Die Entstehung der Elemente (Rolf Schlichenmaier)

Die Entstehung der Elemente
In der Antike besteht alles
‘Sein’ aus:
Heute:
Materie (lat: Stoff) sind
Beobachtungsgegenstände die
Masse besitzen.
Raumbereiche, die keine Materie
enthalten bezeichnet man als
‘Vakuum’.
Frage: Woraus besteht ‘Materie’?
Wo kommt sie her?
Rolf Schlichenmaier, 31. Januar 2013, 12. OTTM in Staufen
Neuzeit: Die Elemente
1661
Robert Boyle: Elemente sind Grundstoffe,
die sich nicht weiter zerlegen lassen.
1869
Dimitri Mendelejew und Lothar Meyer:
Das Periodensystem der chemischen Elemente
Vorhersage der Existenz von Germanium!
Heute: 111 Elemente mit 227 stabilen Isotopen.
Vorname Nachname
U:
das
schwerste
natürliche
Element.
92
Gibt es die Elemente nur auf der Erde oder überall?
Sind die relativen Häufigkeiten immer gleich?
www.GSI.de
Die Periodentafel der Elemente
Vorname Nachname
Chemische Fingerabdrücke
Wasserstoff
Natrium
Sauerstoff
Helium
Argon
Neon
Lithium
Abbildung: Anna Frebel
Ein Blick in das Spektrum.....
Ca
C, Hγ
Hβ Mg
Na
Hα
Abbildung: Anna Frebel
Relative Häufigkeiten
Sonne: 70.7% H, 27.4% He,
1.9% ‘Metalle’
X=0.707, Y=0.274, Z=0.019
Sterne: Z Anteil klein, aber sehr
unterschiedlich!
Vorname Nachname
Erde:
relative Häufigkeit der
Metalle wie in der Sonne!
Wo kommen die Elemente her?
Antwort der modernen Physik:

Nukleosynthese im Urknall
und in Sternen (Supernoven)
Nukleosynthese: Im Urknall und in Sternen (Supernoven)
Urknall-Nukleosynthese
α-reicher Freeze-Out, νp-Proz., schwacher s-Proz.??
x-Prozess: ?Spallation?
s-Prozess
weit entwickelte Riesensterne
Leichter n-Einfang-Primärprozess
α-Elemente
Eisengruppenelement
r-Prozess
Vorname Nachname
Abb: Anna Frebel
Moderne Kosmologie
Erste Sterne
(100 M)
zweite und alle weiteren
Sterngenerationen
(<1 M)
“Big Bang”
Urknall
Heute
...nicht massstabsgetreu!
Erste Galaxien
Larson & Bromm 2001
Kosmische Zeitskala
0 Jahre
Heutige
Galaxien
13.7 Milliarden Jahre
Abbildung: Anna Frebel
Moderne Kosmologie
Allgemeine Relativitätstheorie:
Gravitation ist maßgebliche Kraft
Neuerdings zusätzlich: Dunkle Energie
Universum ist isotrop und homogen
(auf Skalen > 200 Mpc)
Einstein/de Sitter Universum:
Expansion!
Expansionsrate!
Expansionsphasen I
t = 0 s .... ~ 10-43 s:
? Singularität ? Inflation ?
t ~ 10-43 s .... 10-5 s:
T ~ 1032 ....1013 K
Ursuppe: Quark-Gluon Plasma, Neutrinos,
Elektronen, Photonen
t = 10-5 s, T~1013 K:
 E = 1 GeV ~ Ruhemasse eines Protons
 Entstehung der Nukleonen (n,p) aus Quarks
 Baryogenese
t ~ 0.01 s, T ~ 1011K  E ~ 10 MeV
 N(n) : N(p) ~ 1 : 1
 Strahlung dominiert
 Kopplung durch schwache WW: γ, ν(e,µ,τ), e±
 thermisches Glgw.
Exansionsphasen II: Beginn der BBN
T ~ 1010 K ~ 10 MeV; t ~ 1s:
 Neutronen und Protonen koppeln über schwache WW:
  schwache WW ‘friert aus’.
 Neutrinos enkoppeln,
 e+/e- Vernichtung (keine Paarerzeugung mehr bei T < 0,5×1010 K)
 n : p = 1 : 74 bei 1010 K im GGW, aber Expansion (Abkühlung).
 Temperaturabfall durch Expansion: n : p = 1 : 6.
 Neutronenzerfall: n : p = 1 : 7.
Expansionsphasen III: BBN
t = 1s .... 180 s:


T ~ 109 K ~ 0,3 ... 0,1 MeV
Reaktionsraten so, dass
alle Neutronen in 4He
enden.
Vorname Nachname
Quelle: Achim Weiss
Einstein Online 2006
www.einstein-online.info
Abschätzung:
n:p=1:7
2n + 14p => He + 12 H
N(H) : N(He) = 12 : 1
Massenanteil:
M(H) : M(He) = 12 : 4,
=> 75% H und 25% He.
Vergleich mit der Beobachtung
Quelle: Achim Weiss
Einstein Online 2006
www.einstein-online.info
 Ergebnis hängt von η ab, welches
unabhängig von WMAP bestimmt
wurde.
 Sehr gute Übereinstimmung,
außer bei Li!
 BBN gilt als wesentliche Stütze
der Theorie des heißen Urknalls!
WMAP
Vorname Nachname
η = Anzahl ( Protonen + Neutronen)
geteilt durch Anzahl der Photonen
Entwicklungswege von leichten und schweren Sternen
Copyright: Addison Wesley Longman, Inc.
Wasserstoffbrennen auf der Hauptreihe
MPI für
Kernphysik
Heidelberg
http://outreach.atnf.csiro.au/
de.wikipedia.org
Nukleosynthese von ‚Metallen‘ in Sternen
Helium-Brennen: Bei Temperaturen oberhalb von 108 K
kann sich Helium in Kohlenstoff durch die "3α-Reaktion"
umwandeln
4
He + 4 He → ( 8 Be) + 4 He → 12C + γ
Kohlenstoff-Brennen, nach Verbrauch allen Heliums,
bei T = (5 ... 8) 108 [K]
Sauerstoff-Brennen, bei etwas höheren Temperaturen
Silizium-Brennen produziert im Endeffekt Nickel und
Vorname Nachname
Eisen
€
Neutrinoerzeugung: Abgeführte Energie ist vergleichbar
mit der durch thermonukleare Reaktionen erzeugten
Energie.
Photodissoziation: Bei sehr hohen Temperaturen um
109 [K] kann die Energie der Photonen Kerne spalten.
Durch Neutroneneinfang können Kerne von höherer
Masse als Eisen entstehen (s & r - Prozess)
Supernovae
Roten Riesen
Der x-Prozess: Erzeugung von Li, Be, B unklar!
(Urknall und Spallation reichen nicht aus)
12
16
20
C + 4 He → 16O + γ
O + 4 He → 20Ne + γ
Ne + 4 He → 24 Mg + γ
Bindungsernegie pro Nukeus
s-Prozess
r-Prozess
s-Prozess:
A K+n → A+1 K → A+1
Z
Z
Z+1K + e +νe
r-Prozess:
A K → A+1 K → A+2 K
Z
Z
Z
Ruhemasse eines Nukleons ~ 1000 MeV
s-Prozess: AZK+n → A+1ZK → A+1Z+1K + e-- +νe
Elementsynthese jenseits von Eisen
Vorname Nachname
208
82Pb
r-Prozess: AZK → A+1ZK → A+2ZK
Quelle: GSI (www.gsi.de)
Supernova
Vorname Nachname
In den Stoßfronten des kollabierenden
Sternes entstehen via r - Prozess die
schweren Elemente bis Uran.
Beschleunigung der Supernova-Hüllen
Hülle wird mit 10000 km/s ~ 0.03 c ins All geschleudert.
Kollaps:
M > MChandra, Elektronen werden von Kernen eingefangen;
Druck fällt ab; Temperatur steigt (Druck nicht);
56Fe  13 4He + 4 n – 100 MeV (Energie wird absorbiert); (Hoyle 1946);
Weiterer Kollaps und Dichtezunahme;
p+e  n+v; Weitere Teilchenabnahme, Kollaps, Dichtezunahme;
Neutronengas entartet  Gegendruck  Kollaps endet
 Neutronenstern!
1.5 Msonne von 0.01 Rsonne  20 km: Egrav ~ 3x1046 J.
Alle Protonen wandeln sich über die schwache WW in Neutronen um:
1057 Neutrinos  10 46 J


Rückprall der äußeren Schichten am versteiften Kern.
Zusätzliche Beschleunigung durch Absorption der Neutrinos!
Ca
C, Hγ
Hβ Mg
Na
Hα
Abbildung: Anna Frebel
Ca
C, Hγ
Hβ Mg
Na
Hα
Abbildung: Anna Frebel
Sun
Vorname Nachname
most iron-poor star
Entwicklung der Milchstraße
in die Vergangenheit
Ein Blick in das Spektrum.....
Häufigkeiten abgeleitet aus den integrierten Linienstärken
Abbildung: Anna Frebel
Nukleochronometrische Altersbestimmung
Stellare Alter können aus dem Verhältnis von radioaktiven (Thorium, Uran) zu stabilen
Elementhäufigkeiten (z.B. Europium, Osmium, Iridium) bestimmt werden.
Halbwertszeiten:
Thorium,
(232)Th  (208)Pb: 14 Milliarden Jahre
Uran,
(238)U  (206)Pb: 4.7 Milliarden Jahre
Abbildung: Anna Frebel
Chemische Entwicklung
Zentrum für Astronomie und Astrophysik, TU Berlin
Gas und Staub
⇒  Interstellare
Materie
Protosterne
Rote
Riesen
Planetarischer Nebel
⇒  Alte Sterne beinhalten nur ganz
geringe Mengen der Metalle
(z.B. Kohlenstoff, Eisen)
⇒  Jüngere Sterne enthalten
größere Mengen der Metalle
Wir sind alle Sternenstaub!
Supernovae
Weisse Zwerg, Neutronensterne & Schwarze Löcher
Zusammenfassung
Urknall: “Die ersten 3 Minuten”
Nukleonen aus Quarks (10-5...0.01 s): p : n = 1 : 1
Schwache WW & Neutronenzerfall (1s): p : n = 7 : 1
Nukleosynthese (1s – 3 Minuten)
 75% H, 25% 4He (+ 2D, 3He 7Li, )
Nukleosynthese im Stern:
Wasserstoffbrennen auf der Hauptreihe
Vorname Kohlenstoffb.,
Nachname Siliziumb.;
Schwere Sterne: Heliumb.,
p, s, & r-Prozesse: Elemente schwerer als Eisen.
x-Prozesse: einige Elemente sind unverstanden (Li, Be, B).
Supernova:
Wichtig für r-Prozess (Neutronen in Stoßfronten).
Material wird wieder dem ISM zugeführt.
Neutrinos spielen wichtige Rolle bei Bechleunigung der Hülle.
Literatur: Anna Frebel: “Auf der Suche nach den ältesten Sternen”
Achim Weiss: “Nukleosynthese”, Vorlesungsskript 2012
Steven Weinberg: Die ersten 3 Minuten.