpunkt: 209Bi

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

Der s(low)-Prozess Vereinfachung: lb = 0 für quasistabile Isotope Vereinfachung: T = const. für den s-Prozess => <sv>A = <s>AvT = sAvT sA ~ <s>A für boltzmannverteilte Neutronenenergie Im Gleichgewicht gilt: sA-1NA-1 - sANA = 0 => Das Produkt aus sA und NA ist konstant

Experimentelle Bestimmung von sA per Time of Flight - Messung wird En gemessen Nachteile: Bremsstrahlung, Länge von über 50 m

Experimentelle Bestimmung von sA Messung von sA über Aktivierung der Probe En-Verteilung wird Kollimation simuliert Nachteil: Nur bei Isotopen mit t½ ≤ 0,5 a möglich

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

Bestimmung von Nn Ausnutzung des sog. “Branching“ Beispiel 148Sm-150Sm Vergleich: sANA für 150Sm größer als für 148Sm aufgrund Zuwächse über 147Nd, 148Pm und 149Pm Durch Analyse verschiedener Branchings => Nn = (4,1± 0,6)*108 n/cm³

Bestimmung von T

Bestimmung von T t½ bei 176Lu temperaturabhängig => durch Ermittlung der überschüssigen Menge von 176Hf Bestimmung von T möglich => Temperatur während des s-Prozess T = (3,0± 0,5)*108 K (Berechnet aus mehreren Branchings)

Ort des s-Prozesses Vorraussetzungen für den s-Prozess: Nn ~ 4*108 n/cm³ T ~ 3*108 K Beides stabil für mehr als 1000 Jahre Kriterien werden erfüllt beim Heliumbrennen in roten Riesensternen

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

Ort des s-Prozesses Hinweis für die Entstehung schwerer Elemente in Sternen: Die Entdeckung von Technetiumlinien in der Atmosphäre von Kohlenstoffsternen (rote Riesen) Technetium ist instabil! Langlebigstes Isotop 98Tc zerfällt mit t½= 4,2*106 a in 98Ru

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

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

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

Der r(apid)-Prozess Endpunkt: unbestimmt (irgendwo bei A = 270) Erklärung für r-Peaks Schneller Neutroneneinfang, ß-Zerfall bei “Waiting Points“ (hier Ausgleich zwischen (n,g) und (g,n) Reaktionen erreicht) Neutronenbindungsenergie Qn ≃ 2MeV tb >> tn Dauer (durch tb bestimmt, besonders bei den waiting Points der magischen Neutronenzahlen) Mag. Neutronenisotope besitzen niedrigen Einfangsquerschnitt und das nachfolgende Isotop eine geringe Neutronenbindungszahl sowie eine lange Halbwertzeit tb nur durch Modellrechnungen bestimmt Fission ab dem Punkt, wo die Bindungsenergie des Kerns sehr nahe oder gleich seiner Grundzustandsenergie ist Endpunkt: unbestimmt (irgendwo bei A = 270)

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

Der r-Prozess Vorraussetzungen (für Modellrechnungen): Da tb >> tn , Nn ≥ 1024 n/cm³ notwendig (für tn=1ms) Eine Temperatur T ~ 109 K => Mögliche Orte: - Typ II Supernovae - Neutronensternverschmelzungen

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: 22Ne + 4He ® 25Mg + n 13C + 4He ® 16O + n

Ort des r-Prozesses Vergleich Berechnung - solarer Verteilung:

Ort des r-Prozesses Nach a-Zerfall innerhalb 1010 Jahren: (Berechnungen stammen aus den 80er Jahren)

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

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

Vergleich der drei Prozesse s-Prozess T ~ 3*108 K Nn ~ 4*108 n/cm³ > 1000 Jahre 209Bi Heliumbrennen r-Prozess T ~ 109 K Nn ~ 1024 n/cm³ ~ 1 sec A ~ 270 Typ II SN, NStarMergers rp-Prozess T ~ 109 K ? ~ 1 sec Typ II SN

Beispiele aktueller Forschung bekannte sA 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