Entstehung der leichten Elemente

Werbung
Die Entstehung der Elemente
Ein Vortrag von
Shin-Gyu Kang, Birger Buttenschön, Marco
Knutzen, Ole Ammon Staack, Frank Schlotfeldt
und Alexander Sperl
Kiel, 10. Juni 2005
Inhalt
●
Einleitung und Übersicht
●
Sternentwicklung
●
Entstehung der leichten Elemente
●
Entstehung der schweren Elemente
●
e- und x-Prozess
●
Elementhäufigkeiten
Einleitung und Überblick
●
Big-Bang
●
4. Schritt Fe U
●
1. Schritt H  He
●
s-Prozess
●
Sternentwicklung
●
r-Prozess
●
2. Schritt He  C
●
p-Prozess
●
3. Schritt C Fe
Big Bang
●
ca.14 Mrd. Jahre
●
Anfang von Raum und Zeit
●
●
Universum von kleinem Volumen und
unvorstellbar hoher Dichte
10-42 s nach Urknall ist das Verhalten des
Universums durch Gesetze beschreibbar
1. Schritt H He
●
●
1ms später...
Dichte der Materie zu gering für 4Körper-Reaktion (2p + 2n + 4He)
●
deshalb p + n  De bei T< 30 Mio K
●
De  He
●
Ende der Fusionsprozesse
Nuklidkarte
2. Schritt He C
●
Sternenentwicklung (Dichte höher als
nach BB)
●
Im Zentrum des Roten Riesen:
●
4
●
Resonanzbedingung
●
8
He + 4He 8 Be
Be + 4He 
12
C
3. Schritt C  Fe
●
●
●
●
●
Zwiebelschalenmodell
Abermaliges kontrahieren des Roten
Riesen
Nächste Brennstufe wird gezündet (wenn
nicht, dann Weißer Zwerg)
Fusionsprozess endet bei Fe
Supernovae Typ II entstehen durch
Kollabieren des Stern aufgrund der
eigenen Gravitation
Schnitt durch Riesenstern
4. Schritt Fe  U
●
●
Supernovae eröffnet neue Kette von
Prozessen
Viele Neutronen entstehen (beim Si-, OBrennen)
●
2 Einfangprozesse: s- Prozess, r- Prozess
●
p-Prozess
Sternentwicklung
Das HertzsprungRussell-Diagramm
Sternentwicklung
●
●
●
Entstehung bis HR: ca 106 a
HR-Zeit: zwischen 106 und 109 a
sehr unterschiedliche Nach-HREntwicklung
Entwicklung leichter Sterne
●
M < 0,25 M8: konvektiv, H wird fast
vollständig zu He verbrannt, Entwicklung
zu Weißen Zwergen
Entwicklung von Sternen
mittlerer Massen
●
M ≈ M8: H-Schalen-Brennen und
Entwicklung zu Roten Riesen, danach HeBrennen (He-Flash bei M < 1.5M8) und
He-Schalen-Brennen, Entwicklung auf
AGB und weiter zu Weißen Zwergen;
Entstehung von Planetarischen Nebeln
Entwicklung von Sternen
mittlerer Massen
Sterne auf dem AGB
●
Sterne unter 1.5
M8:
explosionsartige
Zündung des HeBrennens im Kern
(He-Flash), Sprung
im HRD
Sterne auf dem AGB
●
wenn He im Kern
zu C verbrannt ist,
folgt HeSchalenbrennen
Sterne auf dem AGB
●
Ausdehnung des
Sterns, dadurch
Abkühlung und
Abschwächung
von H- und HeBrennen
Sterne auf dem AGB
●
Kontraktion führt
zu höherer
Temperatur und
Fusionsrate
Sterne auf dem AGB
●
●
Zeitabstand dieser „thermischen Pulse“:
104 bis 105 Jahre
Fortsetzung bis kein H- bzw. He-Brennen
mehr möglich, dann Entwicklung zum
Weißen Zwerg
Entwicklung von Sternen
mittlerer Massen
Eskimo - Nebel
Hourglass - Nebel
Entwicklung schwerer Sterne
●
M > 8 M8: He-Brennen im Kern setzt
langsam ein, hohe Temperaturen
erlauben C-, Ne-, O-, Si-Brennen,
Brennschalen:
Fe-Kern
O-Brennen
Ne-Brennen
C-Brennen
He-Brennen
H-Brennen
Hülle
Entwicklung schwerer Sterne
●
●
●
Ende des Sterns auf sehr kurzen
Zeitskalen: O-Brennen ca. 200d, SiBrennen ca. 2d
Nach Ende des Si-Brennens Kollaps des
Sterns, die äußeren Hüllen fallen frei auf
den Kern; dabei Verdichtung auf mehr
als Atomkerndichte
Ende als Typ II - Supernova
Entwicklung schwerer Sterne
●
●
●
etwa 1% der freiwerdenden Energie in
Strahlung
99% in Neutrinos, die bei Kompression
des Kerns entstehen nach
p + en+n
Überrest ist Neutronenstern oder bei
sehr massereichen Sternen ein
Schwarzes Loch
Entwicklung schwerer Sterne
Crab – Nebel
Überrest einer SN von 1054
SN1987A in der LMC
Entstehung der leichten Elemente
Entstehung der leichten Elemente
Lebensdauer und Entwicklung eines Sterns
bestimmt durch:
• Masse
• Chemische Zusammensetzung
Entstehung der leichten Elemente
Massefenster für Hauptreihensterne:
0.08 Mo < M < 50 Mo
Entstehung der leichten Elemente
0.08 Mo < M < 0.25 Mo
dT/dr sehr groß
=> Konvektion
Sehr kleiner Kern erreicht
Zündtemperatur für
pp-Reaktion (H-Brennen)
Zündbereich
Entstehung der leichten Elemente
pp-Kette (H-Brennen)
p +1 p 
2
D + 1p 
3
1
2
He + 3He 
3
Netto:
1
D + e+ + νe
He + γ
4
He + 1p + 1p
p + 1p + 1p + 1p  4He
Entstehung der leichten Elemente
Entstehung der leichten Elemente
0.25 Mo < M < 1.5 Mo
In der Hülle:
dT/dr groß
=> Konvektion
Großer Kernbereich erreicht
Zündtemperatur für
pp-Reaktion (H-Brennen)
• Kaum Vermischung
• Kern: He, Hülle: H
Zündbereich:
dT/dr klein
Entstehung der leichten Elemente
0.25 Mo < M < 1.5 Mo
He-Kern
Nach Ende des Kernbrennens:
• Abnahme von Temp. und Druck
• Kern kontrahiert
• Temperaturerhöhung zündet
pp-Reaktion in Schale
• Expansion  roter Riese
H-Brennen
Entstehung der leichten Elemente
0.25 Mo < M < 1.5 Mo
0.25 Mo < M < 0.5 Mo
Keine weiteren
Brennprozesse
0.5 Mo < M < 1.5 Mo
Kern erreicht
Zündtemperatur für
3α-Prozess (He-Flash)
Entstehung der leichten Elemente
3α-Prozess (He-Brennen)
Be + γ
4
He + 4He 
8
8
Be + 4He 
12
Netto:
4
C+γ
He + 4He + 4He  12C
Entstehung der leichten Elemente
0.25 Mo < M < 1.5 Mo
0.25 Mo < M < 0.5 Mo
Keine weiteren
Brennprozesse
0.5 Mo < M < 1.5 Mo
Kern erreicht
Zündtemperatur für
3α-Prozess (He-Flash)
Danach keine weiteren
Brenn-Prozesse
Entstehung der leichten Elemente
1.5 Mo < M < 50 Mo
CNO-Zyklus
• Zentraltemperatur TZ > 20*106 K
• pp-Reaktion
• CNO-Zyklus
pp-Reaktion
Entstehung der leichten Elemente
CNO-Zyklus
12
15
C + 1p  13N + γ
N + 1p  12C + 4He
13
N  13C + e+ + νe
O  15N + e+ + νe
13
C + 1p  14N + γ
15
14
Netto:
1
N + 1p  15O + γ
p + 1p + 1p + 1p  4He
Entstehung der leichten Elemente
CNO-Zyklus bewirkt
He-Brennen
• He-Anreicherung im Kern
• Übergang zum He-Brennen
• H-Brennen in der Schale
H-Brennen
Entstehung der leichten Elemente
Nach He-Brennen
C-Kern
• der entstandene C-Kern kollabiert
• Temperaturanstieg zündet
He-Brennen in der Schale
He-Brennen
H-Brennen
Entstehung der leichten Elemente
1.5 Mo < M < 50 Mo
1.5 Mo < M < 8 Mo
Keine weiteren
Brennprozesse
8 Mo < M < 50 Mo
Kern erreicht
Zündtemperatur für
weitere Prozesse
C-Brennen
Ne-Brennen
O-Brennen
Si-Brennen
Entstehung der leichten Elemente
C-Brennen (0.8*109 K < T < 1.2*109 K)
12
C + 12C

20
Ne + 4He
+ 4.6 MeV
23
Na + 1p
+ 2.2 MeV
23
Mg + 1n
- 2.6 MeV
Netto: Ne-Anreicherung
Entstehung der leichten Elemente
Ne-Brennen (1.2*109 K < T < 2.0*109 K)
20
Ne + γ  16O + 4He
20
Ne + 4He  24Mg + γ
Netto:
20
Ne + 20Ne  16O + 24Mg
Zerstört Ne, reichert 16O an
Entstehung der leichten Elemente
O-Brennen (2.0*109 K < T < 3.0*109 K)
16
O + 16O 
28
Si + 4He
+ 9.6 MeV
31
P + 1p
+ 7.7 MeV
31
S + 1n
+ 1.5 MeV
Netto: Si-Anreicherung
Entstehung der leichten Elemente
Si-Brennen (T > 3.0*109 K)
28
Si + 28Si 
56
Ni + γ

56
Co + e+ + νe

56
Fe + e+ + νe
Endet im 56Fe-Peak
Entstehung der leichten Elemente
Zwiebelschalen-Struktur nach
Erlöschen des Si-Brennens
H-Hülle
H-Brennen
He-Brennen
C-Brennen
Ne-Brennen
O-Brennen
Fe-Kern
Entstehung der schweren Elemente
Fe
O
FHe
CaCH
Pb Au
Pt
Hg Th
URb
Entstehung der schweren Elemente
Woher kommen die
Elemente, die schwerer
sind als Eisen?
Entstehung der schweren Elemente
Wir brauchen extreme Bedingungen, wie sie in
Roten Riesen und Supernovae vorkommen.
Dann können Kerne (z.B. Eisen) Neutronen
einfangen, wodurch sich schwere Isotope dieser
Elemente bilden.
Entstehung der schweren Elemente
●
●
●
Die neuen Kerne entstehen also aus der
Reaktion
A
A+1
K + n → ZK
Z
Instabile Isotope werden unter β-Zerfall zu
A+1
K, also zu einem neuen Element.
Z+1
Beispiel:
56
57
58
59
59
Fe → Fe → Fe → Fe → Co
Entstehung der schweren Elemente
Entwicklung der neuen Kerne hängt davon ab,
wie schnell sich die Neutronen anlagern.
Unterscheidung zwischen
s-Prozess
und
r-Prozess
Entstehung der schweren Elemente
s-Prozess
●
In Supernovae und Roten Riesen
●
Einfang von Neutronen nur ca. alle 1000 Jahre
●
●
Wahrscheinlichkeit für β-Zerfall erheblich
größer als für den Einfang weiterer Neutronen
Reaktionen also prinzipiell gemäß
A
Z
K + n → A+1ZK → A+1Z+1K + e- + νe
Entstehung der schweren Elemente
s-Prozess
●
s-Prozess erreicht Uran nicht
●
Grenzprozess:
Entstehung der schweren Elemente
r-Prozess
●
In Supernovae
●
Einfang vieler Neutronen in kurzen Zeiten
●
●
●
Kerne können trotz Instabilität weitere
Neutronen einfangen, also gemäß
A
A+1
A+2
K
→
K
→
K
→
...
Z
Z
Z
Daher können instabile Isotope „übersprungen“
werden
Der r-Prozess ermöglicht die Existenz von U,
Th...
Entstehung der schweren Elemente
p-Prozess
●
●
Überwindung des Coulombwalls nur mit
genügend großer kinetischer Energie der
Protonen möglich!
Es werden Temperaturen von über
9
10 K = 1 000 000 000 K
benötigt, um diese Energien zu erreichen.
●
Die Protonen im Kern stoßen den
Neuankömmling stark ab.
Entstehung der schweren Elemente
p-Prozess
Entstehung der schweren Elemente
Die schweren Elemente entstehen i. A. durch
Einfang von Neutronen (s- und r-Prozess).
Nukleosynthese
Der e-Prozeß
●
findet in thermischem Gleichgewicht
statt (p,n
●
Nukleonen)
Es existieren mehrere stabile
Gleichgewichte
Nukleosynthese
Der e-Prozeß
●
In Supernovae entstehen unter dem
thermischen Gleichgewicht (NSE) die
Elemente des Eisen-Gruppe
Der x-Prozess
Wir wissen nicht, was sie tun!
●
Herstellungsprozeß für Li, Be und B
unbekannt
●
Entstehungstheorien
–
Big Bang
–
Spallation
–
Asymptotic Giant Branch Stars
–
Supernovae
Der x-Prozess
Big Bang
●
Nur 7Li kann entstehen
●
Menge “reicht” nicht, um die heutigen
Messungen zu verifizieren.
●
Andere Entstehungsprozesse müssen
ablaufen
Der x-Prozess
Asymptotic Giant Branch Stars
●
Entdeckung von Lithium-reichen Roten
Riesen
●
7
Be entsteht in der inneren Hülle und
wird nach außen transportiert.
7
●
Durch Elektroneneinfang entsteht nun Li
●
Diese Methode würde sehr große Mengen
Lithium produzieren
Der x-Prozess
Spallation - Kernzertrümmerung
●
Li, Be und B können durch
Kernzertrümmerung von C, N, O und Fe
mit Energien > 100 MeV entstehen.
●
Auch diese Menge würde nicht
ausreichen, um die Messungen zu
untermauern.
Der x-Prozess
Supernovae
●
Entstehung der Eemente in Ausläufern
von Supernovae
●
Zwei Theorien
–
v – Prozess
–
Low energy spallation von C und O mit
α-Teilchen
●
v-Prozess spielt untergeordnete Rolle
Elementhäufigkeiten
•
•
•
Welche Elemente sind besonders häufig?
Welche Probleme treten beim Messen
der Elementhäufigkeiten auf?
Was für Schlüsse lassen sich aus den
Elementhäufigkeiten ziehen?
Welche Elemente sind besonders häufig?
Welche Elemente sind besonders häufig?
Welche Elemente sind besonders häufig?
•
Unterscheidung:
Solare Häufigkeiten  Kosmische Häufigkeiten
Messung des
Sonnenwindes
Messung der kosmischen Strahlung
Messung von Spektrallinien
Welche Elemente sind besonders häufig?
•
Kosmische Häufigkeit
gleicht in weiten
Bereichen der solaren
Häufigkeit.
Lässt auf eine
vorwiegend stellare
Produktion der
kosmischen Teilchen
schließen
Welche Elemente sind besonders häufig?
•
ABER:
Teilweise starke
Abweichungen
(z.B. bei Li, Be, B
sowie Sc, V, Mn)
Welche Elemente sind besonders häufig?
•
•
Unterschiede entstehen durch
Fragmentation („Spallation“) der
schwereren Kerne von O, C und N bei der
Kollision mit Materie im interstellaren Raum
„Zerfall“ (nur bei Kollisionen) von Eisen
führt zu einer Häufung der unterhalb von
Eisen liegenden Elemente
Messungen und ihre Probleme
Teilchen wechselwirken in der Atmosphäre bereits in den
oberen Luftschichten
und initiieren
Teilchenschauer
- Direkte Messung
- Indirekte Messung
Messungen und ihre Probleme
Abnehmende
Teilchenzahl mit
steigender Energie
Längere Messzeiten
für höherenergetische
Teilchen erforderlich
Unterschiedliche
Messverfahren
Messungen und ihre Probleme
Ballon
•
•
•
•
•
•
•
Massenspektrograph
Szintillationszähler
Cherenkovzähler
Flugzeitmesser
Gewicht: bis 3t
Gasvolumen:
bis 106m3
Flughöhe: bis 40km
Messungen und ihre Probleme
Satellit
Vorteile:
- längere Flugzeit
- keine störende
Restathmosphäre
Nachteile:
- kostenintensiv
- keine Wartungsmöglichkeiten
Messungen und ihre Probleme
Messungen und ihre Probleme
Bodenmessung
Messung der ausgelösten Teilchenschauer
Detektionsfläche bis 700m x 700m
Messungen und ihre Probleme
Auger Observatorium:
•
•
1600 Detektorstationen
im Abstand von 1,5km
für Cerenkovlicht eines
Schauerteilchens
4 Fluoreszensdetektoren
Was für Schlüsse lassen sich ziehen?
Prozess der Nukleosynthese
bzw. galaktischen
chemischen Evolution ist
erst am Anfang
Was für Schlüsse lassen sich ziehen?
Es stehen noch viele leichte
Elemente zur Verfügung,
welche die Energie liefern, um
in den kommenden Milliarden
Jahren weitere schwere
Elemente zu bilden.
Was für Schlüsse lassen sich ziehen?
Schöne Bilder sind uns also auch
noch in der Zukunft garantiert.
Was für Schlüsse lassen sich ziehen?
Herunterladen