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

Woher kommen diese Elemente?

Woher kommen diese Elemente? NUKLEOSYNTHESE Im frühen Universum In Sternen Im interstellaren Medium Durch Neutroneneinfang 5. Anwendung: Das Alter des Universums

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) http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBNS_vs_t.gif

1. Nukleosynthese im frühen Universum Beim Einsetzen der Elementbildung beträgt das Neutron/Proton Verhältnis etwa 0.14. Fast alle freien Neutronen werden für 4He- Synthese verbraucht bzw. Mit Y + X = 1 (Massenanteile) erhalten wir für Y = 0,25 was durch Untersuchungen an sehr alten planetarischen Nebeln bestätigt wurde.

1. Nukleosynthese im frühen Universum http://imagine.gsfc.nasa.gov/Images/teachers/ posters/elements/booklet/energy_big.jpg

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. http://www.physics.ohio-state.edu/~phillips/bang/network.gif

1. Nukleosynthese im frühen Universum http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBNS_vs_t.gif

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2. Nukleosynthese in Sternen Der Materiekreislauf http://astro.physik.tu-berlin.de/~sonja/Materiekreislauf/matkr.gif

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

2. Nukleosynthese in Sternen CNO-Zyklus Fusioniert effizienter 4H zu 4He Voraussetzungen: Vorhandensein von C, N, O als Katalysatoren und http://home.case.edu/~sjr16/media/cno_cycle.jpg Die Reaktion Nach genügend langer Zeit wird 14N auf Kosten von C und O angereichert. ist die langsamste.

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

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

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

Woher kommen diese Elemente?

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

2. Nukleosynthese in Sternen Die Elemente bis zum Eisen Zusätzlich zum a-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.

Woher kommen diese Elemente?

3. Synthese im interstellaren Medium Lithium, Beryllium und Bor treten in galaktischer Strahlung um das bis zu 106- 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

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 103 GeV bestimmt werden und liegen im Bereich der geometrischen Kernausdehnungen.

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:

Woher kommen diese Elemente?

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 b--Zerfall, d.h. vereinfacht: Wann immer ein b--Zerfall auftreten kann, so tut er dies auch. Dieser Prozess folgt einem wohldefinierten Pfad.

4. Neutroneneinfang Cowley - Cosmochemistry S.215

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

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

4. Neutroneneinfang r-Prozess in Typ II Supernovae (rapid-process) Elemente jenseits des a-stabilen 83Bi 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 b--Zerfall abläuft. Neutronen kommen aus der Neutralisierung von p:

4. Neutroneneinfang Cowley - Cosmochemistry S.215

4. Neutroneneinfang Cowley - Cosmochemistry S.223

4. Neutroneneinfang Der r-Prozess folgt keinem wohldefinierten Pfad. Neutronen werden angelagert, bis ein Gleichgewicht zwischen der (n,g) und der (g,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? b-Zerfalls- rate

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.

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

Zusammenfassung

5. Das Alter des Universums Altersbestimmung anhand von 238U analog zur 14C-Methode. 238U ist das seltenste Element und kann nur in sehr alten metallarmen Sternen gemessen werden. 238U 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. 238U ist allerdings nur zu 6% vorhanden. Alter aus dem Verhältnis 238U / Os

5. Das Alter des Universums www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/pr-02-01.html

5. Das Alter des Universums Synthetische Spektren für fest angenommene Häufigkeiten der stabilen Elemente und 4 variablen Häufigkeiten von 238U. Die rote Kurve reproduziert die Messdaten „am Besten“. Diese gehört zu einer 238U- Häufigkeit von 6% der der Sonne. www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/pr-02-01.html

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 12,5·109 Jahre alt.

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. 2005. 43:435 – 79 How old is the universe? ESO Press Release 02/01 www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/pr-02-01.html Cayrel / Hill et al. - Measurement of stellar age from uranium decay Nature Vol. 409 S. 691 - 692