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Astrochemie
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Ein kleiner Auszug aus der
Astrochemie
(Energieprozesse der Sonne)
I. Inhalt
Astrochemie ............................................................................................................................... 1
I. Inhalt ............................................................................................................................... 1
1. Relevante astronomische Daten ......................................................................................... 2
1.1 Die Sonne ..................................................................................................................... 2
1.1.1 Entstehung der Sterne am Beispiel Sonne............................................................. 2
1.1.2 Energieprozesse (physikalisch) in der Sonne........................................................ 2
1.1.3 Atmosphäre und der Sonnenwind speziell der Sonne ........................................... 3
1.1.4 Sonnenflecken und die Oberfläche ....................................................................... 3
1.1.5 Zusammenfassende Daten..................................................................................... 4
1.1.6 Vergleich zu anderen Sternen ............................................................................... 4
1.2 Das interstellare Medium ............................................................................................. 6
1.2.1 Moleküle und Radikale im ISM ............................................................................ 6
2. Materieverteilung im Universum ....................................................................................... 7
2.1 Die Dunkle Materie und die Dunkle Energie............................................................... 7
2.1.1 DM/DE und die SRT/ART.................................................................................... 7
2.1.2 DM/DE und das Standartmodell der Teilchenphysik ........................................... 7
2.1.3 Die Dunkle Materie und Dunkle Energie (Aufbau) .............................................. 8
2.2 Die Häufigkeit der Elemente im Universum................................................................ 9
2.2.1 Mittlere kosmische Elementenhäufigkeit.............................................................. 9
3. Ausgewählte chemische Prozesse .................................................................................... 10
3.1 Fusionsprozesse auf Sternen ...................................................................................... 10
3.1.1 Die pp-Kette ........................................................................................................ 10
3.1.2 Sonderfälle bei Temperaturen über 10 Millionen Kelvin: .................................. 11
3.1.3 Der CNO-Zyklus:................................................................................................ 12
3.1.4 Der 3α-Prozess .................................................................................................... 13
3.1.5 Fusionen in besonders massereichen Sternen ..................................................... 13
3.1.6 Neutronensterne .................................................................................................. 14
4. Anhang ............................................................................................................................. 15
4.1 Quellen ....................................................................................................................... 15
© 2003 by Sebastian M. Großhaupt
Sebastian M. Großhaupt
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1. Relevante astronomische Daten
1.1 Die Sonne
Ohne die Sonne gäbe es dieses gesamte Sonnensystem nicht, vom Leben auf der Erde gar
nicht zu reden. Nicht nur das; sie beeinflusst sogar das gesamte Geschehen im Sonnensystem
und das Klima auf der Erde. Der Sonnenwind, ein Strom aus ionisierten Wasserstoff- und
Heliumatomen, dringt mit 400 km/s selbst in die entlegendsten Winkel des Sonnensystems
vor. Manche ihrer inneren Prozesse hat man heute noch nicht entschlüsselt...
1.1.1 Entstehung der Sterne am Beispiel Sonne
Wenn man die Entstehung der Sonne rekonstruiert, sieht man zugleich die Bildung unseres
Sonnensystems; denn durch die Entstehung der Sonne entstand gleichsam unser System –
oder umgekehrt.
Wir befinden uns 4,6 Milliarden Jahre in der Vergangenheit. Es existiert nur eine Gasscheibe
die zum Großteil aus Helium und Wasserstoff entsteht. In der Mitte ist diese Scheibe um
vieles dichter – dort entsteht unsere Sonne. Die Dichte dieser Wolke liegt bei 10.000
Molekülen pro Kubikzentimeter, das ist extrem wenig verglichen mit unserer Atemluft: 27
Trillionen Molekülen. Noch ist diese Wolke sehr kalt mit –260°C. Da sich die Wolke in dem
Zentrum sehr verdichtet, kommt es zum größten Phänomen des gesamten Kosmos, der
Gravitation. Die Gasscheibe beginnt zu rotieren. Dadurch rücken die Atome dichter
aneinander. Nach einer Million Jahren kann man von einer Protosonne sprechen die von
einem Staubmantel umgeben ist. Nun setzt die T-Tauri Phase ein. Magnetkräfte setzen ein
und die Sonne beginnt zu rotieren. Dabei verliert sie sehr viel Materie von der Oberfläche.
Etwa 10 Millionen Jahre dauert dieser Prozess, zu Ende war er als der Kern der Sonne heiß
genug war um die Kernfusion zu starten. In genau dieser Zeit beginnen auch die Planeten sich
zu formen. Bis heute hat die Sonne ca. 5% ihres Wasserstoffvorrats verbrannt. In mindestens
5 Milliarden Jahren erst wird es mit dem Leben der Sonne zu Ende gehen. Im Kern wird der
Wasserstoffvorrat zu Neige gehen und später wird die Kernreaktion nur noch in den äußeren
Schalen stattfinden. Dabei wird sie sich ums hundertfache aufblähen und zum roten Riesen.
Spätestens dann wird auf der Erde kein Leben mehr existieren da alle Ozeane und
Wasserreservate verdunstet sein werden. Nach dem Abwerfen der Hülle schließlich wird sie
zu einem weißen Zwerg, einem kleinem kompakten Stern mit relativ hoher
Oberflächentemperatur. Aufgrund ihrer geringen Größe wird sie nicht in einer gigantischen
Supernova oder sogar Hypernova sterben, denn das ist den extrem massereichen Sternen
vorbehalten.
1.1.2 Energieprozesse (physikalisch) in der Sonne
Die Sonne kann man gar nicht mehr mit einem überdimensionalem Kernreaktor vergleichen,
zu groß und unvorstellbar sind die Mengen an Energie die im Kern, dem „Herz“ der Sonne
produziert werden. Allein in einer Sekunde verschmelzen mehrere Millionen Tonnen
Wasserstoff zu Helium. Die Bedingungen im Kern sind extrem: 15,6 Millionen Grad Kelvin
und enormen Druck (2,5 x 1016 Pascal), aber nur diese Bedingungen lassen die komplizierte
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Reaktionen, wie sie im Kern vor sich gehen, stattfinden. Dort werden Wasserstoffkerne
(Protonen) zu den schwereren Heliumkernen verschmolzen. Kurz nach der Entstehung
allerdings verbrannte die Sonne Deuterium, das Isotop des Wasserstoffs, das schwerer ist als
der Wasserstoff. Die Sonne verbrennt nämlich zuerst die schweren Elemente, das gilt für alle
Sterne. Auf den ersten Blick herrscht im Sonneninnerem ein heilloses Durcheinander: im
heißen Plasmaball der Sonne, dem Kern, schwirren Protonen und aus den Bahnen gerissene
Elektronen herum, prallen aufeinender (wobei sich negative Elektronen und Protonen
neutralisieren) und bewegen sich frei in dem Plasma des Kerns. Dadurch können sie aber auch
viel kompakter zusammengepackt werden im Kern. Es ist sich das natürlich schwer
vorzustellen aber es reicht, einen Eindruck der Verhältnisse zu gewinnen, die niemals ein
Mensch erleben wird und kann. Die Leuchtkraft der Sonne beruht auf einer Folge von
Kernreaktionen, der so genannten Proton-Proton-Reaktion, bei der vier Protonen zu einem
Heliumkern verschmelzen, der zwei Protonen und zwei Neutronen enthält. Dabei werden je
25 MeV frei. Ohne weiter auf andere Reaktionen einzugehen, soll gesagt sein das noch viele
weitere Komponenten zusammenwirken um das „Endprodukt“ Sonne zu erhalten.
1.1.3 Atmosphäre und der Sonnenwind speziell der Sonne
Die Korona ist die faszinierende und weit reichende Atmosphäre der Sonne, deren Wirken
und deren Mechanismen erst vor kurzem teilweise entschlüsselt wurden. Was wir als
„Oberfläche“ sehen zählt im astronomischen eigentlich ebenfalls noch zur Atmosphäre der
Sonne. Man teilt die Atmosphäre der Sonne in mehrere Unterteilungen ein, wie es auch bei
der irdischen gehandhabt wird. Zunächst kommt dabei die etwa 300 km dicke Photosphäre. In
der Nähe der Sonne ist sie 7.000°K heiß, kühlt sich aber nach außen auf 4.500°K ab. Sie ist
die hellste der Schichten und überstrahlt deswegen die mit 10.000 km viel dickere
Chromosphäre. Die Korona ,die spätestens nach der Sonnenfinsternis 1999 jedem ein Begriff
ist, ist lediglich die äußerste Atmosphärenschicht, ist aber die Schicht die beim Anblick einer
Sonnenfinsternis den schönsten Blickfang bietet, da sie am weitesten in den Weltraum
hinausreicht. Gewissermaßen wirkt sich die Atmosphäre aber im gesamten Sonnensystem aus.
Diese Erkenntnis brachten Kometen, denn deren Schweif ist immer radikal
vertikal von der Sonne weg gerichtet. Die hohen Temperaturen in der Korona würden so eine
stabile Atmosphäre aber nicht zulassen, man musste den Grund also woanders suchen. Die
Antwort war bald darauf gefunden, es ist dem so genannten Sonnenwind, der bereits am
Anfang erwähnt wurde, zu verdanken dass man in der Nähe des äußeren Sonnensystems
Sonnenpartikel finden kann. Mit 400 km/s wehen die Ionen in den Weltraum. Eine andere
wichtige Funktion trägt dieser Wind; er sorgt dafür, dass das Magnetfeld ebenfalls weit ins
All reicht. Dieses Magnetfeld bindet sodann die Materie zusammen, deswegen erkennt man
sie in einer Spirale mit dem Zentrum Sonne, es ist das die Parker Spirale. In diesem alles
andere als gleichmäßigem Wind gibt es aus unerwartete Ströme mit bis zu 800 km/s. Solche
Ströme reichen sogar in die Erdionosphäre, eine der äußeren Schichten unserer Atmosphäre
und können dort sogar Störungen im Funk- und Kommunikationsbereich verursachen.
1.1.4 Sonnenflecken und die Oberfläche
Die Sonne ist wahrlich kein statischer Gasball. Immer wieder werden Eruptionen und andere
Ungleichheiten beobachtet wie zum Beispiel die schwarzen Sonnenflecken. Seit etwa 250
Jahren werden sie und ihre stetigen Wanderungen verfolgt und beobachtet. Es sind schwarze
Flecken auf der Oberfläche der Sonne die unregelmäßig für Tage, Wochen und manchmal
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sogar für bis zu einen Monat erscheinen. Ihr erscheinen ist auf schwächere Zonen im
Magnetfeld zurückzuführen und obwohl das Magnetfeld auf ihren Stellen viel schwächer ist,
ist es immer noch 6.000-mal stärker als das irdische. Die Stellen an Sonnenflecken sind in der
Regel 1.000-2.000°K schwächer als die übrige Oberfläche der Sonne. Alle 11 Jahre polt sich
das Magnetfeld neu (d.h. alle 22 Jahre hat es wieder dieselbe Polarisation), dabei ändern sich
auch die Positionen der Sonnenflecken, man spricht vom Sonnenzyklus. Zu besonderen
Schauspielen zählen Sonneneruptionen auf der Oberfläche bei denen die Materie viele
tausende Kilometer weit ins All geschleudert wird. Zu den größten dieser Art zählen koronare
Massenauswürfe, die durch magnetische Blasen unter der Oberfläche ausgelöst werden.
Sonstige Faktoren für diese Eruptionen uns sogar für Sonnenbeben, die mit Erdbeben an ihrer
Kraft nicht zu vergleichen sind, sind noch weitgehend unbekannt. Da der Gasball Sonne selbst
nahezu flüssig ist, gibt es in ihr Ströme die alle ein Ziel haben: wenn auch über Umwege an
die Oberfläche. Es sind die Granularströme, die direkt an die Oberfläche führen. Die
Hierarchie dieser Ströme ist auch kaum erforscht, aber man weiß dass sie sich mit der
Granulierung an der Oberfläche bemerkbar machen. Mit großer Vergrößerung kann man auf
der Oberfläche der Sonne eine Granulierung, eine Körnige Oberfläche, erkennen. Die
einzelnen Granulen sind etwa 1.000 km groß und bestehen etwa 10 Minuten ehe sie von
anderen ersetzt werden. Es sind die Gasblasen die die Konvektions- und Granularströme an
die Oberfläche befördern, und das mit etwa 500 km/s. Man erkennt, die Sonnenoberfläche ist
ständig in Bewegung.
1.1.5 Zusammenfassende Daten
Mittlere Entf. z. Erde:
Größte Entf. z. Erde:
Kleinste Entf. z. Erde:
149,6 Millionen km = 1AE
152,1 Millionen km = Erdaphel
147,1 Millionen km = Erdperihel
Durchmesser:
Masse:
Mittlere Dichte:
Äquatorneigung:
Rotationsdauer (siderisch):
Rotationsdauer (synodisch):
1,392 Millionen km
1,989 x 1030 kg
1,409 g cm3
7°8´
25,38 tage
27,27 tage
Visuelle scheinbare Helligkeit:
Leuchtkraft:
Spektralklasse:
Leuchtkraftklasse:
Effektive Temperatur:
–26,7mag
3,847 x 1025 W
G2
V
5770°K
1.1.6 Vergleich zu anderen Sternen
Parallel zu unserer Sonne existieren ungefähr 1011 Sterne allein in unserer Heimatgalaxie
(davon 106 Sterne allein im Zentrum). Etwa 5000 davon können wir in der Nacht am Himmel
beobachten. Sterne gibt es natürlich in allen Größen, die zehn Größten (nach scheinbarer, also
beobachtbarer, Helligkeit geordnet) möchte ich nun anführen:
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Name (Konstellation)
Sirius (canis maior)
Canophus (Carina)
Alpha Centauri (Centaurus)
Arkturus (Bootes)
Wega (Lyra)
Capella (Auriga)
Rigel (Orion)
Procyon (canis minor)
Achernar (Eridanus)
Beteigeuze (Orion)
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a [Lj]
8,5
313
4,3
37
25
42
775
8,6
144
427
mag
-1,42
-0,72
-0,27
-0,40
0,03
0,08
0,12
0,40
0,46
0,50
Leuchtkraft* m*
23
2
14800
8
1,7
2,09
215
1,5
54
1,5
160
5,5
66800
1,7
4,7
1,5
4
8-12
55000
13-15
*…Sonne = 1
Sebastian M. Großhaupt
Ø*
3
89,7
2,2
26
3,5
20
70
2
8
277
Temperatur
9400 K
8000 K
5800 K
4290 K
11600 K
6000 K
11000 K
8700 K
1500 K
3600 K
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1.2 Das interstellare Medium
Das ISM beschreibt die interstellare Materie und ist verantwortlich für den Materieaustausch
im Universum.
1.2.1 Moleküle und Radikale im ISM
2-atomig:
H2; CH; CH+; C2; CN; OH; CO; NO; SiO; CS; NS; SO; SiS
3-atomig:
H2O; CCH; HCN; HNC; HCO; HCO+; NNH+; HNO; H2S; O3; COS; SO2;
+
C2H; HCS ; NaOH
4-atomig:
NH3; C2H2; H2CO; HNCO; HCNO; H2CS; CCCN; HNCS; C3N
5-atomig:
CH4; CH2NH; NH2CN; CH2CO; HCOOH; HCCCC; HCCCN
6-atomig:
CH3OH; CH3CN; HCONH2; CH3SH
7-atomig:
CH3NH2; CH3CCH; CH3CHO; CH2CHCN; HCCCCCN
8-atomig:
HCOOCH3
9-atomig:
CH3OCH3; CH3CH2OH; CH3CH2CN; HCCCCCCCN
11-atomig:
HCCCCCCCCCN
Viele der angeführten Moleküle kommen auf der Erde nicht natürlich vor, oder nur als Teil
eines Moleküls (z.Bsp.: OH).
Radikale: Aus nicht vollständigen Atomen bestehende Moleküle
SO = Schwefelmonoxid
SO2 = Schwefeldioxid
SiS = Siliziumsulfid
SiO = Siliziumoxid
NaOH = Natronlauge
NH3 = Ammoniak
HCOOH = Ameisensäure
CH3CN = Ethannitril
CH3NH2 = Methylamin
HCOOCH3 = Ameisensäure-Methylesther/Methylamid
CH3OCH3 = Dimethylether
CO = Kohlenmonoxid
CH3CH2OH = Ethanol
Viele andere Elemente sind Radikale, gesamt sieht die Zusammenstellung recht diffus aus
bzw. ungeordnet.
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2. Materieverteilung im Universum
Lange war das Materievorkommen im Universum als bekannt abgetan, bis Physiker
errechneten, dass es im Universum viel zu wenig baryonische (normale) Materie gibt.
Mit der Masse dieser Materie, wäre unser Universum noch immer ein homogenes Gemenge,
hätte also keine gravitative Kraft entwickelt. Man postulierte von da an einige Sorten so
genannter exotischer Materievorkommen. Diese sind theoretisch vorhanden und nur durch
Gravitation nachzuweisen, da sie auf andere Weise nicht mit der baryonischen Materie, also
auch Photonen, wechselwirken.
Man dachte dabei an zwei Typen: die Dunkle Materie (DM), die nicht mit Antimaterie
verwechselt werden darf, und die Dunkle Energie (DE), die noch weit theoretischer und
exotischer ist als die Dunkle Materie (DM).
Vom Materiegehalt des Universums hängen viele wichtige Faktoren ab, wie die HubbleKonstante (H0) und daraus resultierend, das Weltenalter.
Durch neuste Daten der Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) werden neueste
Theorien unterstützt. Aus Daten der Sonde errechnete man 4,4% baryonische Materie, 22%
Dunkle Materie (DM) und 73% Dunkle Energie (DE). Daraus ergibt sich mit Hilfe der
Friedmann-Gleichung ein Hubblewert von H0=71km/s/mp und ein Weltenalter von 13,7±1%
Milliarden Jahre. Die genaue Bedeutung dieser Aussagen wird das folgende Kapitel klären.
2.1 Die Dunkle Materie und die Dunkle Energie
2.1.1 DM/DE und die SRT/ART
Einstein führte einen Wert Λ (Lambda) ein, ein Wert der der Expansion des Universums
entgegenwirken sollte. Später verdammte er diesen als die „größte Eselei meines Lebens“, da
er an der Notwendigkeit einer entgegenstehenden Kraft zweifelte.
Wie auch immer, wurde Jahre später wieder ein ähnlicher Wert, ΩΛ (die Energiedichte des
Vakuums), für die Friedmann-Gleichung benötigt. Dieses ΩΛ, heute bekannt – oder besser
nicht bekannt - als die Dunkle Energie (DE), soll den Raum negativ krümmen.
2.1.2 DM/DE und das Standardmodell der Teilchenphysik
Mit dem Standardmodell der Teilchenphysik lassen sich drei der großen Kräfte klären: Die
Kleine Kraft, die für chemische Bindungen verantwortlich ist; die Große Kraft, die für die
nuklearen Kräfte zuständig sind und für den Elektromagnetismus. Für die erste Kraft sind die
W- und Z-Bosonen verantwortlich. Im Kern sorgen Gluonen für den Zusammenhang und
Photonen überbringen elektromagnetische Kräfte. Nur die Gravitation ist für die heutige
Teilchenphysik nicht möglich. Tatsächlich spüren wir sie jedoch überall in der Welt. Man
postulierte bereits Gravitonen, hypothetische Teilchen die für die Gravitation verantwortlich
sind, jedoch sind diese nicht auf Dauer haltbar. Auch Gravitationswellen hat man bereits
festgestellt und sogar ihre Geschwindigkeit gemessen.
Dunkle Materie (DM) und Dunkle Energie (DE) sind exotische Teilchen die bis jetzt nur
hypothetisch existieren. Ihre Teilchen, sollten sie welche besitzen, sind weder im
Standardmodell der Teilchenphysik, noch in der Quantentheorie zu finden.
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Lediglich die Heiße Dunkle Materie (die aber die unwichtigere ist) kann das Standartmodell
mit Neutrinos beschreiben.
Tatsache ist jedoch, dass es solche unbekannten Teilchen geben muss und dass sie einen
großen Teil der Masse (~96%) und der Energie im Universum darstellen. Da beide scheinbar
nicht mit Photonen und anderen baryonischen Teilchen wechselwirken, machen sie sich nur
durch Gravitation bemerkbar. Diese bewirkte nicht nur die Lichtung des homogenen
Urgemenges (Urknall) sondern steht vermutlich heute noch der Expansion des Universums als
negative Komponente entgegen (Einsteins Lambda). Unsere Existenz ist also von uns
unbekannten Teilen abhängig.
2.1.3 Die Dunkle Materie und Dunkle Energie (Aufbau)
Alles was wir bis jetzt mit Sicherheit über die Dunkle Materie sagen können ist, dass sie sich
zusammenklumpt und mit ihrer Schwerkraft Galaxien und größere Objekte bindet. Im
Gegensatz dazu dürfte die Dunkle Energie sich gleichmäßig über das Universum verteilen
und mit seiner Energie die Expansion des Universums beschleunigen.
Bei der dunklen Materie unterscheidet man zwei Arten: die Heiße Dunkle Materie besteht
ausschließlich aus Neutrinos. Sie wird als heiß bezeichnet, da diese praktisch masselosen
Elementarteilchen seit der Entstehung des Universums mit beinahe Lichtgeschwindigkeit
durch den Raum jagen. Die Heiße DM hat vermutlich kaum etwas mit der Strukturbildung im
Universum zu tun; dafür haben wir die Kalte Dunkle Materie, die aus trägen Teilchen
bestehen dürfte die sich nach ihrer Entstehung kaum vom Ort ihrer Geburt wegbewegen. Das
Standartmodell der Teilchenphysik bietet hierfür keine Teilchen. Also postulierte man eine
kleine Auswahl von Teilchen, an erster Stelle das Axion, ein leichtes neutrales Partikel das
sich in einem starken Magnetfeld in ein Photon im Mikrowellenbereich verwandeln müsste.
Auf der anderen Seite kreierte man auch ein vollständig neues Elementarteilchen, das
Neutralino, eine hypothetische Mischung aus Photonen (Träger der elektromagnetischen
Kraft) und dem Z-Boson (Träger der schwachen- oder Kernkraft). Dieses müsste das
leichteste supersymmetrische Teilchen sein, das nicht weiter zerfallen kann und somit stabil
ist.
Substanz
Teilchenart
Baryonische
Materie
Strahlung
Heiße Dunkle
Materie
Kalte Dunkle
Materie
Siehe SMT*
Dunkle Energie
Skalare Teilchen?
Photonen d. KHS*
Neutrinos
Teilchenmasse Anzahl/Teilchen Anteil an Indizien
oder –energie im beobachteten der Masse
des
[ElektronenV] Universum
Universums
6
9
78
10 – 10 eV
10
5%
Direkte
Beobachtung
4
87
10 eV
10
0,005 %
Radioteleskope
≤1
1087
0,3 %
Messung
Supersymmetrische 1011
Teilchen?
1077
10-33
(falls 10118
Teilchen
vorhanden)
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25 %
70 %
Herleitung aus
Galaxiendynami
k
Beschleunigte
kosmische
Expansion
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2.2 Die Häufigkeit der Elemente im Universum
Obwohl, wie bereits oben beschrieben, die baryonische Materie nur einen kleinen Teil der
Gesamtmasse des Universums ausmacht, scheint sie für uns der nachvollziehbarere Teil zu
sein und der für die heutige Forschung (noch) relevantere.
2.2.1 Mittlere kosmische Elementenhäufigkeit
1.
Wasserstoff (H)
2.
Helium (He)
3.
Lithium (Li)
4.
Beryllium (Be)
5.
Bor (B)
6.
Kohlenstoff (C)
7.
Stickstoff (N)
8.
Sauerstoff (O)
9.
Fluor (F)
10.
Neon (Ne)
11.
Natrium (Na)
12.
Magnesium (Mg)
bis Zink gleich dem Periodensystem
31.
Brom (Br)
32.
Krypton (Kr)
33.
Rubidium (Rb)
34.
Strontium (Sr)
35.
Yttrium (Y)
36.
Zirconium (Zr)
37.
Zinn (Sn)
38.
Antimon (Sb)
39.
Tellur (Te)
40.
Iod (I)
41.
Xenon (Xe)
42.
Caesium (Cs)
43.
Barium (Ba)
44.
Osmium (Os)
45.
Iridium (Ir)
46.
Platin (Pt)
47.
Gold (Au)
48.
Quecksilber (Hg)
49.
Thallium (Tl)
50.
Blei (Pb)
51.
Bismut (Bi)
52.
Thorium (Th)
53.
Uranium (U)
Oft sind diese Elemente nur als Kerne oder nur als Isotop vorhanden. Man sieht eindeutig den
Hang zu leichten Elementen. So werden in der Astronomie alle Elemente die schwerer als
Wasserstoff und Helium sind, als Metalle bezeichnet.
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3. Ausgewählte chemische Prozesse
3.1 Fusionsprozesse auf Sternen
Unter 100.000 Kelvin laufen noch keine Kernreaktionen ab; zwischen ein und fünf Millionen
Kelvin werden durch Reaktionen leichte Elemente wie Bor, Lithium und Beryllium zerstört
und in Helium verwandelt.
Erst oberhalb von 5.000.000 (fünf Millionen) Kelvin beginnt die Umwandlung von
Wasserstoff zu Helium, das ist der wichtigste Prozess zur Energiegewinnung in Sternen.
Anfangs geschieht das in den Reaktionen der pp-Kette (Proton-Proton-Reaktion).
3.1.1 Die pp-Kette
Die Proton-Proton-Reaktion besteht aus drei einzelnen Reaktionen die temporal nacheinander
ablaufen.
1
H + 1H → 2D + e+ + v + 1,44 MeV
(14 x 109 Jahre)
Zwei Wasserstoffkerne vereinigen sich zu einem Deuteriumkern; dabei entstehen ein Positron
(positives Elektron), ein Elektron-Neutrino (beinahe masseloses, ungeladenes
Elementarteilchen mit beinahe Lichtgeschwindigkeit) und 1,44 Millionen Elektronenvolt
(equiv. 1.6 x 10-13 Joule). Während es für ein Proton bis zu 14 Milliarden Jahre dauert, bis es
ein zweites zur Vereinigung trifft, läuft die nächste Reaktion nur wenige Sekunden später ab:
2
D + 1H → 3He + γ + 5,49 MeV
(6 Sekunden)
Der Deuteriumkern vereinigt sich mit einem Wasserstoffkern zu einem Heliumkern mit der
Massezahl drei; dabei entsteht auch ein γ-Quant (Strahlung) und im Mittel 5,49 MeV Energie.
Nach etwa einer Million Jahren kann die dritte Reaktion stattfinden:
3
He + 3 He → 4He + 2 1H + 12,85 MeV
(106 Jahre)
Zur Bildung der Beiden 3He Kerne waren sechs Protonen nötig, am Ende bleiben zwei über,
wodurch sich nun vier 1H-Kerne zu einem 4He-Kern vereinigt haben.
Die Energie die dabei entstanden ist, kinetische- und Strahlungsenergie; wird in Wärme
umgewandelt. Nur mit dem Entschwinden des Elektron-Neutrinos verliert man am Schluss
0,26 MeV. Man erhält zusammen (die erste Reaktion Zweimal) durch eine volle pp-Kette
26,2 MeV (4,2 x 10-12 Joule).
Auch wenn das nun wenig klingt, man muss bedenken, dass sich dieser Prozess millionenoder sogar milliardenfach in der Sekunde abspielt und somit ungeheure Energiemengen
gewonnen werden.
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3.1.2 Sonderfälle bei Temperaturen über 10 Millionen Kelvin:
Nebenzweig der pp-Kette:
Nur möglich bei einer Temperatur über 14 Millionen Kelvin im inneren des Sterns. Es ist nur
eine Erweiterung der pp-Kette.
Bei solchen Temperaturen kann es vorkommen, dass in der Reaktion
3
He + 4He → 7Be + γ + 1,59 MeV
aus dem Isotop 3He Beryllium gebildet wird. Das gewünschte 4He muss dann in folgenden
Reaktionen über Lithium gebildet werden:
7
7
Be + e- → 7Li + v + 0,05 MeV
Li + 1H → 4He + 4He + 17,35 MeV
oder es wird wie folgt über das Bor Isotop 8B:
7
Be + 1H → 8B + γ + 0,14 MeV
8
B → 8B + e+ + v + 7,9 MeV
8
B → 4He + 4He + 2,99 MeV
Bei all diesen Reaktionen des Nebenzweigs der pp-Kette wird mehr Energie verloren, da
mehr Elektron-Neutrinos (v) die Sonne verlassen können.
Bei so hohen Temperaturen, wie sie in Sternen jenseits der Größe der Sonne und
auch im Zentrum unseres Gestirns entfacht werden, und meist in Verbindung
mit hohem Druck stehen, spielen bei all diesen Temperaturen nur noch die
Atomkerne eine Rolle. In den extrem verdichteten Kernen bewegen sich die
Elektronen oft nur mehr frei zwischen den Kernen und spielen bei Fusionen
kaum eine Rolle. Nur Neutrinos können das Zentrum der Sonne ungehindert
wieder verlassen, wodurch der Sonne ein geringer Energiebetrag verloren geht.
Solch unvorstellbare Bedingungen sind auf der Erde nicht zu schaffen,
weswegen man nur schwer die Prozesse auf der Sonne nachvollziehen kann,
geschweige denn daraus eine Energieform der Zukunft machen kann.
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3.1.3 Der CNO-Zyklus:
Dieser Reaktionszyklus (Zyklus = Wiederkehrende Reaktionen) ist nur in Sternen mit mehr
als 10 Millionen Kelvin Temperatur und einem kleinen Anteil an Kohlenstoff möglich. Der
CNO-Zyklus umfasst die Elemente Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff:
12
C + 1H → 13N + γ +1,95 MeV
(1,3 x 107 Jahre)
13
13
N → C + e+ + v + 2,22 MeV
(7 Minuten)
13
C + 1H → 14N + γ + 7,54 MeV
(2,7 x 106 Jahre)
14
N + 1H → 15O + γ + 7,35 MeV
(3,2 x 108 Jahre)
15
O → 15N + e+ +v + 2,71 MeV
(82 Sekunden)
15
N + 1H → 12C + 4He +4,95 MeV
(1,1 x 105 Jahre)
Da die Isotope 13N und 15O keine stabilen Kerne haben, zerfallen sie nach kurzer Zeit und
senden ein Positron und ein Elektron-Neutrino aus. Deswegen geht bei dieser Reaktionskette
mehr Energie (in Form von Neutrinos) verloren.
Umso schwerer die beteiligten Elemente werden, umso unwahrscheinlicher ist
es, dass eine Reaktionskette bis zum Ende ausgeführt wird. Das liegt daran, dass
die schweren Kerne oft instabil sind, und schneller zerfallen, also noch bevor sie
einen Reaktionspartner finden (die Zeiten in Klammern bezeichnen den
Zeitraum zwischen Entstehung des neuen Elements und Finden eines
Reaktionspartners).
Da in Sternen schwerere Elemente als Wasserstoff und Helium nur spärlich
vorhanden sind, finden diese Reaktionen nur im Kern statt und halten nur einen
kleinen Teil der Energiegewinnung.
Gleiches gilt später für die Kohlenstoff-, Sauerstoff- und Siliziumreaktionen.
Sebastian M. Großhaupt
Astrochemie
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3.1.4 Der 3α-Prozess
Dieser Prozess findet erst bei Sternen jenseits der Größenordnung unserer Sonne statt, es sind
über 100 Millionen Kelvin dafür notwendig. Dabei beginnen sich je drei Heliumkerne (αTeilchen) zu Kohlenstoff zu verwandeln.
4
He + 4He → 8Be + γ – 0,095 MeV (Energieverlust!)
8
Be + 4He → 12C + γ + 7,4 MeV
Der 8Be Kern ist aber nicht stabil und zerfällt nach kurzer Zeit wieder in Heliumkerne (es
bleibt ein Energieverlust). Einer unter einer Milliarde schafft es, mit einem Heliumkern zu
einem Kohlenstoff zu fusionieren. Deswegen ist eine hohe Dichte förderlich.
Oft finden diese Reaktionen in sterbenden Sternen statt.
3.1.5 Fusionen in besonders massereichen Sternen
In besonders heißen, dichten und massereichen Sternen kann es auch zur Fusion zu noch
massereicheren, also in der Astronomie seltenen, Elementen kommen, so zum Beispiel:
Kohlenstoffreaktionen:
Bei 9 x 108 (900 Millionen) Kelvin können folgende Reaktionen von
besonders massereichen Sternen infolge des CNO-Zykluses entstehen:
12
C + 12C
12
C Kernen in
→ 24Mg + γ
→ 23Mg + n
→ 23Na + 1H
→ 20Ne + 4He
→ 16O + 2 4He
Sauerstoffreaktionen:
Bei 2 x 109 (2 Milliarden) Kelvin und mehr, können sich 16O Kerne wie folgt reagieren:
16
O + 16O
→ 32S + γ
→ 31S + n
→ 31P + 1H
→ 28Si + 4He
→ 24Mg + 2 4He
Sebastian M. Großhaupt
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Siliziumreaktion:
Bei 4 x 109 (4 Milliarden) Kelvin können sich zwei Siliziumkerne zu Nickel vereinen:
28
Si + 28Si → 56Ni
Dabei kann sich Nickel 56Ni wie folgt weiter zu Eisen entwickeln:
56
Ni → 56Co + e+ +v
56
Co → 56Fe + e+ + v
Im betroffenen Stern entwickeln sich durch die bei den unterschiedlichsten Temperaturen
stattfindenden Reaktionen eine Zwiebelschalen Struktur. Da aber der Eisenkern SPONTAN
wieder zerfallen kann:
56
Fe → 14 4He
kann es im schlimmsten Fall sogar zu einem Kollaps führen.
Schwerere Elemente als Eisen können nicht mehr durch Kernfusion erzeugt werden, sie
entstehen nur noch durch Neutronenfang oder β-Zerfall.
3.1.6 Neutronensterne
Im Kern werden unter extremsten Druck sogar die Kerne aufgeteilt. Wenn nun die
Elementarteilchen frei fliegen, kommt es zum inversen β-Prozess:
P + e- → n + v
Es geht soweit, bis beinahe nur noch Neutronen im Kern vorhanden sind.
WICHTIG: In den Zentren der Sterne sind Druck und Temperatur so hoch,
dass wir nur noch von Atomkernen sprechen!
Die Hochzahl bei allen Prozessen beschreibt die MASSEZAHL!
Sebastian M. Großhaupt
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4. Anhang
4.1 Abbildungen
1.: Grafische Anordnung der pp-Kette (Proton-Proton-Reaktion)
4.2 Quellen
1. Die Materie in unserem Universum (Sebastian Großhaupt), 2. Spektrum der Wissenschaft 10/2003 (David B. Cline: Suche nach DM und DE), Spektrum
Verlag
3. Meyers Handbuch Weltall (Dr. Joachim Krautter und Prof. Dr. Erwin Sedlmayr), Meyers
Lexikonverlag
4. Der Neue Kosmos (Prof. Dr. Abrecht Unsöld und Prof. Dr. Bodo Baschek); Springer
Verlag
Sebastian M. Großhaupt