4He

Kern- und Teilchenphysik
SS2012
Vorlesung-Website
Johannes Blümer
KIT-Centrum Elementarteilchen- und Astroteilchenphysik KCETA
KIT – Universität des Landes Baden-Württemberg und
nationales Forschungszentrum in der Helmholtz-Gemeinschaft
www.kit.edu
v11 29. Mai 2012 Kernphysik im Labor und im Universum
Elementsynthese:
Urknall
Sternentwicklung
Kernfusion
Supernovae
2
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IKP in KCETA
Elementsynthese Überblick
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3
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Messier M15
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Sternleben im
HertzsprungRussel-Diagramm
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Sternentwicklung
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pp-Zyklus
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Hauptreihensterne: Fusionsenergie E = 4.28 × 10-12 J = 26.73 MeV
p
p
p
C.F. von Weizsäcker
CNO-Zyklus (1938)
p
langsamster
Reaktionsteil
e+
e+
e
d
p
e
p
d
3He
3He
p
p
langsamster
Reaktionsteil
4He
pp-I Kette: 4p → 4He + 2 e+ + 2
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wichtig für schwere Sterne (Tz > 1.8 × 107 K)
e
CNO-Zyklus: 4p → 4He+ 2 e+ + 2
e
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Energieproduktion in pp- und CNO-Zyklen
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Kernschalenbrennen I
innere Zwiebelschalenstruktur eines
massereichen Sterns M > 10 M
Wasserstoffbrennen
4 p + 2 e- → 4He + 2
4He
4He
Heliumbrennen (3 ) (T = 2 × 108 K)
4He + 4He + 4He → 12C +
14N
22Ne
16O
24Mg
32S
56Ni
4
12C He
20Ne
16
28Si O
e
1H
Kohlenstoffbrennen (T = 5-8 × 108 K)
12C
+ 4He → 16O +
16O + 4He → 20Ne +
12C
roter Überriese
11
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+ 12C → 24Mg +
12C + 12C → 23Mg + n
12C + 12C → 23Na + p
12C + 12C → 20Ne + 4He
12C + 12C → 16O
+ 2 × 4He
IKP in KCETA
Kernschalenbrennen I
Kernschalenbrennen - II
innere Zwiebelschalenstruktur eines
massereichen Sterns M > 10 M
4He
4He
14N
16O
32S
56Ni
20Ne
+
→ 16O + 4He
20Ne + 4He → 24Mg +
20Ne + n → 21Ne +
21Ne + 4He → 24Mg + n
Sauerstoffbrennen (T = 2 × 109 K)
22Ne
24Mg
Neonbrennen (T = 109 K)
4He
1H
12
20Ne C
16
28Si O
16O
+ 16O → 32S +
16O + 16O → 31S
+n
16O + 16O
→ 31P + p
16O + 16O → 28Si + 4He
16O + 16O
→ 24Mg + 2 × 4He
Siliziumverschmelzen (T > 3.5 × 109 K)
28Si
T > 109 K: Photodesintegration
von Kernen
Neutrinokühlung
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+
→ 24Mg
28Si + 4He ↔ 32S
32S + 4He ↔ 36Ar
⁞
52Fe + 4He ↔ 56Ni
+ 4He
+
+
+
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Zeitskalen der Kernfusion
[Perkins, Particle Astrophysics]
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Stabilität von Sternen: Chandrasekhar-Grenze
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Kernkollaps
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Supernova II, r-Prozess
Fluss n:
1022 n/cm2
r-Prozess
,n Saat
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Supernova II, r-Prozess
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Elementkreislauf
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IKP in KCETA
SupernovaBeobachtungen
Endstadien der Sternentwicklung (2)
Entwicklung im HRD
Entartungsdruck
Braune und Weisse Zwerge
Supernovae Typ II, Typ I
Pulsare
Neutronensterne
Schwarze Löcher
Jahr
185
393
1006
1054
1181
1572
1604
1885
1987
20
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Sternbild
Zentaur
Skorpion
Lupus
Beobachtung
China, Rom
China
Ägypten, China,
Europa, Japan
Stier
China, Anasazi
Cassiopeia China, Japan
Cassiopeia Tycho Brahe
Ophiuchus Johannes Kepler
Estonia
Ernst Hartwig
Dorado
Ian Shelton
Helligkeit
-2 mag
-3 mag
Bezeichnung
RCW 86
CTB 37 A/B
-9 mag
-6 mag
-1 mag
-4 mag
-2,5 mag
6 mag
2,9 mag
PKS 1459-41
Krebsnebel
3C 58
3C 10
3C 358
M31
Magellansche Wolke
IKP in KCETA
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IKP in KCETA
Pulsar im Krebsnebel
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IKP in KCETA
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IKP in KCETA
Kamiokande-Beobachtung von SN-Neutrinos
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IKP in KCETA
[NEUTRINOS FROM SNI987a IN THE
IMB DETECTOR, NIM A264, 1988]
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IKP in KCETA
Leuchtkurve SN1987a
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IKP in KCETA
Erzeugung seltener Kerne (Sekundärteilchen)
Kosmische Teilchen in der Galaxie
[Grupen, Astroteilchenphysik]
9Be
Spallationsreaktionen
3He
12C
Umschreiben der Gleichung:
• Energie pro Nukleon
• durchlaufene Materiesäule
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