Aus Sternen? - Kinder

Departement Physik
Wie entstehen Gold und
Silber im Universum?
Woher kommen Gold, Silber und andere
Elemente?
Aus Sternen?
Friedrich-Karl Thielemann
Was sind (chemische) Elemente?
Beispiele:
Wasserstoff und Helium kommen als Gas vor unter
Bedingungen in der Erdatmosphäre (wie auch Stickstoff, Sauerstoff, Neon,
Argon...)
Brom und
Quecksilber
sind flüssig
Kohlenstoff
Silizium
Lithium
Schwefel
Kupfer
Eisen
Gallium
Elemente in fester Form
Silber und Gold
wertvoll, als Schmuck und Geldanlage
Es gibt noch viel mehr Elemente (Video: The New Element Song)
in Englisch
Was sind Atome?
• Die am häufigsten in stabiler
Materie vorkommenden
Wasserstoff Elementarteilchen sind
Protonen, Neutronen und
Elektronen
• die Anzahl der Elektronen in
der Elektronenhülle bestimmt
das chemische Element Z,
bei Z=1 handelt es sich um H
= Proton
(Wasserstoff), bei Z=2 um He
(Helium).
• Die Protonen im Atomkern
sind positiv geladen, die
Elektronen in der Hülle
negativ. Es gibt ebenfalls
ungeladene Neutronen im
Atomkern
Helium
In den Jahren 1868/69 brachten der russische Chemiker
Dimitri Iwanowitsch Mendelejew und der deutsche Lothar
Meyer unabhängig voneinander die damals bekannten
Elemente in eine bestimmte Ordnung (Periodensystem)
Elektrische und Magnetische
Kräfte
Entgegengesetzte Magnetpole / elektrische Ladungen ziehen sich an, gleiche
Magnetpole / elektrische Ladungen stossen sich ab
●
●
●
Die Elektronen der Atome sind negativ geladen, die Protonen der Atomkerne
positiv, die Neutronen der Atomkerne sind ungeladen (neutral).
Elektronen der Atomhülle und Protonen der Kerne ziehen sich an und halten
das Atom zusammen.
Die Protonen in den Atomkernen stossen sich zwar ab, aber Protonen und
Neutronen werden durch eine noch stärkere Kraft (starke Wechselwirkung)
im Kern zusammen gehalten
• 1000000000000000
000000 m (21 Nullen)
Grössenskalen
unserer Welt


1 nm=1/1000000000m
(Nanometer
1/10 mit 9 Nullen)
1 fm=1/1000000000000000m
(Femtometer 15 Nullen)
Physik von Femtometern bis zur Grösse des Universums
Was sind Isotope (hier Wasserstoff)
• Die Anzahl der Protonen
im Atomkern ist gleich der
Anzahl der Elektronen in
der Hülle (positive und
negative Ladungen
führen zum insgesamt
ungeladenen Atom).
• Unterschiedliche
Anzahlen von
Neutronen führen zu
unterschiedlichen
Isotopen des gleichen
Elements.
• Typischerweise sind
Isotope mit etwa gleichen
Neutronen- und
Protonenzahlen stabil.
2
Was ist Bindungsenergie? (E=mc )
Einstein
6 freie Protonen + 6 freie Neutronen + 6 freie Elektronen sind
schwerer als ein Kohlenstoffatom, in dem diese gebunden vorliegen
Kernreaktionen
Bei Kernreaktionen werden durch Zusammenstoss (Fusion) von zwei Atomkernen andere
Kerne erzeugt. Vorausssetzung ist, dass die Abstossung zwischen den Ladungen der kollidierenden Kerne überwunden wird (entsprechende Geschwindigkeiten = Temparatur in
einem Gas notwendig). Bei den Kernunwandlungen wird Energie frei. Fusion von leichteren
Kernen bis Eisen und Nickel führt zur Freisetzung von Energie.
Elementhäufigkeiten im
Sonnensystem: Allende Meteorit
Kohlige Chondriten sind die primitivsten Meteoriten, Materie in ihrer
Matrix erfuhr scheinbar keine Temperaturen über 250C. Sie wurden durch
Staubklumpungen in äusseren Sonnensystem gebildet. Ihre Elementverhältnisse entsprechen den Häufigkeiten im Sonnensystem, mit Ausnahme
flüchtiger Elemente (wie Edelgase), die teilweise entwichen sind.
Sebastian
Brant
(Strassburg)
Der Meteorit von Ensisheim
im Elsass (1492).
Eine Einheit auf der y-Achse entspricht einem Faktor 10, d.h. Von 2 nach 4 bzw. 8 nach 10
sind Elemente 100 mal häufiger
Galaxien sind Ansammlungen von typischerweise
100000000000 (100 Milliarden) Sternen. Andere Galaxien
bewegen sich von uns fort mit Geschindigkeiten, die umso
grösser sind, je grösser ihre Entfernung ist
Der Urknall und die Expansion des Universums:
Galaxien als Rosinen im Gugelhupf
Während der Gugelhupf durch Wirkung der Hefe im Backofen aufgeht (sich ausdehnt)
ist die Geschwindigkeit mit der Rosinen (Galaxien) sich voneinander entfernen vom Abstand
abhängig (je grösser der Abstand, umso grösser die Entfern-Geschwindigkeit). Diese Wirkung
ist gleich für alle Galaxien, keine sitzt im Mittelpunkt!!
Die Expansion führt zur Abkühlung (heute herrschen im Universum Temperaturen von
lediglich -270 Grad Celsius). In der unendlich heissen Frühphase wurde in Reaktion
Wasserstoff, Helium, und Lithium erzeugt. Woher kommen die anderen Elemente??
Warum sind Sterne stabil? Wie
entwickeln sie sich?
Sterne würden durch
ihre Masse unter ihrer
Schwerkraft kollabieren

sie werden stabil durch
den Gegendruck des
Gases aus dem sie
bestehen, abhängig
von Dichte und
Temperatur

Kräftegleichgewicht
führt zu einem
„stabilen Gasball“

Gravitation
Druck
Struktur der Sonne
Der Druck ist abhängig von
Dichte und Temperatur. Der
Energieverlust durch Lichtabstrahlung muss durch neue
Energiezufuhr ersetzt werden

Energiezufuhr durch Kernfusionen im zentralen heissen
Core

4 x 1H → 4He
Es wird Wasserstoff in Helium umgewandelt
(verbrannt)
massereiche Sterne mit mehr als
8 Sonnenmassen durchlaufen alle
Brennphasen bis zum Siliziumbrennen
(in dem Eisen und Nickel erzeugt werden)
●
masseärmere Sterne durchlaufen nur
das Wasserstoff- und Heliumbrennen
und werden weisse Zwerge nachdem
die äusseren Hüllen als Wind abgeblasen worden sind.
●
Planetarische Nebel
sind abgeblasene
Sternwinde und
enthalten im Innern
Weisse Zwerge
Core-Kollaps-Supernovae und
Neutronensterne als Endstadium
massereicher Sterne
nach Durchlaufen aller Brennphasen kollabiert der Core zu einem heissen
Proto-Neutronenstern (so dicht wie ein riesiger Atomkern), der durch
Neutrinoabstrahlung kühlt. Diese heizen die umgebende Hülle →
Explosion. Es entstehen hauptsächlich Sauerstoff, Neon, Silizium,
Schwefel, Magnesium, Kalzium, Titan, und etwas Eisen und Nickel.
Supernova 1987A (nach der Explosion
eines massereichen Sterns)
Supernovaexplosionen, so hell wie Galaxien
Galaxie NGC5921 mit Supernova
Der Neutronenstern im Supernova-Ueberrest
Puppis A
Neutronenstern im
Röntgenlicht (enstanden
in einer Supernovaexplosion vor etwa 3700
Jahren)

Aufnahme des ROSAT
Röntgensatelliten

Grösse von Sonne, Erde, Weissem Zwerg,
Neutronenenstern
Sonne
Radien: 695 300 km
Massen:
1
Dichten:
1.4 kg/dm 3
Erde
6 360 km
1/333 000
5.5
Weisser Zwerg
1 100 km
1
1 Million
Neutronenstern
10 km
1.4
2 Billionen
1 Sonnenmasse = 1 990 000 000 000 000 000 000 000 000 000 kg
Weisse Zwerge und
Neutronensterne
haben durch eine
Besonderheit der
Quantenphysik (auch
wenn sie kalt sind)
ausdreichend
Druck um
stabil zu sein!!!!
Massenaustausch in
Doppelsternsystemen


durch Anwachsen des
Radius eines Sterns (z.B.
Roter Riese im HeliumBrennen) wird der Abstand
zu seinem Zentrum so gross,
dass die Gravitionskraft
in Richtung auf den Begleiter
grösser ist (Massentransfer)
aus der Hülle lagert sich
unverbrannter Wasserstoff
auf dem Begleitstern an
Typ Ia-Supernovae durch Massenübertrag
in Doppelsternsystem
ein weisser Zwerg in einem Doppelsternsystem wächst durch Massenübertrag zur maximalen Chandrasekharmasse (1.4 Sonnenmassen),
der WZ wird instabil, kontrahiert, zündet und explodiert vollkommen.
Es enstehen hauptsächlich Eisen und Nickel und etwas Silizium
bis Kalzium
Wie entstehen die Elemente,
die schwerer sind als Eisen
und Nickel,
wie Blei, Wismut, Silber, Gold
oder Uran und Plutonium?
Neutroneneinfang und Beta-Zerfall
erzeugen schwere Elemente
Z+1
Z
Beim Beta-Zerfall wird ein Neutron in
ein Proton umgewandelt (sowie ein Elektron
und ein Anti-Neutrino entweicht).
Damit entsteht das nächst-schwerere Element.
Durch weitere Neutroneneinfänge werden
schwerere Isotope dieses Elements erzeugt.
Durch weitere Beta-Zerfälle instabiler Isotope
können alle schweren Elemente, auch Blei,
Silber und Gold erzeugt werden.
Wodurch entstehen diese
Neutronen, die instabil sind und
nur 10 Minuten leben?
(a) durch Kernreaktionen im Heliumbrennen, bei denen ein
Heliumkern (Alpha-Teilchen) eingefangen wird und ein
Neutron freigesetzt wird → langsamer (slow) Neutroneneinfang = s-Prozess
(b) indem sie schon in grossen Mengen in Neutronensternen
vorhanden sind → schneller (rapid) Neutroneneinfang
= r-Prozess
(a) geschieht im Heliumbrennen von massereichen Sternen und
in den Winden von massearmen Sternen (die zu planetarischen
Nebeln führten)
Wo findet der r-Prozess statt??
Verschmelung von zwei Neutronensternen in einem Doppelsternsystem sowie in Supernovae
massereicher Sterne mit schneller Rotation und hohen Magnetfeldern, die NeutronensternMaterial „herausquetschen“.

Erklärung der Elementhäufigkeiten
eine Ueberlagerung aller Prozesse, vom Big Bang (Urknall) über
Sternwinde (planetarische Nebel), Core-Kollaps-Supernovae,
Typ Ia Supernovae, Neutronensternverschmelzungen ... ergibt
als Funktion der Zeit (Entwicklung einer Galaxie wie unserer
Milchstrasse) die entsprechende Elementkomposition
Struktur eines Neutronensterns
auf der Oberfläche (Crust)
sind noch einzelne
Atomkerne zu finden

es folgt eine
Uebergangsphase in der sich
die Kerne in ihre Bestandteile
“auflösen” (Neutronen und
Protonen)

der Core wird durch
Nukleonen (etwa 90% Neutronen und 10% Protonen)
bei Kernmateriedichte
gebildet

Weisse Zwerge, Neutronensterne, Schwarze
Löcher als Endstadien der Sternentwicklung


wodurch ist die Entwicklung,
d.h. der Lebens-zyklus eines
Sterns bestimmt?
wie verläuft die Entwicklung
als Funktion der Masse?
Hauptreihensterne, Rote
Riesen und Ueberriesen,
Weisse Zwerge als Stadien
der Sternentwicklung


Das Hertzsprung-RussellDiagramm führt Sterne nach ihrer
Oberflächen-temperatur und
Helligkeit auf
Sterne auf der “Hauptreihe”
brennen Wasserstoff, wie die
Sonne, “Rote Riesen” und
“Ueberriesen” sind in späteren
Brennphasen