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Veröffentlicht von:Bathild Woltz Geändert vor über 10 Jahren
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Hauptseminar Astroteilchenphysik und kosmische Strahlung
Endstadien von Sternen - Supernovae und die Bildung schwerer Elemente von Manuel Rainer Dries
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Inhalt: 1. Supernova 2. Die Endstadien von Sternen 3. Die Bildung schwerer Elemente 3.1 Die solare Häufigkeitsverteilung 3.2 Der s-Prozess 3.3 Der r-Prozess 3.4 Der p-Prozess
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Zwei Typen von Supernovae
Klassifikation: Anhand der Wasserstofflinien im Spektrum Zahlreiche Untergruppen Klassifikation: Anhand weiterer Merkmale im Spektrum Anhand der Lichtkurven Typ I Typ II Typ IIb Keine -linie Dominante -linie Dominante linie Typ Ia Typ Ib Typ Ic Typ IIL Typ IIP Explosion eines Sterns, die zu dessen Vernichtung führt.
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Supernova vom Typ I Ausschließlich in engen Doppelsternsystemen Lagrange-Punkt: Ausgleich von Rotation und Gravitationswechselwirkung Rochesche Grenzfläche: Äquipotentialfläche des Doppelsternsystems Beide Komponenten auf Hauptreihe
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Massereiche Komponente verlässt Hauptreihe
→ Überschreitung der Rocheschen Grenzfläche → Masseverlust über Lagrange-Punkt Massearmer Unterriese und massereicher Hauptreihenstern
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Weißer Zwerg und Hauptreihenstern
Massereiche Komponente verlässt Hauptreihe → Überschreitung der Rocheschen Grenzfläche → Masseverlust über Lagrange-Punkt → Ausbildung einer rotierenden Akkretionsscheibe → Ausschüttung von Materie auf Oberfläche → Nova
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Überschreitung der Chandrasekhar-Masse
→ Gravitationskollaps des Weißen Zwerges → Explosives Einsetzen des Kohlenstoffbrennens → Supernova vom Typ I → Vollständige Vernichtung des Weißen Zwerges „Runaway“-Stern
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Supernova vom Typ II Abstoßung äußerer Bereiche am Ende des Riesenstadiums → Weißer Zwerg Planetarischer Nebel Explosives Einsetzen des Kohlenstoff- / Sauerstoffbrennens → Supernova vom Typ II → Vollständige Vernichtung des Sterns
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Kette nuklearer Reaktionen endet im Kern mit
→ Überschreitung der Chandrasekhar-Masse → Gravitationskollaps des Kerns Unterstützt und beschleunigt durch: Photodissoziation von Inversen Betazerfall: → Entartungsdruck der Neutronen beendet Gravitationskollaps des Kerns
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→ Einstürzen äußerer Bereiche auf den Kern
→ Nach außen laufende Schallwellen Verdichtung des Kerns bis zur dichtesten Kugelpackung von Kernteilchen → Rückprall des Kerns → Bildung nach außen laufender Stoßwellen im Schallpunkt → Energieverlust der Stoßwellen bei Dissoziation von
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→ Verlassen des Kerns von
→ Energiegewinn bei Fusionsreaktionen → Durchlaufen äußerer Bereiche von → Supernova vom Typ II → Neutronenstern oder Schwarzes Loch → Versiegen im Kern von → Neutrinoheizung Wechselwirkung zuvor eingeschlossener → Erneutes Anregen → Durchlaufen äußerer Bereiche von → Supernova vom Typ II → Neutronenstern oder Schwarzes Loch
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2. Die Endstadien von Sternen
Entartungsdruck der Fermionen: Folge des Pauli-Prinzips: „Zwei Fermionen können nicht gleichzeitig einen Zustand mit denselben Quantenzahlen besetzen.“ Folge der Unschärferelation: Verringerung des Volumens → Vergrößerung der Abstände der Energieniveaus → Notwendigkeit der Energiezuführung → Entartungsdruck der Fermionen
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Weiße Zwerge: Ursprung: Sterne mit Abstoßung äußerer Bereiche am Ende des Riesenstadiums → Weißer Zwerg Planetarischer Nebel Effektivtemperatur: Masse: Durchmesser: Einige tausend bis zehntausend Kilometer Dichte:
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Substanz: Entarteter Kohlenstoff und Sauerstoff
Stabilisierung: Entartungsdruck der Elektronen → Grenzmasse: Endzustand: Vernichtung innerhalb einer Supernova vom Typ I Langsames Abkühlen und Erlöschen → Schwarzer Zwerg
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Neutronensterne: Ursprung: Supernovae vom Typ II bei Sternen mit Zentraltemperatur: Masse: Durchmesser: Dichte: Rotationsfrequenz: bis Magnetfeld: bis
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Aufbau: Oberfläche: Dicke: Dichte: Substanz: Kristallgitter zunehmend neutronenreicher Eisenisotope Innere Kruste: Substanz: Zunehmend Neutronen Innerer Bereich: Substanz: Überwiegend Neutronen Zentrum: Substanz: Eventuell Pionen, Kaonen, Quarks
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Stabilisierung: Entartungsdruck der Neutronen
→ Grenzmasse: Endzustand: Abkühlen unter Abstrahlung von Pulsare: Neigung der Achse des Magnetfeldes gegen Rotationsachse → Wechselwirkung mit geladenen Teilchen → Abstrahlung elektromagnetischer Wellen im Frequenzbereich von: Radiowellen Sichtbarem Licht Röntgenwellen
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Schwarze Löcher Bereich, den weder Materie noch Licht verlassen kann Begrenzt durch Ereignishorizont oder Schwarzschildradius Sieben Typen von Schwarzen Löchern Unter anderem: Stellare Schwarze Löcher: Ursprung: Supernovae vom Typ II bei Sternen mit Masse: bis Supermassereiche Schwarze Löcher: Masse: Schwarze Löcher in Galaxiezentren Auch im Zentrum der Milchstraße hinter Sagittarius A*:
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Hawking Strahlung: Folge des Casimir-Effekts: „Bildung virtueller Teilchen-Antiteilchen-Paare im Vakuum - Vakuumfluktuation“ Folge der Unschärferelation: Vakuumfluktuation am Ereignishorizont → Überschreitung des Ereignishorizonts durch Teilchen → Entweichen eines Teilchens → Hawking Strahlung → Energie- und Masseverlust Schwarzer Löcher → Lebensdauer Schwarzer Löcher
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Zusammenfassung: Entwicklung eines Weißen Zwerges Entwicklung eines Neutronensterns Entwicklung eines Schwarzen Lochs
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3. Die Bildung schwerer Elemente
3.1 Die solare Häufigkeitsverteilung Erste vollständige Darstellung anhand spezieller Meteoriten Verbesserung und Ergänzung anhand des Sonnenspektrums Übereinstimmung einer Mehrzahl der Hauptreihensterne → Standard-Verteilung Urknall: , , , , Fusionsreaktionen: bis Neutronenreaktionen
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3.2 Der s-Prozess „slow neutron capture“ Lebensdauer bezüglich Neutroneneinfang größer als -Zerfallszeit Stabiler Produktkern: Instabiler Produktkern: Bildungspfad verläuft im Stabilitätstal
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Abhängigkeit der resultierenden Häufigkeitsverteilung vom
Wirkungsquerschnitt für den Neutroneneinfang: Kleiner Wirkungsquerschnitt für den Neutroneneinfang → Große Häufigkeiten Großer Wirkungsquerschnitt für den Neutroneneinfang → Kleine Häufigkeiten Kleiner Wirkungsquerschnitt für den Neutroneneinfang bei Isotopen magischer Neutronenzahlen → Maxima der resultierenden Häufigkeitsverteilung bei und
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Voraussetzung - Neutronen in Roten Riesen
Zwei Reaktionen zur Bildung von Neutronen Während des Heliumbrennens: → Neutronenfluss → Schwache Komponente von bis Sternmodell: Kern: Kohlenstoff und Sauerstoff Heliumschale Konvektive Hülle: Wasserstoff
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Periodisches Heliumbrennen:
Wasserstoffbrennen → Ansammeln von in Heliumschale → Heliumbrennen → Ausdehnung der konvektiven Heliumbrennzone → Erfassung eines Teils der erloschenen Heliumbrennzone durch konvektive Hülle → Verteilung gebildeter schwerer Elemente
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Während des Wasserstoffbrennens:
Protonen durchdringen Grenze zur Heliumschale → Schwacher Neutronenfluss auf kleinen Bereich Während des anschließenden Heliumbrennens: → Erneuter Neutronenfluss → Signifikante Beeinflussung der zuvor entstandenen Häufigkeitsverteilung → Hauptkomponente von bis
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Der klassische s-Prozess
Empirisch gefunden Reproduktion der Hauptkomponente von bis bei geeigneter Neutronenexposition eines Bruchteils der vorhandenen Häufigkeit Annahmen: Unter anderem: Temperatur konstant Neutronendichte konstant → → Bestimmung der stellaren Wirkungsquerschnitte für den Neutroneneinfang → Anpassung der Parameter und
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Verzweigungen Lebensdauer bezüglich Neutroneneinfang gleicht -Zerfallszeit Definition: Verzweigungsverhältnis Allgemein: Abhängigkeit der Neutroneneinfangrate von der Neutronendichte Abhängigkeit der -Zerfallsrate von der Temperatur → Abhängigkeit des Verzweigungsverhältnisses von der Neutronendichte und der Temperatur
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Verzweigungen - Am Beispiel der , , Isotope
Keine Abhängigkeit der -Zerfallsrate von der Temperatur in den Verzweigungspunkten → Abhängigkeit des Verzweigungsverhältnisses von der Neutronendichte Klassischer s-Prozess → Neutronendichte Analyse anderer Verzweigungspunkte → Abschätzung der -Zerfallszeit → Temperatur
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3.3 Der r-Prozess „rapid neutron capture“ Lebensdauer bezüglich Neutroneneinfang kürzer als -Zerfallszeit Bindungsenergie größer Bindungsenergie kleiner → Gleichgewicht zur Auslösung durch energiereiche Photonen - „Waiting Point“ Versiegen des Neutronenflusses: → Rückkehr ins Stabilitätstal durch Kette von -Zerfällen Bildung neutronenreicher Isotope mit Vorgängern kleiner
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Abhängigkeit der resultierenden Häufigkeitsverteilung von
-Zerfallszeiten der Isotope am „Waiting Point“: Kleine -Zerfallszeiten → Kleine Häufigkeiten Große -Zerfallzeiten → Große Häufigkeiten Große -Zerfallszeiten bei Isotopen magischer Neutronenzahlen Bevorzugt Isotope magischer Neutronenzahlen am „Waiting Point“ → Maxima der resultierenden Häufigkeitsverteilung bei und
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Voraussetzung - Supernova vom Typ II
Überlagerung von s-Prozess und r-Prozess → Solare Häufigkeitsverteilung Existenz reiner r-Kerne Aufgrund von Vorgängern kleiner -Zerfallszeit Existenz reiner s-Kerne Aufgrund der Abschirmung gegen -Zerfall Voraussetzung - Supernova vom Typ II Hohe Temperatur Hoher Neutronenfluss → Supernova vom Typ II Neutronenreiche Materie in Stoßwelle
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3.4 Der p-Prozess Kleine Häufigkeiten von p-Kernen Ähnlicher Verlauf der Häufigkeiten von reinen s-Kernen, reinen r-Kernen und p-Kernen → Reine s-Kerne und reine r-Kerne als Basis des p-Prozess
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Lebensdauer bezüglich Protoneneinfang / Neutroneneinfang kürzer als / -Zerfallszeit
Kleine Massen: Bindungsenergie überschreitet kritischen Wert Bindungsenergie unterschreitet kritischen Wert → Gleichgewicht zur Auslösung durch energiereiche Photonen - „Waiting Point“
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Große Massen: Bindungsenergie überschreitet kritischen Wert Bindungsenergie unterschreitet kritischen Wert → Gleichgewicht zur Auslösung durch energiereiche Photonen - „Waiting Point“ → Protoneneinfang und -Teilcheneinfang Versiegen des Protonenflusses und Neutronenflusses: → Rückkehr ins Stabilitätstal durch Kette von -Zerfällen Bildung protonenreicher Kerne
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Voraussetzung Hohe Temperatur → Supernova vom Typ II → Nova → Supernova vom Typ I → Verdichtung der von Neutronensternen / Schwarzen Löchern akkretierten Materie → Doppelsternsysteme aus Neutronenstern und Rotem Riesen
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Literatur: Hannu Karttunen - Astronomie - Eine Einführung Paul A. Tipler - Physik FZK Nachrichten - Spätstadien der Sternentwicklung: Die Botschaft der Roten Riesen - FZK Institut für Kernphysik - Die freie Enzyklopädie - Suchmaschine
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