In terstellarer Stau b

Institut für Theoretische Astrophysik
Hans-Peter Gail
Interstellarer Staub
Vorlesung
• Es gibt eine universelle Elementmischung im interstellaren Medium aller Galaxien,
in der eine kleine Zahl von Elementen schwerer als He stark dominiert. Dies legt
bereits weitgehend die Zusammenstzung der interstellaren Materie fest.
• Die Mischung der chemischen Elemente im Kosmos ist durch die Prozesse der Nukleosynthese in Sternen und durch die Prozesse des Massenauschtauschs zwischen
Sternen und der interstellaren Materie festgelegt. Ein Studium der interstellaren
Materie erfordert deswegen als ersten Schritt festzustellen, welche Mischung chemischer Elemente tatsächlich vorliegt
• Die Elementhäufigkeiten bestimmen, welche Substanzen gegebenfalls aus der Gasphase als Festkörper auskondensieren können. Im Kosmos kommen nicht beliebige
Mischungen der Elemente vor, außer in den Laboratorien von Wissenschaftlern.
1 Elementhäufigkeiten
• Bei den massiven Massenverlustprozessen am Ende der Lebensdauer der Sterne wird
ein Teil der ursprünglichen Materie zusammen mit den schweren Kernen, die im
Stern aus H und He aufgebaut wurden, an das interstellare Medium zurückgeführt.
Bei der erneuten Entstehung von Sternen aus dieser interstellaren Materie werden
die in den voraufgegangenen Sterngenerationen synthetisierten Elemente in neue
Sterne eingebaut.
• Sterne entstehen aus der interstellaren Materie, verbrennen während des größten
Teils ihrer Lebensdauer einen Teil ihres Wasserstoffvorrats zu Helium und anschließend Helium zu Kohlenstoff. Gegen Ende ihrer Lebensdauer durchlaufen sie eine
Reihe von Stadien, in denen weitere nukleare Prozesse ablaufen, bei denen schwerere Elemente synthetisiert werden.
Seit der Entstehung der ersten Sterne und der Galaxien im jungen Universum findet
in den Galaxien ein Kreislauf der Materie zwischen den Sternen und der interstellaren
Materie statt:
1.1 Kreislauf der Materie in der Galaxis
6
He, Metalle
Sternfriedhof
WZ, NS, SL
?
Sterne
ISM
?
H, He
?
Sternbildung
Durchmischung
Abbildung 1: Kreislauf der Materie im Kosmos zwischen den Sternen und der interstellaren Materie
Massenverlust
-
Urknall
Kreislauf der Materie in der Galaxis
• Wenn neue Sterne aus der interstellaren Materie entstehen, dann haben alle Sterne,
die etwa zur gleichen Zeit und etwa beim gleichen galaktischen Radius entstehen,
die gleiche Zusammensetzung
• In der interstellaren Materie werden die Beiträge der Sterne durch Turbulenz miteinander vermischt (Zeitskala ca. 50 Mio. Jahre). Es kommt sehr schnell zu einer
lokalen Homogenisierung der Zusammensetzung
• Die Differenz zwischen der Anfangsmasse eines Sterns und der Masse seines Überrestes wird an das interstellare Medium und damit in den Materiekreislauf zurückgeführt.
• Andererseits scheidet ständig ein Teil der Materie in Form der Sternüberreste am
Ende der Entwicklung der Sterne aus dem Kreislauf aus, und zwar in Form der
Weißen Zwerge, Neutronensterne und Schwarzen Löcher.
• Einerseits fällt auf die Galaxien weiterhin Materie aus dem intergalaktischen Raum
ein, das noch fast die Zusammensetzung der Materie unmittelbar nach dem Urknall
hat. Dadurch werden ständig H und He in den Kreislauf nachgeliefert.
Auf diese Weise kommt es langsam zu einer Anreicherung der Materie in einer Galaxis
mit Kernen schwerer als He.
Kreislauf der Materie in der Galaxis
Sterne kleiner Masse: Sie entwickeln einen entarteten He Kern, erleiden beim Zünden
des Heliumbrennens einen He-flash und entwickeln danach einen entarteten C+O-Kern.
Sie verlieren auf dem oberen Teil des AGB ihre ganze äußere Hülle durch einen massiven, staubgetriebenen Wind und enden als Weiße Zwerge. Je nach Annahme über
die Mischungsprozesse im Stern liegt die obere Massengrenze der Sterne, die diesen
Entwicklungsweg nehmen, bei 1.5 . . . 2 M.
Sterne sehr kleiner Masse: Sterne mit einer Anfangsmasse von weniger als ca. 0.8 M
entwickeln sich so langsam, daß sie innerhalb einer Zeit, die dem Alter der Galaxis entspricht, noch nicht die Entwicklungsphase auf und nahe der Hauptreihe beendet haben.
Diese Sterne haben bisher noch nichts zur Elementsynthese in der Galaxis beigetragen
und brauchen deswegen im Zusammenhang mit der chemischen Entwicklung der Galaxis
nicht beachtet zu werden. Sie binden aber einen beträchtlichen Teil der gesamten Masse
in der galaktischen Scheibe.
Die Art und Weise, wie sich ein Stern im Verlaufe seiner Lebensdauer entwickelt, welchen
Teil seiner ursprünglichen Masse er wieder an das interstellare Medium abgibt, und die
Art und Menge der Produkte der Nukleosynthese im Stern, hängen hauptsächlich von
seiner Anfangsmasse auf der Hauptreihe ab.
1.2 Synthese schwerer Elemente in Sternen
Sterne mittlerer Masse: Sie zünden das He-Brennen in einem nicht entarteten HeKern, entwickeln danach einen entarteten C+O-Kern und verlieren auf dem oberen
Teil des AGB ihre gesamte äußere Hülle durch einen massiven, staubgetriebenen Wind.
Sie enden ebenfalls als Weiße Zwerge. Die obere Massengrenze der Sterne, die diesen
Entwicklungsweg nehmen, liegt bei 5 . . . 8 M, je nach Annahme über die konvektive
Durchmischung; hier wird immer angenommen, daß die Grenze bei 8 M liegt.
In Abb. ist der Massenanteil der Sterne kleiner und mittlerer Masse dargestellt, der
durch Massenverlustprozesse durch Sternwinde schließlich wieder an das interstellare
Medium zurückgegeben wird. Durch Sterne kleiner und mittlerer Masse werden die
Produkte des H-Brennens im CN-Zyklus (He und N) und Produkte des He-Brennens
(d.h. C und etwas O) dem interstellaren Medium zugeführt. Sie sind im Kosmos die
wesentlichen Quellen für C und N. Ferner werden während des thermischen Pulsens auf
dem AGB die s-Prozeß Elemente von Zn bis Bi aus Fe produziert.
Quasi-massereiche Sterne: Sie zünden das C-Brennen in einem nicht oder nur teilweise
entarteten C+O-Kern und entwickeln dann einen entarteten O-Ne-Mg-Kern. Sie werden instabil gegenüber einem Kollaps, ausgelöst durch e-Einfang, und explodieren als
Supernova. Möglicherweise verlieren sie aber vorher durch einen massiven Sternwind
soviel Masse, daß die Instabilität nicht erreicht wird und sie sich stattdessen ebenfalls
zu Weißen Zwergen entwickeln. Die obere Massengrenze der Sterne, die diesen Entwicklungsweg nehmen, liegt bei 8 . . . 11 M, je nach Annahme über die konvektive
Durchmischung.
Synthese schwerer Elemente in Sternen
1
2
3
4
M*
5
MWZ
6
Manfang
7
8
Abbildung 2: Die Masse des Weißen Zwergs, der bei Sternen kleiner und mittlerer Masse zurückbleibt, als Funktion der Anfangsmasse.
Die Punkte sind beobachtete Massen Weißer Zwerge in Sternhaufen, bei denen ihre Anfangsmasse auf der Hauptreihe ermittelt werden
kann (Weidemann [16]), die mit Kreuzen markierte Linie die entsprechende empirische Relation zwischen End- und Anfangsmasse. Die
Kurve ohne Markierungen ist das Resultat von Modellrechnungen für die Endmasse als Funktion der Anfangsmasse für Sterne mit
solarer Metallizität. Die mit Manfang gekennzeichnete obere Gerade entspricht der Anfangsmasse der Sterne auf der Hauptreihe. Der
Massenanteil der Sterne kleiner und mittlerer Masse, der an das interstellare Medium zurückgegeben wird, entspricht der Differenz
zwischen der oberen Geraden und der unteren Kurve für die Masse des Weißen Zwergs
0
1
2
3
4
5
6
7
8
Synthese schwerer Elemente in Sternen
Mende
Massereiche Sterne: Im Massenbereich bis 120 M beginnt der massive Massenverlust
bereits auf der Hauptreihe durch einen liniengetriebenen Wind und setzt sich während
der gesamten Lebensdauer eines massereichen Sterns fort. Bei diesen Sternen wird die
ganze Sequenz der Fusionsprozesse von H zu Fe komplett durchlaufen. Am Ende erleiden diese Sterne eine Supernovaexplosion, ausgelöst durch Kollaps des Fe Kerns und
Umwandlung des kollabierenden Materials in Neutronenmaterie. Wenn die Explosion
stattfindet, ehe die Sterne ihre äußere Hülle komplett durch den massiven Sternwind
verloren haben, dann explodieren sie als Supernovae vom Typ II, sonst als Supernovae
vom Typ Ib, Ic. Als Überrest verbleibt ein Neutronenstern von etwa 1.4 M. Bei Sternen
mit mehr als etwa 40 M bleibt bei kleinerer als der heutigen Metallizität wahrscheinlich statt des Neutronensterns ein massereiches schwarzes Loch zurück, je nach der
Effektivität der Neutrinokühlung in den unmittelbar vorangehenden Stadien.
Synthese schwerer Elemente in Sternen
In der zweiten Stufe der Massenrückgabe wird eine andere Elementmischung an die
interstellare Materie zurückgegeben als im vorherigen Sternwind. Für die Zusammensetzung der interstellaren Materie ist aber nur die Summe der beiden Beiträge von
Interesse.
• Bei der nachfolgenden Explosion als Supernova kollabiert ein kleiner, zentraler Teil
des Sterns zum Neutronenstern oder schwarzen Loch, während der restliche Teil
der Masse, die nach der langen Phase des vorangehenden Massenverlustes durch
den Sternwind noch verblieben ist, abgeworfen wird. Während des Abwurfprozesses
läuft die Supernovastoßwelle durch diese Materie, wodurch es kurzzeitig zu Brennprozessen bei sehr hoher Temperatur kommt (explosives Brennen), bei denen neue
Kerne synthetisiert werden, die in normalen Brennprozessen nicht gebildet werden
können, beispielsweise die r-Prozeß Elemente bis einschließlich der Elemente der
Actiniden-Reihe.
• Zunächst wird durch einen massiven Sternwind ein Teil der äußeren Hülle abgetragen. Bei Sternen mit M∗ >∼ 20 M werden nach einer gewissen Zeit dadurch Schichten
freigelegt, in denen H zu He verbrannt ist, und bei den Sternen mit M∗ >∼ 40 M
werden zusätzlich später auch die Schichten freigelegt, in denen He zu C und O
verbrannt ist. Dabei werden bereits die Produkte dieser Brennprozesse an das interstellare Medium abgegeben.
Die Massenrückgabe der massereichen Sterne an das interstellare Medium erfogt in zwei
Stufen.
Synthese schwerer Elemente in Sternen
10
NS
M*
Mrest
Z = 0.001
100
Schwarzes Loch ?
Z = 0.02
Z = 0.004
Manfang
Abbildung 3: Massenrückgabe an das interstellare Medium durch massereiche Sterne in Abhängigkeit von der Anfangsmasse. Die oberen gestrichelten Kurven geben die Masse des Sterns zum Zeitpunkt des Endes des Kohlenstoffbrennens für verschiedene Metallizitäten
an (Modelle von Schaller et al. [13]). Die Supernovaexplosion erfolgt ca. ein Jahr später. Die Massendifferenz zu der mit Manfang gekennzeichneten Geraden wird vom Stern bereits während der Entwicklung auf und nach der Hauptreihe bis zum Zeitpunkt der Explosion an
das ISM abgegeben. Dieses Materie enthält Produkte des H- und He- Brennens (He, C, N, O). Die unteren gestrichelten Kurven geben
die Restmasse des Sterns nach der Explosion an (nach der Modellrechnung von Woosley & Weaver [17]). Die Differenz zwischen den
oberen Kurven und der angedeuteten Masse des Neutronensterns wird bei der Supernovaexplosion abgeworfen. Diese Hülle enthält die
Produkte der höheren Brennprozesse (O-, Ne-, Si-Brennen) und in ihr findet hinter der SN-Stoßwelle weitere Elementsynthese durch
explosives Brennen statt. Sterne mit hoher Anfangsmasse (M > 40 M ?) kollabieren wahrscheinlich in ein schwarzes Loch und dieses
verschluckt die ganze zum Zeitpunkt des Kollaps noch vorhandene Masse
1
10
100
Synthese schwerer Elemente in Sternen
Mende
10-7
10-6
10-5
10-4
10
-3
10
-2
10
-1
100
10
1
102
0
H
He
Li
Be
B
C
N
O
F
10
Ne
Na
Mg
Al
Si
P
Z
S
Cl
Ar
K
20
Ca
Sc
Ti
V
Cr
Mn
Co
Ni
Z = 0.02
Z = 0.002
Z = 0.0002
Fe
Cu
Zn
30
Synthese schwerer Elemente in Sternen
Abbildung 4: Massenrückgabe für die Elemente von H bis Zn bei der Explosion von Supernovae vom Typ II nach den Modellrechnungen
von Woosley & Weaver [17] für drei verschiedene Metallizitäten. Es wurde über eine Kroupa-Anfangsmassenverteilung gemittelt. Für
die Elemente, die direkt durch Brennprozesse aus H oder He aufgebaut werden können, die Primärelemente, hängt die Massenrückgabe
wenig oder praktisch überhaupt nicht von der Anfangsmetallizität ab. Für andere, die nur aus schon vorhandenen schweren Elementen
aufgebaut werden können, die Sekundärelemente, hängt die Massenrückgabe stark von der Anfangsmetallizität ab
M [MO· ]
Supermassive Sterne: Sterne mit mehr als ≈ 120 M sind sehr instabil gegenüber Pulsationen und erleiden dadurch massive Massenverluste. Sie würden während des O-Brennens
eine Paarbildungsinstabilität erleiden und kollabieren. Es ist derzeit ungeklärt, ob solche Objekte jemals eine nennenswerte Rolle bei der Elementsysnthese gespielt haben,
ausgenommen bei der allerersten Sterngeneration.
Synthese schwerer Elemente in Sternen
Alle diese Angaben beziehen sich auf die Entwicklung von Einzelsternen. Bei Doppelsternen verläuft die Entwicklung durch den Massenaustausch zwischen den Komponenten erheblich anders. Letztendlich geben sie aber, ebenso wie Einzelsterne, während
der Endphase der Entwicklung einen großen Teil ihrer Masse wieder an das interstellare Medium ab. Von Interesse sind deswegen im Zusammenhang mit der chemischen
Entwicklung der Galaxis nur die Objekte, die als Supernovae vom Typ Ia explodieren,
da diese Objekte eine Elementmischung mit ganz anderer Zusammensetzung an das
interstellare Medium abgeben, als es die beiden Partner als Einzelsterne täten.
Supernovae vom Typ Ia werden nach gegenwärtiger Vorstellung durch die Explosion
eines C+O Weißen Zwergs verursacht, der durch Massenzufluß von einem Begleiter,
der das Stadium des Roten Riesen erreicht hat, die Chandrasekharsche Massengrenze
für relativistisch entartetes Elektronengas erreicht und daraufhin kollabiert. Sie sind
für die gesamte Massenbilanz in der Galaxis nicht besonders wichtig, aber sie sind die
Hauptquellen der Elemente der Eisenspitze zwischen Cr und Ni.
1.3 Doppelsterne
Abbildung 5: Entwicklung eines Doppelsternsystems zur Supernova vom Typ Ia. Links: halbgetrenntes System mit Massenübersrom.
Rechts: Etappen der Entwicklung bis zur Explosion
Synthese schwerer Elemente in Doppelsternen
Die Entwicklung zur Supernova vom Typ Ia ist schematisch in Abb. 5 dargestellt.
Zunächst entwickelt sich die massereichere der beiden Komponenten bis in das Rote Riesen Stadium, bis sie die Roche-Grenze ausfüllt und ein Massenüberfluß auf die
masseärmere Komponnte beginnt, bis nur der entartete C+O-Kern der ursprünglich
massereicheren Komponente übrigbleibt. Die masseärmere Komponente setzt während
der ganzen Zeit ihre normale Hauptreihenentwicklung fort. Nach einiger Zeit beginnt
die zweite Komponente sich ebenfalls zum Roten Riesen zu entwickeln. Sobald dieser
seine Roche-Grenze ausfüllt, beginnt der Massenüberfluß auf den C+O-Weißen Zwerg.
Der entartete Kern wächst allmählich an, bis das C-Brennen im entarteten Kern zündet.
Durch die rasche Energiefreisetzung kommt es zur Detonation des Sterns, bei der kein
Reststern zurückbleibt.
Die Zusammensetzung der bei einer Supernovaexplosion vom Typ Ia zurückgebenen
Materie zeigt Abb. 6. Es werden hauptsächlich die Elemente der Eisengruppe und Si
und S erzeugt sowie etwas O. Supernovae vom Typ Ia sind die Hauptlieferanten für die
Elemente Fe, Ni in der Galaxis; ihr Beitrag zur Synthese anderer Elemente, ausgenommen vielleicht Si, spielt keine wesentliche Rolle.
Synthese schwerer Elemente in Doppelsternen
10-8
10
-7
10-6
10-5
10
-4
-3
10
10
-2
10
-1
100
101
0
Z = 0.02
Z=0
C
N
O
10
Ne
Na
Mg
Al
Si
Z
P
S
Cl
Ar
K
20
Ca
Sc
Ti
V
Cr
Mn
Fe
Co
Ni
Cu
30
Zn
Synthese schwerer Elemente in Doppelsternen
Abbildung 6: Massenrückgabe für die Elemente von C bis Zn bei der Explosion eines C+O–Weißen Zwergs beim Erreichen der
Chandrasekharschen Grenzmasse als Supernova vom Typ Ia (Modellrechnung von Iwamoto et al [8]). Diese Supernovae sind die
Hauptlieferanten für Fe und die sonstigen Eisengruppenelemente
M [MO· ]
Die häufigen Novaexplosionen, die auch eine Folgeerscheinung der Sternentwicklung in
Doppelsternen sind, sind für die Synthese der schweren Elemente von geringem Interesse, da sie nur sehr wenig zur gesamten Massenrückgabe in der Galaxis beitragen. Sie
sind nur als Quellen für einige seltene Isotope bei einigen Elementen von Interesse, die
in anderen Sternen nicht erzeugt werden (z.B. 15N). Sie werden nicht weiter betrachtet.
Synthese schwerer Elemente in Doppelsternen
• Diese Sterne haben sehr große Lebensdauern, sodaß sich die meisten dieser Sterne
noch auf oder nahe der Hauptreihe befinden. Man kann die Häufigkeitsentwicklung
über einen sehr langen Zeitraum bis zurück zum Zeitpunkt der Entstehung der
Milchstraße verfolgen
• Bei Sternen auf und nahe der Hauptreihe gibt es keine effizienten Durchmischungsprozesse zwischen dem Oberflächenbereich und den inneren Brennzonen. Die Oberflächenschichten haben praktisch die unveränderten Elementhäufigkeiten wie zum
Zeitpunkt der Entstehung des Sterns (ausgenommen Li, das bereits in der Protosternphase verbrannt wird).
Die allmähliche Zunahme der Häufigkeit schwerer Elemente in der Milchstraße durch
die Elementsynthese in Sternen läßt sich direkt an Hand der Elementhäufigkeiten in
Sternen beobachten. Man analysiert dazu für eine möglichst große Zahl von Sternen
der Spektraltypen G und früher Typ K aus der Sonnenumgebung deren Spektren und
bestimmt daraus die Elementhäufigkeiten in deren Photosphäre.
1.4 Zunahme der Elementhäufigkeiten in Sternen
• Frühe Sterne eignen sich aber wegen ihrer kurzen Lebensdauer dazu, die Häufigkeiten
im heutigen interstellaren Medium festzustellen
• Frühe Spektraltypen haben kurze Lebensdauern, sodaß keine alten Sterne mehr existieren, und ein linienarmes Spektrum, wodurch eine Häufigkeitsanalyse erschwert
wird; außerdem rotieren sie stark, wodurch sehr langsame Zirkulationsstr ömungen
angeregt werden, die die gesamte Sternmaterie im Verlaufe langer Zeiträume durchmischen und Produkte der zentralen Nukleosyntheseprozesse an die Oberfläche bringen.
• Späte K und M Sterne haben sehr viele Molekülbanden in ihren Spektren, die ausreichend genaue Häufigkeitsanalysen praktisch unmöglich machen.
Frühere oder spätere Sterne eignen sich für solche Untersuchungen nicht.
Zunahme der Elementhäufigkeiten in Sternen
Um die allmähliche Zunahme der Elementhäufigkeiten schwerer Elemente zu studieren,
müßte die Häufigkeit der Elemente in Sternen als Funktion ihres Alters studiert werden.
Leider läßt sich das Alter eines Sterns nur mit sehr großer Unsicherheit feststellen. Man
muß deswegen einen Ersatz für das Alter finden, der sich ausreichend genau bestimmen
läßt.
Als ein solcher Ersatz wird oft die Häufigkeit von Fe relativ zu H verwendet, weil Fe in
den Spektren der interessierenden Spektraltypen mit einer großen Zahl von Linien von
Fe i und Fe ii vertreten ist, was eine ziemlich genaue Häufgkeitbestimmung ermöglicht.
Eisen wird zu etwa einem Drittel in Supernovaexplosionen vom Typ II und zu zwei
Dritteln in Supernovaexlposionen vom Typ Ia synthetisiert und seine Häufigkeit sollte
deswegen vom Beginn der Entstehung der galaktischen Scheibe an monoton zunehmen.
Es ist deswegen üblich, das Häufigkeitsverhältnis Fe/H als Maß für das Alter des Sterns
zu verwenden, wobei allerdings der genaue Zusammenhang zwischen Alter und FeHäufigkeit nicht sehr genau festgestellt werden kann. Glücklicherweise ist es für die
meisten Zwecke auch nicht wichtig, diesen Zusammenhang genau zu kennen.
Entwicklung der Elementhäufigkeiten
[Fe/H] = log(Fe/H) − log(Fe/H)
(als ein Maß für das Alter des Sterns) für alle interessierenden Elemente X aufgetragen.
Die Abbildung 7 zeigt als Beispiel die Entwicklung der Elementhäufigkeiten von O und
Si. Diese beiden Elemente werden hauptsächlich in Supernovae vom Typ II synthetisiert.
gegen
[X/H] = log(X/H) − log(X/H)
Die Entwicklung der Elementhäufigkeiten kann dann dadurch studiert werden, daß die
Häufigkeit der Elemente relativ zu H gegen das Häufigkeitsverhältnis Fe/H aufgetragen
wird. Die Häufigkeitsverhältnisse werden meistens auch noch auf die entsprechenden
Häufigkeitsverhältnisse in der Sonne normiert und dann
Entwicklung der Elementhäufigkeiten
-2
-1
0
1
[Fe/H]
-4
-3
-4
-4
-3
-2
-1
0
1
-3
-2
-1
0
1
-4
-3
-1
[Fe/H]
-2
0
1
Abbildung 7: Sauerstoff- und Siliziumhäufigkeit in G Sternen in der Sonnenumgebung der Milchstraße in Abhängigkeit von der Eisenhäufigkeit. Dies demonstriert die allmähliche Zunahme der Elementhäufigkeiten in der Milchstraße durch die Prozesse der Elementsynthese in Sternen und der Massenrückgabe an das interstellare Medium durch Supernova Explosionen vom Typ Ia und Typ II. Ein
Häufigkeitsverhältnis von [Fe/H]= −1 entspricht etwa einem Alter von 109 Jahren
[O/H]
Entwicklung der Elementhäufigkeiten
[Si/H]
zu studieren, weil die Fe-Häufigkeit auch ein Maß für die vorhandene Menge an schweren
Elementen ist. Die Größe [X/Fe] zeigt direkt an, wie sich der Anteil eines bestimmten
Elements X am Gesambestand schwerer Elemente entwickelt. Die folgenden Abbildungen zeigen diese Entwicklung für eine Reihe der häufigsten schweren Elemente für eine
große Zahl von Sternen aus der Sonnenumgebung.
Außer C, N und Ni werden diese Elemente alle in Supernovaexplosionen vom Typ II
synthetisiert. Deswegen nimmt die Größe [X/Fe] mit zunehmendem [Fe/H] ab, weil die
spät einsetzende Synthese des Hauptteils des Fe das Verhältnis [X/Fe] abnehmen läßt.
Daß das Verhältnis [Ni/Fe] fast konstant ist, kommt nicht überraschend, denn beide
Elemente werden hauptsächlich in Supernovae vom Typ Ia synthetisiert Die Verhältnisse [C/Fe] und [N/Fe] sind ebenfalls annähernd konstant. Der Grund für das synchrone
Anwachsen der C- und N-Häufigkeit mit der Fe-Häufigkeit ist in beiden Fällen darin
zu suchen, daß C und N hauptsächlich in Sternen mittlerer Masse synthetisiert werden,
und daß Supernovae vom Typ Ia ebenfalls Sterne mittlerer Masse als Vorläufersterne
haben, sodaß die Vorläufer der AGB-Sterne und der Supernovae vom Typ Ia ähnliche
Lebensdauern aufweisen. Dadurch sind deren Massenrückgaberaten zueinander proportional.
[X/F e] = log(X/Fe) − log(X/Fe)
Für manche Zwecke ist es auch günstig, die Häufigkeitsverhätnisse
Entwicklung der Elementhäufigkeiten
-0.5
0
[Fe/H]
-2
-1.5
[Fe/H]
-1
-0.5
F und G Sterne in der Sonnenumgebung
-0.8
-1
-0.8
-1.5
-0.6
-0.6
-2
-0.4
-0.2
0
0.2
0.4
0.6
0.8
-0.4
-0.2
0
0.2
0.4
0.6
0.8
0
Abbildung 8: Evolution of the abundances of C, N, and O and the main dust forming elements with metallicity for F and G
stars at the solar cycle. Data from Gratton & Sneden [4] (for Al), Magain [11] (for Al), Edvardsson et al. [3], Chen et al. [2],
Reddy et al. [12], Gratton et al. [5] (for O, Si), Venn et al. [15] (for Mg, Ca, Ti, Ni), Soubiran [14] (for O, Al, Si), Caffau et
al. [1] (for S), Jonsell et al. [9] (for O, Al, Si), Israelian et al. [7] (for N)
[C/Fe]
Entwicklung der Elementhäufigkeiten
[N/Fe]
[O/Fe]
-0.5
0
[Fe/H]
-2
-1.5
[Fe/H]
-1
-0.5
F und G Sterne in der Sonnenumgebung
-0.8
-1
-0.8
-1.5
-0.6
-0.6
-2
-0.4
-0.2
0
0.2
0.4
0.6
0.8
-0.4
-0.2
0
0.2
0.4
0.6
0.8
0
Entwicklung der Elementhäufigkeiten
[Mg/Fe]
[Al/Fe]
-0.5
0
[Fe/H]
-2
-1.5
[Fe/H]
-1
-0.5
F und G Sterne in der Sonnenumgebung
-0.8
-1
-0.8
-1.5
-0.6
-0.6
-2
-0.4
-0.2
0
0.2
0.4
0.6
0.8
-0.4
-0.2
0
0.2
0.4
0.6
0.8
0
Entwicklung der Elementhäufigkeiten
[Si/Fe]
[S/Fe]
-0.5
0
[Fe/H]
-2
-1.5
[Fe/H]
-1
-0.5
F und G Sterne in der Sonnenumgebung
-0.8
-1
-0.8
-1.5
-0.6
-0.6
-2
-0.4
-0.2
0
0.2
0.4
0.6
0.8
-0.4
-0.2
0
0.2
0.4
0.6
0.8
0
Entwicklung der Elementhäufigkeiten
[Ca/Fe]
[Ti/Fe]
-0.5
0
[Fe/H]
-2
-1.5
[Fe/H]
-1
-0.5
F und G Sterne in der Sonnenumgebung
-0.8
-1
-0.8
-1.5
-0.6
-0.6
-2
-0.4
-0.2
0
0.2
0.4
0.6
0.8
-0.4
-0.2
0
0.2
0.4
0.6
0.8
0
Entwicklung der Elementhäufigkeiten
[Ni/Fe]
• Für die Edelgase kann die Häufigkeit aus der Analyse von Linien aus der Sonnenkorona im Röntgenbereich oder durch direkte Messung im Sonnenwind bestimmt
werden (allerdings mit mäßiger Genauigkeit).
• Für etwa 20 Elemente ist dies nicht möglich, weil entweder das erste angeregte Niveau
energetisch zu hoch liegt, um bei einer Temperatur von ≈ 6000 K angeregt werden zu
können (die Edelgase) oder die Häufigkeit der Elemente so klein ist, daß ihre Linien
alle von den zahlreichen schwachen Linien der häufigen Elemente überlagert werden.
• Für etwa 60 Elemente kann die Elementhäufigkeit der Sonnenenphotosphäre aus der
Analyse von Spektrallinien mit ausreichender Genauigkeit bestimmt werden.
Die Elementhäufigkeiten im Sonnensystem stellen einen Schnappschuß der Elementhäufigkeiten in der Milchstraße in der Sonnenumgebung zum Zeitpunkt der Entstehung desSonnensystems dar (vor 4.567 × 109 Jahren). Da sich die Elementhäufigkeiten
im Bereich der Sonnenumgebung in den letzten etwa 5×109 Jahren nicht stark verändert
haben, können die Häufigkeiten im Sonnensystem als repräsentativ für die Häufigkeit
der Elemente im interstellaren Medium innerhalb dieses Zeitraums betrachtet werden.
Für das Sonnensystem liegt die vollständigste Information über die Häufigkeiten aller
82 stabilen (H ... Bi, ohne Tc, Pm) und langlebigen radioaktiven Elemente (Th, U) vor.
1.5 Häufigkeitsverteilung der Elemente im Sonnensystem
Für andere Sterne lassen sich bestenfall für 50 Elemente die Häufigkeiten bestimmen,
meistens sogar nur für einige wenige.
• Für Elemente, deren Häufigkeiten sowohl für die Sonne als auch für die Meteoriten
bestimmt werden kann, ist die Übereinstimmung meistend sehr gut.
• Für die flüchtigen Elemente (volatilen) Elemente kann die Häufigkeit nicht aus Meteoriten bestimmt werde, da sie nicht oder nur unvolltändig auskondensiert waren.
Das betrifft vor allem H, He, und die Edelgase, aber auch C, N, O, S und einige
andere Elemente
• Die Häufigkeit kann nur für die schwer flüchtigen (refraktären) Elemente bestimmt
werden, die bei niedrigen Temperaturen vollständig im Staub auskondensiert waren.
• Für ebenfalls etwa 60 Elemente können die Häufigkeiten aus dem Material primtiver Meteoriten, der sog. CI-Chondrite, bestimmt werden. Diese sind sehr altes
Material aus der Entstehungszeit des Sonnensystems aus kleinen Körpern, die nie
aufgeschmolzen waren und dadurch nie in einen Silikatmantel und einen Eisenkern
differenziert waren. Dadurch bestehen sie noch aus der originale Elementmischung
des interstellaren Staubs, aus dem sie letztendlich auch entstanden sind
Häufigkeitsverteilung der Elemente im Sonnensystem
0
Li
Be
He
H
10
Al
Na
Cr
Fe
20
Sc
V
40
Z
50
60
70
80
Ge
Se
Kr
Sr
Zr
Xe
Ga
Mo Pd SnTe Ba
Pb
Br
Ru Cd
Ce
As Rb
Pt
Dy
Nd
Os
Yb
Y
Gd
Hg
Sm
Er Hf
J
Nb
W Ir
Ag
La
Rh InSb Cs
Au Tl Bi
Pr
Eu Ho
Tb
Lu Re
Tm Ta
30
Cu
Zn
Ni
Co
Ti Mn
Ca
K
Ar
Cl
S
P
Si
Mg
Ne
F
O
N
B
C
90
Th
U
100
Abbildung 9: Häufigkeitsverteilung der Elemente im Sonnensystem (dekadischer Logarithmus), wie sie aus der Analyse des Sonnenspektrums und den Häufigkeitsbestimmungen in Meteoriten folgt (Grevesse & Sauval [6]). Die Häufigkeit ist in der astronomischen
Häufigkeitsskala angegeben, in der H die Häufigkeit 12 erhält. Diese Häufigkeitsverteilung wird als repräsentativ für die Häufigkeitsverteilung der Elemente von Pop I Sternen angesehen.
0
2
4
6
8
10
12
Häufigkeitsverteilung der Elemente im Sonnensystem
εel
• Andere Elemente werden wegen ihrer geringen Häufigkeit höchstens als Verunreinigungen bei der Bildung der häufigen Staubkomponenten in diese mit eingebaut oder
bilden höchstens unter speziellen Umständen eigenständige Kondensate, die aber
wegen der geringen Menge nicht durch astronomische Beobachtungen identifiziert
werden können.
• Im Kosmos ist nur eine kleine Zahl der häufigsten Elemente für die Chemie der
Gasphase und der kondensierten Phasen (des interstellaren Staubs) von Bedeutung,
denn nur aus den häufigsten Elementen kann Staub in merklichen Quantitäten gebildet werden. Das schränkt die Anzahl der zur Konkurrenz stehenden Elemente sehr
stark ein. Praktisch kommen für die Staubbildung nur C, N, O, S und die Metalle
Na, Mg, Al, Si sowie die Metalle der Eisengruppe in Frage (Abb. 10).
Aus der starken Abnahme der Häufigkeiten mit zunehmendem Z ergeben sich für die
Bildung chemischer Verbindungen (Moleküle, Festkörper) folgende Konsequenzen:
1.6 Die chemisch wichtigen Elemente
P
K
F
Zn
Al
N
Si
Cr
Cl
Ar
O
C
Ne
Mg
S
Cu
Ti
Mn
Ca
Fe
V
Co
Ni
Na
Gruppe III
Gruppe II
Gruppe I
Abbildung 10: Kosmische Standardelementmischung. Häufigkeiten nach Grevesse und Sauval [6].
4
5
6
7
8
9
10
He
11
H
6
12 log + 12
Die chemisch wichtigen Elemente
Die durchschnittlichen Häufigkeiten der Elemente der zweiten Gruppe ist um ca. den
Faktor zehn geringer als die der ersten Gruppe, und die Häufigkeiten der dritten Gruppe sind durchschnittlich um nochmals einen Faktor zehn geringer. Das schlägt sich
entsprechend in den Häufigkeiten der chemischen Verbindungen dieser Elemente in der
Gasphase und im festen Zustand nieder. Verbindungen mit Elementen nachfolgender
Gruppen sind immer sehr viel weniger häufig als Verbindungen mit Elementen aus der
gleichen Gruppe oder aus vorangehenden Gruppen. Dadurch ist die Chemie der Verbindungen aus Elementen dieser drei Gruppen teilweise entkoppelt.
Für die Chemie der Gasphase und der Kondensate spielen im allgemeinen nur diese
Elemente eine Rolle weil naturgemäß nur solche chemischen Verbindungen in merklichen Mengen vorkommen können, die aus häufigen Elementen bestehen. Wasserstoff
ist das häufigste Element, spielt aber nur in Verbindungen mit Kohlenstoff durch die
Möglichkeit der Bildung von Kohlenwasserstoffen eine Rolle. Die Edelgase sind an der
Chemie nicht beteiligt.
• Die dritte Gruppe wird von den Elementen Al, Ca, Na und Ni gebildet.
• Die zweite Gruppe wird von den Elementen Si, Mg, Fe und S gebildet.
• Die erste Gruppe wird von den Elementen C, N und O gebildet.
Es ist festzustellen, daß die Häufigkeiten der häufigen Metalle bei der kosmischen Elementmischung drei deutlich voneinander getrennte Gruppen bilden:
Die chemisch wichtigen Elemente
Im interstellaren Medium stellt sich kein chemisches Gleichgewicht ein, aber die thermodynamisch stabilsten und deswegen häufigsten Verbindungen sind meistens auch unter
Nichtgleichgewichtsbedingungen die häufigsten Verbindungen.
Die Größe der Bindungsenergie ist meistens das ausschlaggebende Kriterium, da bei
den interessierenden Elementen große Unterschiede in den Bindungsenergien der chemischen Verbindungen vorkommen.
• wenn Unterschiede in den Bindungsenergien zur Konkurrenz stehender Verbindungen gering sind, aus Gründen der Entropiemaximierung die Verbindung mit dem
häufigeren Element bevorzugt gebildet wird.
• die Elemente derart auf die möglichen Verbindungen verteilt werden, daß die Verbindungen mit den größten Bindungsenergien mit möglichst großer Häufigkeit auftreten, und daß,
Entsprechend den Prinzipien der Thermodynamik stellt sich in einem Gemisch von
mehreren Elementen im chemischen Gleichgewicht bei gegebenem Volumen ein Zustand
ein, der einem Minimum der gesamten freien Energie entspricht. Das läuft darauf hinaus,
daß sich das Gemisch so einstellt, daß:
1.7 Sauerstoff- und kohlenstoffreiche Chemie
4
r
VC
HF
r
rCF
rNaF
rKF
rMgF
rrrCrF
rCoF
r
rTiN
TiCl
r
AlCl CP
PO
r
5
r
rP2
rPN
KCl HCl rPS
PF
r r
TiC
rCrO
NiF
aCl
r MnF r
rN
rrSiCl
r MnO
CuF CoCl rTiS
CaCl
TiF
SiF
VO
r
r
VP
AlF
rTiO
r
6
r
CaO
AlO
r
7
r
S2
r
NS
r
SO
r
SiS
r
CS
r
FeO
r
r SiC
SiN
8
r
CN
NO
r
SiO
r
N
r 2
r
C2
CO
r
r
9
OH
r
O2
-
log Abbildung 11: Bindungsenergien zweiatomiger Moleküle mit besonders hoher Bindungsenergie, die aus den häufigsten Elementen der
kosmischen Standardmischung der Elemente gebildet werden können. Die Abszisse gibt die kosmische Häufigkeit des weniger häufigen
der beiden Elemente im Molekül an. Die Moleküle, deren chemische Formel fett gedruckt ist, binden jeweils das weniger häufige der
beiden Moleküle vollständig in diesem einen Molekül.
4
5
6
7
8
9
10
11
12
6
E[eV]
Sauerstoff- und kohlenstoffreiche Chemie
Das zweite Molekül mit ganz ungewöhnlich hoher Bindungsenergie ist N2. Durch dessen
Bildung wird der Stickstoff praktisch vollständig durch die Bildung dieses Moleküls
chemisch blockiert. Stickstoff spielt deswegen für die Chemie in der Regel keine Rolle.
Das seltenere der beiden Elemente C und O ist demnach im CO Molekül chemisch
blockiert. Die Bindungsenergie von CO ist so hoch, daß sich bei späterer Bildung von
Festkörpern an der chemischen Blockade von C oder O im CO nichts wesentliches ändert.
• In einer kohlenstoffreiche Elementmischung, die in einigen Sternen vorkommt, wird
bei der Bildung von CO aller verfügbarer Sauerstoff verbraucht und nur der hierbei nicht verbrauchte Teil des Kohlenstoffs kann weitere chemische Verbindungen
eingehen.
• In der sauerstoffreichen Elementmischung im Kosmos bedeutet das, daß aller
verfügbarer Kohlenstoff bei der Bildung von CO verbraucht wird. Der hierbei nicht
verbrauchte Teil des Sauerstoffs kann andere chemische Verbindungen eingehen.
Auffällig sind die weit überdurchschnittlich hohen Bindungsenergien von CO und N2.
Das Molekül CO verbraucht bei seiner Bildung deswegen das weniger häufige der beiden
Elemente C und O. Weitere Verbindungen des weniger häufigen Elements können dann
nicht oder nur in sehr kleinen Mengen auftreten.
Sauerstoff- und kohlenstoffreiche Chemie
Die Elemente der Gruppe I (siehe Abb. 10) sind demnach chemisch vollständig oder
fast vollständig im N2 und CO blockiert. Von dieser Gruppe der häufigsten Metalle sind
nur noch jeweils der Überschuß des O in der sauerstoffreichen und der Überschuß des
C in der kohlenstoffreichen Elementmischung chemisch aktiv.
• Die kohlenstoffreiche Elementmischung, in der Sauerstoff im CO chemisch blockiert
ist. In dieser Mischung können neben CO weitere Kohlenstoffverbindungen gebildet
werden und nur solche Mineralien, die für ihre Bildung kein O benötigen. Insbesondere können hier neben Kohlenstoff Karbide, Sulfide und Nitride gebildet werden.
• Die sauerstoffreiche Elementmischung, in der Kohlenstoff im CO chemisch blockiert
ist. In dieser Mischung können neben CO weitere Sauerstoffverbindungen und insbesondere die zahlreichen Mineralien, die für ihre Bildung O benötigen, gebildet
werden. Das entspricht der interstellaren Elementmischung.
Die ungewöhnliche hohe Bindungsenergie des CO Moleküls hat zur Folge, daß in kosmischen Objekten zwei grundsätzlich verschiedene Arten von Elementmischungen unterschieden werden müssen:
Sauerstoff- und kohlenstoffreiche Chemie
• Verbindungen von Elementen der Gruppe III (Al, Na, Ca, Ni) mit O und den Elementen der Gruppe II. Vor allem wichtig sind die Aluminium- und Kalziummineralien, von denen etliche thermisch außerordentlich stabil sind. Wegen der deutlich
geringeren Häufigkeit von Al und Ca, verglichen mit den Elementen der Gruppe II,
können sie nicht die dominierenden Staubspezies darstellen, aber sie sind thermisch
stabiler als die Mineralien, die aus den Elementen der Gruppe II gebildet werden,
und kondensieren zumindest unter Gleichgewichtsbedingungen bei erheblich höheren Temperaturen. Auch einige Natriummineralien gehören dazu. Nickel bildet unter
kosmischen Bedingungen keine eigenständigen Mineralien sondern kommt nur in
Verbindung mit Eisen z.B. als Ni-Fe-Legierung vor.
• Verbindungen von Elementen der Gruppe II (Mg, Si, S, Fe) untereinander und mit O.
Das sind hauptsächlich die verschiedenen Eisen- und Magnesiumsilikate, metallisches
Eisen und die Oxide und eventuell auch Sulfide von Si, Mg, Fe. Diese bilden in den
meisten sauerstoffreichen Elementmischungen die Hauptkomponenten des Staubs,
weil sie die häufigsten potentiell staubbildenden Elemente darstellen.
Sehr viele der besonders stabilen Mineralien enthalten als wesentliches Bauelement in
ihrem Gitter Sauerstoffatome. Diese Mineralien können in der sauerstoffreichen Elementmischung im Kosmos gebildet werden. Zwei Kategorien von Mineralien spielen
eine wesentliche Rolle:
1.8 Mineralmischung in sauerstoffreicher Umgebung
C
C
Fe
Ni
Si
Ti
V
Zr
Al4 C3
CaC2
SiC
TiC
VC
V2 C
ZrC
AlN
Ca3 N2
Si3 N4
TiN
VN
ZrN
Aluminium carbide
Calcium carbide
Silicon carbide
Titanium carbide
Vanadium carbide
Vanadium carbide
Zirconium carbide
Aluminium nitride
Calcium nitride
Silicon nitride
Titanium nitride
Vanadium nitride
Zirconium nitride
143.959
64.100
40.097
59.878
62.953
113.894
103.235 6.73
nitrides
40.989 3.255
148.247 2.67
140.284 3.17
61.874 5.43
64.949 6.13
105.231 7.09
12.011
12.011
55.845
58.693
28.086
47.867
50.942
91.224
elements
3.513
2.2
7.86
8.90
2.329
4.506
6.0
6.52
carbides
2.36
2.22
3.16
4.93
5.77
3300
1468
2170
3560
2320
3230
Osbornite
Diamond
subl 4098 Graphite
3134
3186
3538
3560
3680
Siede- Mineral
punkt [K] Name
2370 dec > 2500
2570
3100
dec 3245
3340
3083
2440
3795
1811
1728
1687
1941
2183
2128
Formel Molekular- Dichte
Schmelz−3
gewicht [g/cm ] punkt [K]
Carbon (diamond)
Carbon (graphite)
Iron
Nickel
Silicon
Titanium
Vanadium
Zirconium
Name
√
√
√
√
√
√
entdeckt
Tabelle 1: Physikalische Eigenschaften schwerflüchtiger Festkörper der häufigen Elemente und besonders stabile Verbindungen einiger
weniger häufiger Elemente, ihre Mineralnamen, und ihre Entdeckung als interstellarer oder zurkumstellarer Staub oder als präsolare
Staubteilchen in Meteoriten
Eigenschaften der Mineralien
Aluminium oxide
Calcium oxide
Iron(II) oxide
Iron(II,III) oxide
Iron(III) oxide
Magnesium oxide
Nickel(II) oxide
Silicon monoxide
Silicon dioxide
(α-quartz)
Silicon dioxide
(β-quartz)
Silicon dioxide
(tridymite)
Silicon dioxide
(cristobalite)
Sodium oxide
Titanium(II) oxide
Titanium(III) oxide
Titanium(III,IV) oxide
Titanium(IV) oxide
Vanadium oxide
Vanadium(IV) oxide
Zirconium oxide
Name
101.961
56.077
71.844
231.533
159.688
40.304
74.692
44.085
60.085
60.085
60.085
60.085
61.979
63.866
143.732
223.598
79.866
66.941
82.941
123.223
Al2 O3
CaO
FeO
Fe3 O4
Fe2 O3
MgO
NiO
SiO
SiO2
SiO2
SiO2
SiO2
Na2 O
TiO
Ti2 O3
Ti3 O5
TiO2
VO
VO2
ZrO2
2.27
4.95
4.486
4.24
4.23
5.758
4.339
5.68
dec 1405
2023
2115
2050
2116
2063
2240
2980
Baddeleyite
Rutile
3220 Cristobalite
3220 Tridymite
3220 β-Quartz
3220 α-Quartz
3870
Wüstite
Haematite
Magnetite
≈ 3300 Corundum
Melting
Boling Mineral
Point [K] Point [K] Name
oxides
3.97
2327
3.34
3200
6.0
1650
5.17
1870
5.25
1838
3.6
3100
6.72
2228
2.18
2.648
846 trans. to
β-quartz
2.533
1140 trans. to
tridymite
2.265
1743 trans. to
cristobalite
2.334
1986
Formula Molecular Density
Weight [g/cm−3 ]
Forsetzung der Tab.
Eigenschaften der Mineralien
√
√
detected
Al2 S3
CaS
FeS
MgS
NiS
Ni3 S4
Ni3 S2
Na2 S
TiS
ZrS2
CaSi2
CaSi
FeSi
FeSi2
Mg2 Si
NiSi2
TiSi2
V3 Si
ZrSi2
Calcium silicide
Calcium silicide
Iron silicide
Iron silicide
Magnesium silicide
Nickel silicide
Titanium silicide
Vanadium silicide
Zirconium silicide
96.249
68.164
83.931
112.016
76.696
114.864
104.038
180.911
147.395
150.161
72.144
87.911
56.371
90.759
304.344
240.212
78.046
79.933
155.356
Oldhamite
Troilite
Melting
Boling Mineral
Point [K] Point [K] Name
sulphides
2.02
1373
2.59
2798
4.7
1461
2.68
dec > 2300
5.5
1249
4.77
1268
5.87
1060
1.865
1445
3.85
2000
3.82
1753
silicides
2.50
1313
2.39
1597
6.1
1680
4.74
1490
1.99
1375
4.83
1266
4.0
1773
5.70
2208
4.88
1893
Formula Molecular Density
Weight [g/cm−3 ]
Aluminium sulphide
Calcium sulphide
Iron sulphide
Magnesium sulphide
Nickel(II) sulphide
Nickel(II,III) sulphide
Nickel(III) sulphide
Sodium sulphide
Titanium sulphide
Zirconium sulphide
Name
Fortsetzung der Tab.
Eigenschaften der Mineralien
√
detected
Aluminium silicate
Calcium aluminate
Calcium carbonate
Calcium cyanamide
Calcium metasilicate
Calcium titanate
Iron(II) orthosilicate
Iron(II) titanate
Magnesium metasilicate
Magnesium orthosilicate
Magnesium titanate
Sodium aluminate
Soduim metasilicate
Zirconium orthosilicate
Name
Al2 SiO5
CaAl2 O5
CaCO3
CaCN2
CaSiO3
CaTiO3
Fe2 SiO4
FeTiO3
MgSiO3
Mg2 SiO4
MgTiO3
NaAlO2
Na2 SiO3
ZrSiO4
Zircon
Wollastonite
Perovskite
Fayalite
Ilmenite
Enstatite
Forsterite
Calcite
Melting
Boling Mineral
Point [K] Point [K] Name
miscellaneous minerals
162.046 3.145
158.039 2.98
1878
100.087 2.71
1612
80.102 2.29
≈ 1600
116.162 2.92
135.943 3.98
2253
203.774 4.30
151.710 4.72
≈ 1740
100.389 3.19
dec ≈ 1820
140.694 3.21
2171
120.170 3.85
1838
81.971 4.63
1920
122.064 2.61
1362
183.308 4.6
dec 1813
Formula Molecular Density
Weight [g/cm−3 ]
Fortsetzung der Tab.
Eigenschaften der Mineralien
√
√
detected
Al2 O3
CaTiO3
Melilit
MgAl2 O4
CaAl2 Si2 O8
CaMgSi2 O6
MgAl2 O4
CaTiSiO5
MgTi2 O5
Mg2 SiO4
TiO2
CaAl2 Si2 O8
MgSiO3
Al2 SiO5
Fe
FeS
Spezies
1430
1350
1285
1190
1162
1145
1131
1129
1124
1122
1096
1093
1086
1068
1062
680
Tcond [K]
1068
1190
1129
1142
1162
1130
760
1090
1124
1096
Tumw [K]
Sauerstoffreiche Mischung
C
TiC
SiC
Fe
AlN
CaS
Al2 O3
MgAl2 O4
Mg2 SiO4
Al2 SiO5
Spezies
1700
1490
1310
1055
1040
1025
894
880
831
784
Tcond [K]
880
784
897
Tumw [K]
Kohlenstoffreiche Mischung
Tabelle 2: Kondensationstemperaturen für Festkörper bei einer sauerstoffreichen (C/O=0.55) und einer kohlenstoffreichen (C/O=1.5)
Elementmischung bei niedrigem Druck (P = 2 × 10−8 bar) (Lattimer, Schramm und Grossman [10]). Tcond bezeichnet die Temperatur,
bei der ein Festkörper in einer langsam abkühlenden Umgebung zuerst auftaucht. Tumw bezeichnet die Temperatur, bei der dieser
Festkörper zu Gunsten der Bildung eines anderen, stabileren Festkörpers wieder verschwindet.
Mineralmischung in sauerstoffreicher Umgebung
Da im Kosmos kein chemisches Gleichgewicht vorliegt, kann unter bestimmten Bedingungen auch Kohlenstoff gebildet werden, trotz der sauerstoffreichen Elementmischung
(UV-Strahlung bricht die CO-Bindung)
• Eventuell auch Quarz mit der Zusammensetzung SiO2
• Metallisches Eisen (das nimmt normalerweise alles Ni in Form einer Nickel-EisenLegierung auf )
• Pyroxen mit der Zusammensetzung MgxFe1−xSiO3. Das ist ein Mischkristall aus Enstatit MgSiO3 und Ferrosilit FeSiO3. Das Mischungsverhältnis x kann jeden beliebigen
Wert x im Intervall 0 ≤ x ≤ 1 annehmen
• Olivin mit der Zusammensetzung Mg2xFe2(1−x)SiO4. Das ist ein Mischkristall aus Forsterit Mg2SiO4 und Fayalit Fe2SiO4. Das Mischungsverhältnis x kann jeden beliebigen
Wert x im Intervall 0 ≤ x ≤ 1 annehmen
Die primären Staubmaterialien in der kosmischen Elementmischung sind:
Mineralmischung in sauerstoffreicher Umgebung
In allen diesen Verbindungen können die normalen Kationen gegen Kationen anderer,
weniger häufiger Elemente ausgetauscht werden, auch mit anderen Ladungen (aber so,
daß dabei insgesamt Ladungsneutralität gilt), und in den Silikatverbindungen kann ein
Teil (bis ≈ 20%) der Si Atome durch tetraedisch koordiniertes Al ausgetauscht werden.
Die Verbindungen haben deswegen eine komplexe Zusammensetzung mit variablem AlSi-Gehalt und einem beträchtlichen Gehalt an weniger häufigen Elementen
• Anorthit mit der Zusammensetzung CaAl2Si2O8 (das ist die Hauptkomponente der
gesteinsbildenden Feldspäte
• Diopsid mit der Zusammensetzung CaMg(SiO3)2
• Spinell mit der Zusammensetzung MgAl2O4
• Melilit, ein Mischkristall aus Åkermanit mit der Zusammensetzung Ca2MgSi2O7 und
Gehlenit mit der Zusammensetzung Ca2Al2SiO7. Das Mischungsverhältnis x kann
jeden beliebigen Wert x im Intervall 0 ≤ x ≤ 1 annehmen
• Korund mit der Zusammensetzung Al2O3 bzw Hibonit mit der Zusammensetzung
CaAl6O19
Die sekundären Staubmaterialien in der kosmischen Elementmischung sind:
Mineralmischung in sauerstoffreicher Umgebung
Fester Kohlenstoff: Diamant (links), Graphit (rechts)
Kleine Galerie der Minerale
Silikate: Forsterit Mg2SiO4 (links), Fayalit Fe2SiO4 (rechts)
Kleine Galerie der Minerale
Silikate: Enstatit MgSiO3 (links), Ferrosilit FeSiO3 (rechts)
Kleine Galerie der Minerale
Al-Verbindungen: Korund Al2O3 (links), Hibonit CaAl6O19 (rechts)
Kleine Galerie der Minerale
Al-Verbindubgen: Melilit CaAl2SiO7 (links), Spinell MgAl2O4 (rechts)
Kleine Galerie der Minerale
Diopsid MgCaSi2O6 (links), Siliziumkarbid SiC (rechts)
Kleine Galerie der Minerale
Mineralmischung in sauerstoffreicher Umgebung
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