Wie entstehen Elemente oberhalb von Z=26 (Eisen)

Die Entstehung der lebenswichtigen Elemente S C H Ö P Fe N
Elemente, welche den Aufbau und die Chemie lebender Systeme bestimmen
Vier Elemente dominieren die belebte Natur: H, O, C, N (zusammen 96 Masse-%)
3 Masse-% machen folgende Elemente aus:
Na, K, Mg, Ca, Cl, S, P
Spurenelemente: (keines hat einen Anteil > 0.01 Masse-%) B, F, Al, Si, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni,
Cu, Zn, Ga, As, Se, Br, Mo, I, W
Vorkommen und Bedeutung einiger wichtiger chemischer Elemente in lebenden Zellen
 es kommt nicht unbedingt auf die Menge an, sondern auf die chemischen Eigenschaften!
Heutiges Thema: Wie sind diese lebenswichtigen Elemente im Kosmos entstanden?
Kosmische Elementehäufigkeit
Die primordiale Elementesynthese
„Weltalter“ 13.75 Milliarden Jahre (Ga)
Nullpunkt: „Urknall“
Für die Existenz des Urknalls gibt es eine große Zahl
empirischer Hinweise, so daß an seinem Stattfinden
kaum noch Zweifel bestehen
Uns interessiert hier nur das Zeitalter der Baryogenese,
d.h. der Zeitraum zwischen 1 Minute und 3 Minuten
nach dem Urknall ...
das „Zuvor“ in Stichpunkten:
Fiat Lux – Planck-Zeit - TOE-Zeitalter – Inflation - Zerfall
des GUT-Feldes in masselose Quarks und Leptonen –
1. Phasenübergang (Higgs-Feld -> Masse) - Baryonen +
Mesonen – Massensterben der Mesonen führt zur
Leptonenbildung (Leptonenära) - Elementesynthese
Die Primordiale Elementesynthese fand zwischen der ersten Sekunde und
dritten Minute nach dem Urknall statt
 durch die Hubble-Expansion nahm die Energiedichte (=Temperatur) des Baryonenplasmas ab (Störung des statistischen Gleichgewichts)
 Ausgangszustand: Protonen – Neutronenverhältnis 1:1 (aber freie Neutronen
zerfallen mit einer Halbwertszeit von ~ 13 Minuten
 1. Sekunde: auf 6 Protonen kommen nur noch 1 Neutron (T~0.8 MeV)
 Protonen und Neutronen bilden Deuterium, welches aber sofort wieder zerfällt
 erst nach einer Minute ist die Temperatur soweit gefallen (T~89 keV) , daß effektiv
Deuterium gebildet wird. Jetzt kommen auf 7 Protonen nur noch ein Neutron
 in den nächsten zwei Minuten werden 99.99% aller noch vorhandenen freien Neutronen
zu 4He – Kernen gebunden - primordiales Helium (25 Masse-%); die restlichen
Neutronen werden zu 7Li gebunden - primordiales Lithium. Weitere Elemente
entstehen nicht.
Ergebnis: 75 Masse-% Wasserstoff, 25 Masse-% Helium, etwas (<<1%) D und Li
Im „Urknall“ entstanden nur die Elemente Wasserstoff, Helium und Lithium. Alle
anderen Elemente des Periodensystems (im Prinzip bis Plutonium) sind stellaren
Ursprungs
Die stellare Elementesynthese
Elemente entstehen in Sternen durch thermonukleare Fusions- und
radioaktive Zerfallsprozesse
Das Leben eines Sterns besteht aus langen Phasen, wo er sich im hydrodynamischen
Gleichgewicht befindet und Phasen, wo kurzzeitig der Kern kollabiert, um Energiedefizite auszugleichen.
Nukleare Prozesse in Sternen
Kernfusionsprozesse liefern die thermische Energie um den Gas- und Strahlungsdruck
zu erzeugen, die den Stern im hydrodynamischen Gleichgewicht hält.
-> thermonukleare Prozesse hängen entscheidend von der Temperatur ab!
nur in den Kernzonen von Sternen treten gewöhnlich Kernfusionsprozesse auf
-> welche Kernfusionsprozesse möglich sind, hängt nur von der Masse eines Sterns ab
-> Kernfusion liefert nur bis zum Element Eisen (Z=26) Energie
Bindungsenergie pro Nukleon - Maximum bei Fe (56/26)
Kernfusionsprozesse in Sternen
Tmax ~ M^(4/3)
Brennstoff
Produkt
n [E T+5%]
Temperatur
Masse
Msonne
WasserstoffBrennen
H
He
6 [35% pp]
15 [210% CNO]
1x10^7
0.1 – 0.5
HeliumBrennen
He
C, O
30 [430%]
2x10^8
0.5 - 8
KohlenstoffBrennen
C
O, Ne, Na, Mg
27 [370%]
6x10^8
8 - 11
NeonBrennen
Ne
O, Mg
30-60
1x10^9
> 11
SauerstoffBrennen
O
Mg, Al, Si, P, S
„
2x10^9
> 11
SiliziumBrennen
Si
Fe, Co, Ni, Cu
...
„
3x10^9
> 11
Prozeß
Um die lebenswichtigen Elemente Phosphor und Schwefel in ausreichender Menge zu
bilden und im interstellaren Raum anzureichern benötigt es mehrere Sterngenerationen
mit Sternmassen > 11 Sonnenmassen
Wasserstoffbrennen
Sterne, die ihren Energiehaushalt durch Wasserstoffbrennen bestreiten, nennt
man Hauptreihensterne
pp-Zyklus
10 – 14 Millionen K
Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus)
beginnt ab 13 Millionen K
q(CNO)~T^17
Dieser Zyklus spielt bei der heutigen Sonne nur eine geringe, mit der Zeit aber stetig
wachsende Rolle (der kontinuierliche Leuchtkraftanstieg wird durch einen langsam
immer effektiver werdenden CNO-Zyklus hervorgerufen).
Tripel-Alpha-Prozeß (Salpeter-Prozeß)
Der Hauptreihenstern wird zu einem Roten Riesen
Weitere Kernfusionsprozesse zum Synthetisieren von Elementen
oberhalb von Sauerstoff (Z=8) erfordern Sterne mit einer Masse > 8 M(Sonne)
Kohlenstoffbrennen (Mg) / Neonbrennen (O, Mg) / Sauerstoffbrennen (S, P, Si)
 Neon, Schwefel, Phosphor, Silizium, Magnesium
Siliziumbrennen (Fe)
 Nickel, Cobalt, Eisen, Kupfer
Supernovaexplosion
Wie entstehen Elemente oberhalb von Z=26 (Eisen) ?
Elemente oberhalb von Eisen können nicht durch thermonukleare Reaktionen
erzeugt werden, da sie endotherm (d.h. nur bei Energiezufuhr) verlaufen.
Supernovaexplosionen -> bei Kernkollaps (Eisenkern kollabiert zu einem entarteten
Neutronenstern oder einem Black hole)
 dabei entstehen riesige Neutronenflußdichten (> 10^22 Neutronen / pro cm²)
 r-Prozeß (r=rapid)
Neutronen werden von Atomkernen eingefangen -> Aufbau von Kernen großer Massezahl
Neutronen unterliegen ß-Zerfall -> Protonen entstehen -> Elemente mit großem Z
maximal erreichbare Massenzahlen um 260  Curium (Z=96), Rutherfordium (Z=104)
Über radioaktive Zerfallsreihen unterschiedlicher Halbwertszeiten entstehen eine
Vielzahl stabiler Elemente oberhalb des Eisens
Massereiche Sterne im asymptotischen Riesenast mit geschichteten Schalenbrennen
 s-Prozeß (s=slow)
Entstehung von Elementen bis maximal Actinium (Z=89) durch Neutroneneinfangprozesse mit ß-Zerfall, wobei Elemente unterhalb Blei und Wismut entstehen
können.
Z=47
Länge der einzelnen Brennphasen für massereiche Sterne (M> 11 M(Sonne))
Die Sonne gelangt nur bis zum Heliumbrennen. Ihr Hauptreihendasein währt rund
10 Milliarden Jahre. Der Weg zum Weißen Zwerg dauert dann nur noch wenige
Hundert Millionen Jahre – das Dasein als Weißer Zwerg währt dann quasi ewiglich …
Endstadien der Sternentwicklung
1. die schwere Masse = Gravitationsladung ist additiv und nicht abschirmbar
2. ein Stern ist nur dann stabil, wenn er sich im hydrodynamischen Gleichgewicht befindet
Schwerkraft muß durch Gasdruck in jedem Punkt im Stern ausgeglichen werden
„Normale Sterne“
Gasdruck wird durch hohe Temperaturen erzeugt
Strahlungsverlust (=Kühlung) muß durch Energieerzeugungsprozesse,
welche die Temperatur und damit den Gasdruck konstant halten,
permanent ausgeglichen werden (thermonukleare Reaktionen)
Es gibt bei jedem „normalen“ Stern einen Punkt, wo die Energieerzeugungsraten
absinken
 damit der Stern stabil bleibt, muß er anderweitig Energie (=Wärme) erzeugen
 Kontraktion -> Temperaturerhöhung im Kern -> neuer Kernfusionszyklus
Was passiert aber, wenn die im Kern erreichten Temperaturen nicht ausreichen,
um einen weiteren Kernfusionszyklus einzuleiten oder wenn bei massereichen
Sternen sich ein Eisenkern ausgebildet hat, in dem keine weiteren exothermen
Kernreaktionen mehr möglich sind?
 das endgültige Schicksal eines solchen Sterns hängt von der Masse seines
Kerns ab (der immer kleiner als die Sternmasse ist)
 Stabilisierung aufgrund nichtthermischer Druckerzeugung
 keine Stabilisierung mehr möglich -> Entstehung eines Schwarzen Lochs
 Endkollaps führt zur völligen Zerstörung des Sterns -> kein stellarer Überrest
GRENZMASSE
Sternkerne mit einer Masse unterhalb der Chandrasekhar-Grenze von ~1.5 M(Sonne)
werden durch den Entartungsdruck eines Elektronengases stabilisiert
 Weiße Zwergsterne
Liegt die Masse zwischen der Chandrasekhar-Grenzmasse und der OppenheimerVolkoff-Grenzmasse von ~ 3 M(Sonne), dann wird der Stern durch den Entartungsdruck
einer Neutronenflüssigkeit stabilisiert
 Neutronensterne
Oberhalb von 3 M(Sonne) gibt es keine Stabilisierungsmöglichkeit mehr. Der Stern
kollabiert im freien Fall zu einem Schwarzen Loch.
~ Erdgröße
~ 30 km
~ 10 km
Wie gelangen die fusionierten Elemente in den kosmischen Raum?
Da die Elemente im tiefsten Inneren eines Sterns produziert werden, müssen sie,
um einmal biologisch wirksam werden zu können, irgendwie in den interstellaren
Raum gelangen.
 Sternwinde
 Abstoßung von Hüllen während bestimmter Entwicklungsstadien
(es muß konvektive Stadien geben, die in der Lage sind, die Sternatmosphäre
mit schwereren Elementen aus dem Sternkern anzureichern)
 Sternexplosionen (insbesondere Supernovae)
Anreicherung der interstellaren Materie mit
Elementen Z>2
Konzentration nimmt mit jeder Sterngeneration zu
Kosmischer Materiekreislauf
Sobald Atome Elektronen einfangen
(kühle Sternatmosphäre, interstellarer
Raum) beginnt die Domäne der
CHEMIE
Im Inneren der Sterne gibt es keine
chemischen Prozesse (Chemie
beginnt bei T~3000 K)