Der Urknall und seine Teilchen

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1 Der Urknall und seine Teilchen
Kernsynthese Hjalmar Peters

2 Überblick I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Nn/Np
III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammenfassung Einführung: Struktur der Masse und Materie in unserem Universum Überblick über die Herkunft der Elemente Das Neutron zu Proton Verhältnis: Entwicklung der Verhältnisses bis zum Wert 1/7, der heute noch aktuell ist Faktoren die die Entwicklung beeinflusst haben eng verquickt mit der primordialen Kernsynthese…. Primordiale Kernsynthese: „primordial“ = ursprünglich; gemeint ist die Elementsynthese in den ersten Minuten nach dem Urknall die wichtigsten Reaktionen Grund, warum nur leichte Elemente synthetisiert wurden; im wesentelich wurde nur Helium4 produziert. Der Anteil von primordialen Helium4 ergibt sich direkt aus dem Neutron zu Proton Verhältnis 1/7: ¼ He4; Rest Wasserstoff Diese primordiale Zusammensetzung hat sich seitdem auch nur marginal verändert, obwohl seit Milliarden von Jahren eine Unzahl von Sternen ständig Kernfusion betreiben… Stellare Kernsynthese: Die Auswirkung der stellaren Kernsynthese zeigen sich lediglich in einem 1%-igen Anteil an Elementen, die schwerer sind, als Helium Synthesevorgänge stehen in enger Verbindung zu den verschiedenen Entwicklungsstadien der Sterne Werde zuletzt noch kurz auf die Bedeutung für die Urknalltheorie eingehen

3 I. Einführung I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis
Struktur der Masse im Universsum 2. Häufigkeitsver- teilung der Elemente 3. Prozesse der Elementsynthese 4. Der zeitliche Rahmen I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

4 Struktur der Masse im Universum
I. Einführung Struktur der Masse im Universsum 2. Häufigkeitsver- teilung der Elemente 3. Prozesse der Elementsynthese 4. Der zeitliche Rahmen Struktur der Baryonischen Materie II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Vakuumenergie auch bekannt als Dunkle Energie ergibt sich aus theoretischen Überlegungen und hängt zusammen mit Higgsfeldern und abstossender Gravitation Dunkle Materie besteht u.a. aus schweren Photonen mit Spin ½ sie enthält aber auch die Neutrinos (die allerdings nur 0,5% der Gesamtmasse ausmachen) Baryonische Materie gewöhnliche Materie bestehend aus Atomen und Ionen Lediglich 10% der Baryonischen Materie, also ungefähr ein halbes Prozent der Gesamtmasse, befindet sich in Sternen; dies ist der Teil, den wir „sehen“. III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

5 Struktur der Masse im Universum
I. Einführung Struktur der Masse im Universsum 2. Häufigkeitsver- teilung der Elemente 3. Prozesse der Elementsynthese 4. Der zeitliche Rahmen Struktur der Baryonischen Materie II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Übergangsfolie für den Blend-Effekt III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

6 Häufigkeitsverteilung der Elemente
I. Einführung Struktur der Masse im Universsum 2. Häufigkeitsver- teilung der Elemente 3. Prozesse der Elementsynthese 4. Der zeitliche Rahmen Elementhäufigkeiten II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Die Baryonische Materie besteht praktisch nur aus ¾ Wasserstoff und ¼ Helium Weniger 1% der Masse besteht aus Elementen, die schwerer sind als Helium. III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

7 Häufigkeitsverteilung der Elemente
Prezesse der Elementesynthese Häufigkeitsverteilung der Elemente I. Einführung Struktur der Masse im Universsum 2. Häufigkeitsver- teilung der Elemente 3. Prozesse der Elementsynthese 4. Der zeitliche Rahmen II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Häufigkeit über Massenzahl (!) aufgetragen logarithmischer Massstab -> der „Schanz“ hinter Helium macht nur 1% aus III. Primordiale Kernsynthese Elementhäufigkeiten IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

8 Prezesse der Elementesynthese
I. Einführung Struktur der Masse im Universsum 2. Häufigkeitsver- teilung der Elemente 3. Prozesse der Elementsynthese 4. Der zeitliche Rahmen II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Wie kam es zu dieser Häufigkeitsverteilung der chemischen Elemente? Es gibt/gab im Kosmos 3 Prozesse die Elemente produzieren bzw. ineinander Umwandeln! 1. Primordiale Kernsynthese: Elementverteilung im wesentlichen durch diesen Prozess bestimmt 2. Stellare Kernsynthese kaum Auswirkungen, nur das 1% der Elemente >He (auch wenn die rote Fläche am größten ist! -> logarithmischer Masstab!) Grund: a) Geringer Anteil der Sterne an der Materie b) Viele Sterne verbrauchen im Laufe ihres Lebens nur einen kleinen Teil des Wasserstoffes und des Heliums aus dem sie bestehen >Pb leider nicht mehr abgebildet 3. Spallationsprozesse: 6Li, 9Be, 10B, 11B Beschuss von 12C im interstellaren Medium mit Protonen aus kosmischer Strahlung (Spaltung) III. Primordiale Kernsynthese Stellare Kernsynthese Verbrennungs- phase < Pb bis Transurane Supernova Stellare Kernsynthese Verbrennungs- phase < Pb bis Transurane Supernova Stellare Kernsynthese Verbrennungs- phase < Pb bis Transurane Supernova Spallations- prozesse 6Li, 9Be, 10B, 11B Primordiale Kernsynthese H, He Primordiale Kernsynthese H, He IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

9 Der zeitliche Rahmen I. Einführung - 10-6s 1012K kT=100MeV Nn / Np ≈ 1
Primordiale Kernsynthese I. Einführung Struktur der Masse im Universsum 2. Häufigkeitsver- teilung der Elemente 3. Prozesse der Elementsynthese 4. Der zeitliche Rahmen 1s 30min s 1012K kT=100MeV Nn / Np ≈ 1 II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Phasenübergang: Quark-Gluonen-Plasma → Nukleonen 10^-6s Quarks des Quark-Gluonen-Plasmas binden sich zu Hadronen (im wesentlichen Nukleonen, d.h. Protonen und Neutronen) Protonen und Neutronen stehen im thermodynamischen Gleichgewicht -> praktisch gleich viele 1s Nn/Np ungefähr 1/6 Neutrinos sind zu energiearm und entkoppeln von der Materie -> therm. Gleichgewicht zwischen Neutronen und Protonen kann nicht mehr aufrechterhalten werden -> Abnahme des Nn/Np-Verhältnisses wird ab jetzt gebremst 1-3 Minuten Hauptphase der primordialen Kernsynthese 3Minuten Nn/Np ungefähr 1/7 Photonenenergie reicht nicht mehr zur Kernspaltung -> gebildete Kerne bleiben stabil 30Minuten Ende der Urknall-Nukleosynthese; Coulombbarriere verhindert weitere Fusionsprozesse III. Primordiale Kernsynthese - 1s 1010K kT=1MeV Nn / Np ≈ 1/6 Neutrinos entkoppeln von Materie  n und p verlassen th. Glgw. IV. Stellare Kernsynthese min bis 1x109K , kT=300 bis 100keV Nn / Np ≈ 1/7 V. Zusammen-fassung Hauptphase der primordialen Kernsynthese

10 II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Nn/Np
I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Nn/Np III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

11 Das Neutron zu Proton Verhältnis Nn/Np
I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Im thermodynamischen Gleichgewicht gilt die Boltzmannverteilung: III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

12 Das Neutron zu Proton Verhältnis Nn/Np
I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Im thermodynamischen Gleichgewicht gilt : III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung Der Zeitverlauf geht im Bild von rechts nach links!

13 Das Neutron zu Proton Verhältnis Nn/Np
I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Im thermodynamischen Gleichgewicht gilt : III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung Das th. Gleichgewicht zwischen n und p wird durch folgende Prozesse der schwachen Wechselwirkung aufrecht erhalten:

14 Das Neutron zu Proton Verhältnis Nn/Np
I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Nukleosynthese III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung Das th. Gleichgewicht zwischen n und p wird durch folgende Prozesse der schwachen Wechselwirkung aufrecht erhalten: Nach der Entkopplung wird der Verfall der Neutronen verlangsamt weil nur noch die erste Reaktion stattfindet! Es zerfällt aber immernoch mit der bekanntlich Neutronen-Halbwertzeit von ca 10min.. Der Verfall wird weiter verlangsamt und schliesslich gestoppt, weil ein Teil der Neutronen im Rahmen der primordialen Kernsynthese in (stabile) Kerne (He4) eingebuat wird. -> Am ende Nn/Np=1/7 und alle in He4 Bei einer Energie von ca. 1 MeV friert die schwache Wechselwirkung aus.  Neutronen und Protonen verlassen das thermische Gleichgewicht. →

15 Das Proton zu Neutron Verhältnis Nn/Np
I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Nukleosynthese Nach der primordialen Kernsynthese sind praktische alle Neutronen in 4He gebunden. III. Primordiale Kernsynthese Das Verhältnis Nn/Np hat seinen end- gültigen Wert 88/12 angenommen. IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung Das th. Gleichgewicht zwischen n und p wird durch folgende Prozesse der schwachen Wechselwirkung aufrecht erhalten: Bei einer Energie von ca. 1 MeV friert die schwache Wechselwirkung aus.  Neutronen und Protonen verlassen das thermische Gleichgewicht. →

16 III. Primordiale Kernsynthese
I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. Primordiale Kernsynthese III. Primordiale Kernsynthese Die Nuklidkarte Die 12 fundamentalen Reaktionen Primordiale 4He-Häufigkeit Der zeitliche Ablauf IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

17 Die Nuklidkarte I. Einführung Z II. Das Neutron zu Proton Verhältnis
III. Primordiale Kernsynthese Die Nuklidkarte Die 12 fundamentalen Reaktionen Primordiale 4He-Häufigkeit Der zeitliche Ablauf Protonen geben Ordnungszahl an und bestimmen somit das chemische Element Farben charakterisieren Stabilität; nur schwarz ist stabil IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung N

18 Die Nuklidkarte I. Einführung Z II. Das Neutron zu Proton Verhältnis
10,6 min 1H 2H 3H 12,3 a 3He 4He 6He 808ms 8He 122 ms 6Li 7Li 8Li 842 ms 9Li 178 ms 7Be 53,3 d 9Be 10Be 1,6·106 a 11Be 13,8 s 8B 770 ms 10B 11B 12B 20,3 ms 9C 127 ms 10C 19,3 s 11C 20,3 min 12C 13C n 10,6 min 1H 2H 3H 12,3 a 3He 4He 6He 808ms 8He 122 ms 6Li 7Li 8Li 842 ms 9Li 178 ms 7Be 53,3 d 9Be 10Be 1,6·106 a 11Be 13,8 s 8B 770 ms 10B 11B 12B 20,3 ms 9C 127 ms 10C 19,3 s 11C 20,3 min 12C 13C III. Primordiale Kernsynthese Die Nuklidkarte Die 12 fundamentalen Reaktionen Primordiale 4He-Häufigkeit Der zeitliche Ablauf Farben entsprechen Zerfallsarten: schwarz: stabil grün: Beta-Minus-Zerfall (Neutron wird zu Proton und Elektron wird emittiert -> wandert nach links oben) rosa: Beta+Plus-Zerfall (Proton wird zu Neutron und Positron wird emittiert -> wandert nach rechts unten) IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung N

19 Die 12 fundamentalen Reaktionen
Die Nuklidkarte I. Einführung N Z n 10,6 min 1H 2H 3H 12,3 a 3He 4He 6He 808ms 8He 122 ms 6Li 7Li 8Li 842 ms 9Li 178 ms 7Be 53,3 d 9Be 10Be 1,6·106 a 11Be 13,8 s 8B 770 ms 10B 11B 12B 20,3 ms 9C 127 ms 10C 19,3 s 11C 20,3 min 12C 13C II. Das Neutron zu Proton Verhältnis n → p III. Primordiale Kernsynthese Die Nuklidkarte Die 12 fundamentalen Reaktionen Primordiale 4He-Häufigkeit Der zeitliche Ablauf IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

20 Die 12 fundamentalen Reaktionen
I. Einführung N Z n 10,6 min 1H 2H 3H 12,3 a 3He 4He 6He 808ms 8He 122 ms 6Li 7Li 8Li 842 ms 9Li 178 ms 7Be 53,3 d 9Be 10Be 1,6·106 a 11Be 13,8 s 8B 770 ms 10B 11B 12B 20,3 ms 9C 127 ms 10C 19,3 s 11C 20,3 min 12C 13C II. Das Neutron zu Proton Verhältnis n → p n → p p + n → d p + n → d III. Primordiale Kernsynthese d + p → 3He d + p → 3He d + d → 3He + n d + d → 3He + n Die Nuklidkarte Die 12 fundamentalen Reaktionen Primordiale 4He-Häufigkeit Der zeitliche Ablauf 3He + d → 4He + p 3He + d → 4He + p d + d → t + p d + d → t + p 3He + n → t + p 3He + n → t + p t + d → 4He + n t + d → 4He + n t +  → 7Li t +  → 7Li IV. Stellare Kernsynthese 3He +  → 7Be 3He +  → 7Be 7Be + n → 7Li + p 7Be + n → 7Li + p V. Zusammen-fassung 7Li + p → 4He + 

21 Die 12 fundamentalen Reaktionen
I. Einführung N Z n 10,6 min 1H 2H 3H 12,3 a 3He 4He 6He 808ms 8He 122 ms 6Li 7Li 8Li 842 ms 9Li 178 ms 7Be 53,3 d 9Be 10Be 1,6·106 a 11Be 13,8 s 8B 770 ms 10B 11B 12B 20,3 ms 9C 127 ms 10C 19,3 s 11C 20,3 min 12C 13C N Z n 10,6 min 1H 2H 3H 12,3 a 3He 4He 6He 808ms 8He 122 ms 6Li 7Li 8Li 842 ms 9Li 178 ms 7Be 53,3 d 9Be 10Be 1,6·106 a 11Be 13,8 s 8B 770 ms 10B 11B 12B 20,3 ms 9C 127 ms 10C 19,3 s 11C 20,3 min 12C 13C II. Das Neutron zu Proton Verhältnis n → p p + n → d III. Primordiale Kernsynthese d + p → 3He d + d → 3He + n Die Nuklidkarte Die 12 fundamentalen Reaktionen Primordiale 4He-Häufigkeit Der zeitliche Ablauf 3He + d → 4He + p d + d → t + p 3He + n → t + p t + d → 4He + n t +  → 7Li IV. Stellare Kernsynthese 3He +  → 7Be 7Be + n → 7Li + p V. Zusammen-fassung 7Li + p → 4He + 

22 Die 12 fundamentalen Reaktionen
I. Einführung N Z n 10,6 min 1H 2H 3H 12,3 a 3He 4He 6He 808ms 8He 122 ms 6Li 7Li 8Li 842 ms 9Li 178 ms 7Be 53,3 d 9Be 10Be 1,6·106 a 11Be 13,8 s 8B 770 ms 10B 11B 12B 20,3 ms 9C 127 ms 10C 19,3 s 11C 20,3 min 12C 13C N Z n 10,6 min 1H 2H 3H 12,3 a 3He 4He 6He 808ms 8He 122 ms 6Li 7Li 8Li 842 ms 9Li 178 ms 7Be 53,3 d 9Be 10Be 1,6·106 a 11Be 13,8 s 8B 770 ms 10B 11B 12B 20,3 ms 9C 127 ms 10C 19,3 s 11C 20,3 min 12C 13C II. Das Neutron zu Proton Verhältnis n → p p + n → d III. Primordiale Kernsynthese d + p → 3He d + d → 3He + n Die Nuklidkarte Die 12 fundamentalen Reaktionen Primordiale 4He-Häufigkeit Der zeitliche Ablauf 3He + d → 4He + p d + d → t + p 3He + n → t + p t + d → 4He + n Es führen keine einfachen Reaktionen über die Flschenhälse -> Produktion schwererer Elemente stark behindert t +  → 7Li IV. Stellare Kernsynthese 3He +  → 7Be A=8 7Be + n → 7Li + p A=5 V. Zusammen-fassung 7Li + p → 4He + 

23 Die 12 fundamentalen Reaktionen
I. Einführung N Z n 10,6 min 1H 2H 3H 12,3 a 3He 4He 6He 808ms 8He 122 ms 6Li 7Li 8Li 842 ms 9Li 178 ms 7Be 53,3 d 9Be 10Be 1,6·106 a 11Be 13,8 s 8B 770 ms 10B 11B 12B 20,3 ms 9C 127 ms 10C 19,3 s 11C 20,3 min 12C 13C II. Das Neutron zu Proton Verhältnis n → p p + n → d III. Primordiale Kernsynthese d + p → 3He d + d → 3He + n Die Nuklidkarte Die 12 fundamentalen Reaktionen Primordiale 4He-Häufigkeit Der zeitliche Ablauf 3He + d → 4He + p d + d → t + p 3He + n → t + p t + d → 4He + n Alle Pfeilketten münden in 4He münden Solange noch Neutronhaltige Kerne vorhanden sind, können diese weiterreagieren bis schliesslich alle Neutronen in 4He gelandet sind Wegen Np/Nn-Verhältnis ungleich 1 können aber nicht alle Protonen in He4 untergebracht werden -> es bleibt ein Protonenüberschuss t +  → 7Li IV. Stellare Kernsynthese 3He +  → 7Be 7Be + n → 7Li + p V. Zusammen-fassung 7Li + p → 4He + 

24 Primordiale 4He-Häufigkeit
I. Einführung Das Neutron-zu-Proton-Verhältnis beträgt nach der primordialen Kernsynthese 12/88 II. Das Neutron zu Proton Verhältnis 88% Protonen 12% Neutronen III. Primordiale Kernsynthese Die Nuklidkarte Die 12 fundamentalen Reaktionen Primordiale 4He-Häufigkeit Der zeitliche Ablauf 24% He4 ist nochimmer der heutige He – Anteil Verunreinigung durch stellare Kernsynthese ist in der Grössenordnung von 1% Trotzdem ist die stellare kernsynthese wichtig, denn sie ist verantwortlich für dieses 1% von Elemente, die schwerer als He sind, und die so wichtig sind, für unser Leben! IV. Stellare Kernsynthese 76% Protonen 12% p 12% n 24% 4He V. Zusammen-fassung Praktisch alle Neutronen befinden sich nach der primordialen Kernsynthese in 4He-Kernen.

25 Der zeitliche Ablauf I. Einführung
II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. Primordiale Kernsynthese Die Nuklidkarte Die 12 fundamentalen Reaktionen Primordiale 4He-Häufigkeit Der zeitliche Ablauf Doppelt logarithmisch: Nach p und 4He kommt lange nix mehr Nn/Np von 1 auf 1/6 vor primordialer Kernsynthese Nach 30 min ändert sich nichts mehr (nur Neutronen, Be7 und H3 verschwinden noch völlig, weil instabil) IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

26 IV. Stellare Kernsynthese
I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis IV. Stellare Kernsynthese III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese Wasserstoff-verbrennung Helium-verbrennung Verbrennung bis zum Eisen s-process r-process V. Zusammen-fassung

27 der Wasserstofffusion
Wasserstoffverbrennung I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis MStern < 0,08 M MStern > 0,08 M III. Primordiale Kernsynthese Heliumkern IV. Stellare Kernsynthese brauner Zwerg Wasserstoff-verbrennung Helium-verbrennung Verbrennung bis zum Eisen s-process r-process Wasserstofffusion setzt ein: Temperatur reicht nicht zur Zündung der Wasserstofffusion Wasserstofffusion: Reaktionen nicht en detail durchgehen; nur erwähnen das Reaktionen über Deuterium unt 3He gehen und dann „unterm Strich“-Reaktion betrachteten V. Zusammen-fassung

28 der Wasserstofffusion
MStern << M MStern  M weisser Zwerg Temperatur reicht nicht zur Zündung der Heliumfusion roter Riese Heliumfusion durch „3-Prozess“ : Heliumverbrennung MStern < 0,08 M brauner Zwerg Temperatur reicht nicht zur Zündung der Wasserstofffusion MStern > 0,08 M Wasserstofffusion setzt ein: Heliumkern Wasserstoffverbrennung I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese Wasserstoff-verbrennung Helium-verbrennung Verbrennung bis zum Eisen s-process r-process V. Zusammen-fassung

29 Heliumverbrennung weisser Zwerg roter Riese MStern << M
Temperatur reicht nicht zur Zündung der Heliumfusion I. Einführung N n 10,6 min 1H 2H 3H 12,3 a 3He 4He 6He 808ms 8He 122 ms 6Li 7Li 8Li 842 ms 9Li 178 ms 7Be 53,3 d 9Be 10Be 1,6·106 a 11Be 13,8 s 8B 770 ms 10B 11B 12B 20,3 ms 9C 127 ms 10C 19,3 s 11C 20,3 min 12C 13C Z II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. Primordiale Kernsynthese roter Riese Heliumfusion durch „3-Prozess“ : IV. Stellare Kernsynthese Wasserstoff-verbrennung Helium-verbrennung Verbrennung bis zum Eisen s-process r-process A=8 A=5 V. Zusammen-fassung

30 Heliumverbrennung roter Riese I. Einführung Z
II. Das Neutron zu Proton Verhältnis N n 10,6 min 1H 2H 3H 12,3 a 3He 4He 6He 808ms 8He 122 ms 6Li 7Li 8Li 842 ms 9Li 178 ms 7Be 53,3 d 9Be 10Be 1,6·106 a 11Be 13,8 s 8B 770 ms 10B 11B 12B 20,3 ms 9C 127 ms 10C 19,3 s 11C 20,3 min 12C 13C III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese roter Riese Wasserstoff-verbrennung Helium-verbrennung Verbrennung bis zum Eisen s-process r-process Heliumfusion durch „3-Prozess“ : 3-Alpha-Prozess ist nur auf Grund der hohen Dichte im Sterninneren möglich (prmordial ausgeschlossen, wegen zu geringer Dichte!) A=8 A=5 V. Zusammen-fassung

31 Heliumverbrennung roter Riese I. Einführung Z
II. Das Neutron zu Proton Verhältnis N n 10,6 min 1H 2H 3H 12,3 a 3He 4He 6He 808ms 8He 122 ms 6Li 7Li 8Li 842 ms 9Li 178 ms 7Be 53,3 d 9Be 10Be 1,6·106 a 11Be 13,8 s 8B 770 ms 10B 11B 12B 20,3 ms 9C 127 ms 10C 19,3 s 11C 20,3 min 12C 13C III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese roter Riese Wasserstoff-verbrennung Helium-verbrennung Verbrennung bis zum Eisen s-process r-process Heliumfusion durch „3-Prozess“ : Übergangsfolie für Blendeffekt A=8 A=5 V. Zusammen-fassung

32 Verbrennung bis zum Eisen
I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Je nach Masse des Sterns werden nach der Heliumverbrennung Kohlenstoff und ggfs. noch schwerere Elemente weiterverbrannt: III. Primordiale Kernsynthese z.B. IV. Stellare Kernsynthese roter Riese Wasserstoff-verbrennung Helium-verbrennung Verbrennung bis zum Eisen s-process r-process Durch Wasserstofffusion kann die meiste Energie gewonnen werden (danach werden die Energieunterschiede geringer) Ab Eisen ist keine Energiegewinnung durch Fusion mehr möglich! V. Zusammen-fassung

33 Elementsynthese bis zu
Bismut beim s-process Während der Verbrennungsphase produziert ein Stern schwere Kerne durch sukzessiven Einfang von Neutronen und anschliessenden -Zerfall Verbrennung bis zum Eisen Je nach Masse des Sterns werden nach der Heliumverbrennung Kohlenstoff und ggfs. noch schwerere Elemente weiterverbrannt: Ab Eisen ist keine Energiegewinnung durch Fusion mehr möglich! z.B. I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese roter Riese Wasserstoff-verbrennung Helium-verbrennung Verbrennung bis zum Eisen s-process r-process Übergangsfolie für Blendeffekt V. Zusammen-fassung

34 Elementsynthese bis zu
Bismut beim s-process I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Während der Verbrennungsphase produziert ein Stern schwere Kerne durch sukzessiven Einfang von Neutronen und anschliessenden -Zerfall III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese roter Riese Wasserstoff-verbrennung Helium-verbrennung Verbrennung bis zum Eisen s-process r-process 57Fe 58Fe 59Fe 59Co 60Co 60Ni 61Ni 62Ni 63Ni 63Cu Trotzdem der Stern keine Energie daraus gewinnt entstehen als Nebenprodukt während der Verbrennungsphase schwerere Elemente S-Process wegen „slow“ Bewegung entlang des Stabilitätstales (schwarz) V. Zusammen-fassung

35 Elementsynthese bis zu
Bismut beim s-process I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Während der Verbrennungsphase produziert ein Stern schwere Kerne durch sukzessiven Einfang von Neutronen und anschliessenden -Zerfall III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese 209Bi 208Pb 207Pb 208Bi 206Tl 209Pb 210Bi 212Po 211Po 210Po 209Po 211Bi 207Bi 206Pb 207Tl 210Pb 208Tl 57Fe 58Fe 59Fe 59Co 60Co 60Ni 61Ni 62Ni 63Ni 63Cu roter Riese Wasserstoff-verbrennung Helium-verbrennung Verbrennung bis zum Eisen s-process r-process Braun=Alpha-instabil V. Zusammen-fassung

36 Elementsynthese bis zu
Bismut beim s-process I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Während der Verbrennungsphase produziert ein Stern schwere Kerne durch sukzessiven Einfang von Neutronen und anschliessenden -Zerfall roter Riese III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese Wasserstoff-verbrennung Helium-verbrennung Verbrennung bis zum Eisen s-process r-process 212Po 212Po 209Po 210Po 211Po 212Po 207Bi 208Bi 209Bi 210Bi 211Bi V. Zusammen-fassung 206Pb 207Pb 208Pb 209Pb 210Pb Der s-process kann keine Elemente erzeugen, die schwerer als Bismut sind 206Tl 207Tl 208Tl

37 Elementsynthese bis zu Bismut beim s-process
Transuranen beim r-process MStern  M weisser Zwerg Temperatur reicht nicht zur Zündung weiterer Fusionen MStern  1,4 M Supernova Elementsynthese bis zu Bismut beim s-process Während der Verbrennungsphase produziert ein Stern schwere Kerne durch sukzessiven Einfang von Neutronen und anschliessenden -Zerfall 209Bi 208Pb 207Pb 208Bi 206Tl 209Pb 210Bi 212Po 211Po 210Po 209Po 211Bi 207Bi 206Pb 207Tl 210Pb 208Tl Der s-process kann keine Elemente erzeugen, die schwerer als Bismut sind I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis roter Riese III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese Wasserstoff-verbrennung Helium-verbrennung Verbrennung bis zum Eisen s-process r-process V. Zusammen-fassung

38 Elementsynthese bis zu Transuranen beim r-process
MStern  M weisser Zwerg Temperatur reicht nicht zur Zündung weiterer Fusionen MStern  1,4 M Supernova I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis roter Riese III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese Wasserstoff-verbrennung Helium-verbrennung Verbrennung bis zum Eisen s-process r-process MStern  3.2 M Neutronenstern schwarzes Loch MStern  3.2 M Sonne erreicht nur Heliumverbrennen und endet als weisser Zwerg aus Kohlenstoff Neutronenstern hat Durchmesser von ca 20km V. Zusammen-fassung

39 Elementsynthese bis zu Transuranen beim r-process
I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis roter Riese Bei einer Supernova-Explosion werden extrem grosse Neutronenflüsse erreicht. Dabei ist der Neutroneneinfang schneller als - und -Zerfallsprozesse und es wird die „Uran-Insel“ erreicht. MStern  M weisser Zwerg Temperatur reicht nicht zur Zündung weiterer Fusionen MStern  1,4 M III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese Wasserstoff-verbrennung Helium-verbrennung Verbrennung bis zum Eisen s-process r-process MStern  3.2 M Neutronenstern schwarzes Loch MStern  3.2 M Supernova V. Zusammen-fassung

40 Elementsynthese bis zu Transuranen beim r-process
I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Bei einer Supernova-Explosion werden extrem grosse Neutronenflüsse erreicht. Dabei ist der Neutroneneinfang schneller als - und -Zerfallsprozesse und es wird die „Uran-Insel“ erreicht. III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese Wasserstoff-verbrennung Helium-verbrennung Verbrennung bis zum Eisen s-process r-process Supernova r-Process wegen „rapid“ V. Zusammen-fassung

41 V. Zusammenfassung I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis
III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

42 Zusammenfassung I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung H/He-Verhältnis=4/1 -Kaum verfälscht von stellarer Nukleosynthese <Fe durch Synthese (Verbrennung zur Energiegewinnung) -> Fe-Peek >Fe durch s und r-process s-process bis Bi -> Pb/Bi-Peek r-process auch > pb leider nicht mehr abgebildet 6Li 9Be 10B 11B - Häufigkeit sehr gering weil weder primordial noch stellar erzeugbar; trotzdem aber höher als erwartet -> Erklärung durch Spallation (Spaltung von schwereren Kernen durch hochenergetische Protonen der kosmischen Strahlung; B /Be entsehten dabei als Trümmer) Die beobachteten Elementhäufigkeiten stimmen hervorragend mit den Berechnungen überein. Diese Übereinstimmung ist eine wichtige Stütze des Standardmodells der Kosmologie!