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Super Heavy Elements (SHE) Herstellung und Nachweis von superschweren Elementen 2003-07-02 Thomas Bauer 1 Übersicht • Entstehung der Elemente in unserem Universum • Herstellung von superschweren Elementen • Klassische Massenspektrographie • Nachweis von superschweren Elementen mit dem Geschwindigkeitsfilter SHIP 2 Entstehung der Elemente • Urknall – Vor ca. 15 Milliarden Jahren • Synthese im interstellaren Medium – Bedingt durch kosmische Strahlung • Synthese innerhalb der Sterne – ca. eine Milliarde Jahre nach dem Urknall bis heute 3 Der Urknall • Gesamte Materie und Energie existieren als Elementarteilchen in einem Feuerball von weit über 1010K • Abkühlung auf 1010K: Photonen, Elektronen/ Positronen, Neutrinos/ Antineutrinos und Protonen/ Neutronen entstehen und koexistieren n 1 H e 1 n e H 1 1 4 Der Urknall • Universum breitet sich weiter aus • Abkühlung des Universums auf ~109K • Neue Atomkerne entstehen: 1 H 1n 2H 2 H 1n 3H ; 3H 1H 4He 2 H 1H 3He ; 3He 1n 4He 3 He 4He 7Be ; 7Be e 7Li 5 Der Urknall • Nach ca. 3 Minuten hat sich das Universum soweit ausgebreitet und abgekühlt, dass keine Kernverschmelzungen mehr möglich sind („Urknall beendet“) • Die restlichen Neutronen zerfallen zu Wasserstoff: 1 n H e 1 6 Der Urknall • Die übriggebliebenen Protonen und Neutronen sind für den großen Anteil an H in unserem Universum verantwortlich • Die primäre Kernreaktion des Urknalls ist die Produktion von 4He • 98% der Elemente in unserem Universum sind Wasserstoff und Helium 7 Synthese im interstellaren Medium • Kosmische Strahlung in Form von sehr schnellen H und He-Kernen (~1016eV) • Reaktion zwischen dieser Strahlung mit Helium, Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff => Lithium, Berillium und Bor entstehen • Reaktionen finden bei Energien statt, die weit höher sind, als die des Urknalls aber in einer sehr geringen Dichte. • Die Temperatur ist also niedrig und daher spalten sich die Li-, Be- und B-Kerne nicht sofort wieder auf („sie verbrennen nicht“) 8 Synthese innerhalb der Sterne • Betrachten die Evolution eines Sterns – Besteht zum größten Teil aus Wasserstoff – Gravitation zieht den Stern zusammen – Wärmestrahlung wirkt Kontraktion entgegen 9 Synthese innerhalb der Sterne • Wasserstoffbrennen – Wahrscheinlichkeit für Protonenverschmelzung: 1/14Mrd Jahre! – Aber: Sehr große Anzahl an Reaktionspartnern! 10 4 H He 2 2 26.7MeV 1 4 Synthese innerhalb der Sterne • Einige Milliarde Jahre später hat sich der Stern zu einem 2-Komponenten-System entwickelt H He 11 Synthese innerhalb der Sterne • Im Kern sind Bedingungen entstanden (108K und104 g/cm3), die eine neue Kernreaktionen zulassen: Helium-Verbrennung 4 He 4He 8Be ( Lebenssauer 1016 s) 8 Be 4He 12C 4 He 12C 16O 12 Synthese innerhalb der Sterne • Der Stern verändert sich mit der Zeit zu einem 3-Komponenten-System: – 16O und 12C können unter den vorliegenden Bedingungen aufgrund ihrer Abstoßung nicht verschmelzen H He 16O 12C 13 Synthese innerhalb der Sterne • Weitere Kontraktion des Kerns durch Gravitation • Ab einer Temperatur von 5x108K und einer Dichte von 5x105g/cm3 sind neue Kernreaktionen möglich: C 12C 20Ne 4He 12 O 16O 28Si 4He 16 C 16O 24Mg 4He 12 14 Synthese innerhalb der Sterne • Entwicklung des Aufbaus höherer Temperatur und höherer Dichte stoppt nach der Produktion von 56Fe – Zu diesem Zeitpunkt liegen alle Elemente bis zum 56Fe in dem Stern vor. – 56Fe ist stabilster Kern, daher setzt Fusion keine Energie mehr frei! 15 Synthese innerhalb der Sterne • Wenn die Anfangsmasse des Sterns mindestens 4 Sonnenmassen beträgt, kommt es zur Katastrophe: • Da nicht mehr genügend Energie durch Fusion freigesetzt wird, bringt die Gravitation den Stern zum Kollaps: Supernova 16 Supernova • Implosion findet innerhalb einer Sekunde statt! • Die Temperatur und Dichte erhöht sich ein weiteres mal: 109K und 108g/cm3 • Eisen-Kerne brechen unter diesen Bedingungen auseinander: 56 4 1 Fe 13 He 4 n 4 1 He 21H 21n H e 1n => Es wird eine große Anzahl an Neutronen produziert 17 Supernova • Die Neutronen können das Eisen anreichern und weitere Kerne erzeugen: 57Fe, 58Fe bis 79Fe • Neutronen können in dem Kern durch betaZerfall in Protonen zerfallen • Durch die Aufnahme von Neutronen und des Zerfalls von Neutronen in Protonen entstehen alle Elemente bis zum Uran 18 Entstehung der Elemente in unserem Universum - Zusammenfassung • Durch den Urknall und Kernreaktionen im insterstellaren Medium und im Sterneninneren sind eine Vielzahl von Elementen mit unterschiedlicher Häufigkeit entstanden 19 Superheavy Elements • Gibt es auch noch stabile Elemente schwerer als Uran? – In der Natur vergeblich gesucht – Lohnt sich die Suche? – Theorien haben sich erst in den letzten Jahrzehnten entwickelt. • Tröpfchenmodell: gute Vorhersagen für Bindungsenergie und Masse, ABER keine Aussagen über Neutronen/Protonen-Konfiguration • Schalenmodell: bestimmte magische Zahlen für besonders stabile Kerne: 2,8,20,28,50,82 (zusätzlich 126 für Neutronen) – Einstimmige theoretische Überlegungen: 114 ist nächste magische Zahl für Protonen, 184 für Neutronen – Weitere Berechnungen: Element 114 mit 184 Neutronen ist relativ stabiles Element auf einer „kleinen Insel von stabilen Elementen umgeben von einem See aus unstabilen Elementen“ 20 Karte der Elemente 21 Synthese von Superheavys • Von 1940 bis heute 3 Strategien – Neutronenbestrahlung (1940-1952) – Heiße Fusion (1952-1974) – Kalte Fusion (ab 1974) 22 Neutronenbestrahlung (~1940) • Schwere Elemente werden mit Neutronen beschossen 238 239 92 U n 93 239 93 Np 239 94 Pu 2n Np e Pu e 239 94 Pu 241 94 Am e 241 95 • Strategie erfolgreich bis Element 100 (Fermium) – Fermium besitzt kein Isotop mit - -Zerfall! 23 Heiße Fusion (~1952) • Leichtes Projektil wird auf schweres Target geschossen • Schema: • Strategie erfolgreich bis Element 106 (Seaborgium) 24 Kalte Fusion (~1974) • Ein schwerer und mittelschwerer Kern werden verschmolzen • Einschussenergie: muß den Kernen erlauben, gerade eben die Coulombbarriere zu überwinden • „Soviel Energie wie nötig, aber so wenig Energie wie möglich.“ • Schema: P + T CN + n 25 Nachweis von verschiedenen Kernen • Grundsätzliche Ausnutzung der unterschiedlichen Ablenkungen von verschieden schnellen/ schweren geladenen Atomen im e.m. Feld. • Einfachste und älteste Methoden: – Parabelmethode (E und B parallel) – Wien-Filter (E und B senkrecht) 26 Parabelmethode e E l2 • Ablenkung nach „unten“: y 2 m v2 2 e B l • Ablenkung zur „Seite“ : x 2mv 2E m 2 y 2 2 x l B e 27 Massenspektrographie von SHE • Verschiedene Probleme: – Produktionsraten sehr gering: ~1SHE/ Tag – Filterung aus der Flut von Strahlteilchen: 3 Billionen Strahlteilchen pro Sekunde • Bekannte Eigenschaften von SHE – Zerfallen größtenteils durch a-Emission mit Halbwertszeiten von Mikrosekunden bis einige Tage 28 29 Seperator for Heavy Ion Products (SHIP) - 11 Meter lang - Vakuumbedingungen 30 SHIP – Target • Rad besteht aus Pb oder BiFolie (100-500) mg/cm2 und dreht sich mit 1000 U/min • Niedrige Schmelztemperaturen begrenzen den maximalen Strahl auf 2x1012 Teilchen/s – Kühlung durch Metallplatten 31 SHIP – Quadrupol Linsen • Linsen fokussieren den Strahl – Nötig wegen Streuung am Target – Maße • Radius: 7.5cm • Länge: 25cm 32 SHIP – Velocity Filter • Reaktionsprodukte verlassen das Target langsamer vCN (mP /( mP mT )) vP • E- und B-Feld stehen senkrecht Fmag q v B Fel q E Fmag Fel Ftot 0 33 SHIP – Velocity Filter • Wahl von E und B bestimmt die durchzulassende Geschwindigkeit E v B • Abgelenkter Strahl wird auf gekühlter Kupferplatte gestoppt 34 SHIP • Strahl ist nun grob gefiltert, aber – Teilchen mit hoher Geschwindigkeit können den Filter ohne Probleme passieren – Teilchen mit zufällig gleicher Geschwindigkeit wie die SHE passieren den Filter ebenfalls • Lösung ist der 5. Dipolmagnet 35 SHIP – 5. Dipolmagnet • Lenkt den Strahl um 7.5° ab • Sehr schnelle Teilchen werden weniger abgelenkt • Zufällig gleichschnelle Teilchen werden aufgrund ihrer niedrigeren Energie mehr abgelenkt 36 SHIP - Detectors • time of flight-detector (tof) – Besteht aus dünnen CFolien (2 oder 3 hintereinander) • Stop-detector – Besteht aus 7 identischen 16-Streifen Silizium-Detektoren und drei GermaniumDetektoren 37 SHIP - tof • Gibt an, wenn ein SHEKandidat den Geschwindigkeitsfilter passiert hat • Grobe Massenbestimmung (±10%) 38 SHIP – Stop-Detektor • Ortsempfindliche SiliziumSperrschichtzähler bestimmen Auftreffort und Energie • Zerfallsketten können dort beobachtet werden (Mutter-, Tochter, Enkelinkern usw.): Korrelationsmethode 39 Typische Beobachtung im Detekor 40 Erste Erfolge des SHIP-Projekts (1998) • Produktion und Nachweis von – 1981: Element 107 (Bohrium) • 77 Atome – 1982: Element 109 (Meitnerium) • 14 Atome – 1984: Element 108 (Hassium) • 100 Atome 41 Überblick der von SHIP untersuchten Isotope (1987) Mt Hs Bh Sg Db Ru 42 Weitere jüngste Erfolge des SHIP-Projekts (1998) • Produktion und Nachweis von – 1994 Element 110 (Darmstadtium) • 13 Atome – 1994 Element 111 (Unununium) • 3 Atome – 1996 Element 112 (Ununbium) • 2 Atome 43 Fragen und Antworten • Zusammenfassung des Inhalts: – Entstehung der Elemente – Herstellung von superschweren Elementen – Nachweis von superschweren Elementen mit dem Geschwindigkeitsfilter SHIP 44
