Sind_wir_Sternenstaub
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SIND WIR STERNENSTAUB? Die Synthese der Elemente Manfred Kerschbaumer, August 2015 THEMEN FÜR DIESEN VORTRAG Manfred Kerschbaumer, August 2015 Materie - Elemente Elemente - Atome Objekte in unserem Sonnensystem Woher kommt die Materie in unserem Sonnensystem (im Universum)? • Elemententstehung in Sternen • Lebenslauf von Sternen • • • • DIDAKTISCHE ÜBERLEGUNGEN Übungen sind meist einfache Rechenbeispiele (grün: I, rot: II, blau: für Lehrende) Manfred Kerschbaumer, August 2015 Die genannten Themen (Fragen) werden im Rahmen physikalischer und chemischer Überlegungen behandelt ⇒ geeignet für den Unterricht aus den beiden Fächern (mehr Physik) für Sekundarstufe I (8. Schulstufe) und II (9. bis 12. Schulstufe) MATERIE - ELEMENTE Manfred Kerschbaumer, August 2015 Wir befassen uns mit der Materie, die wir im Universum sehen und sprechen von baryonischer Materie (von griechisch: βαρύς = schwer) Der Großteil der Materie im Universum ist allerdings nicht sichtbar, man spricht von dunkler Materie (83%), die postuliert wurde, um die gravitativen Verhältnisse im Universum zu erklären. https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Milky_Way_from_Flickr.jpg (1.8.2015) ELEMENTE - ATOME Manfred Kerschbaumer, August 2015 Das heute als richtig anerkannte Wissen über den Aufbau Materie ist nur 200 Jahre alt! John Dalton nahm den Atombegriff des Demokrit auf, um die Verbindungsverhältnisse in chemischen Reaktionen zu erklären (1808, Gesetz der multiplen Proportionen). Im Gegensatz zu Demokrit bestehen laut Dalton allerdings nicht alle Dinge aus Atomen (griechisch ἄτομος = unteilbar) sondern nur die chemischen Grundstoffe, die Elemente . John Dalton, 1766-1844 https://commons.wikimedia.org/wiki/File:John_Dalton.jpeg (1.8.2015) ELEMENTE - ATOME Weitere Informationen zu Atomen: • Durchmesser von Atomen etwa 10-10 m • Masse von Atomen etwa 10-24 bis 10-22 g • Einheit der Masse im atomaren Bereich = Einheit der Atommasse: 1 u ≅ 1,66054·10-24 g (ungefähr die Masse eines Wasserstoffatoms) Manfred Kerschbaumer, August 2015 Die Daltonsche Atom- und Elementtheorie zusammengefasst: • Ein Element besteht aus lauter gleichen Atomen. • Atome sind die kleinsten Teilchen der Materie. • Die kugelförmigen Atome verschiedener Elemente unterscheiden sich durch Größe und Masse voneinander. • Die Elemente verbinden sich in bestimmten Atomverhältnissen miteinander. ÜBUNGEN 1- ELEMENTE - ATOME a) Welche der Daltonschen Behauptungen ist/sind nach heutigen Gesichtspunkten falsch? c) Welche Dichte hat ein Goldatom? Der Durchmesser eines Goldatoms beträgt 286 pm. Die Dichte von Gold hat einen Wert von 19,3 g·cm-3. Erkläre den Unterschied! Manfred Kerschbaumer, August 2015 b) Welche Masse hat ein Goldatom in der Einheit kg? Suche dafür die Atommasse aus deinem Periodensystem und verwende die atomare Masseneinheit. ELEMENTE - ATOME (1.8.2015) Experimentelle Basis für den inneren Aufbau der Atome waren die Entdeckung der Kathodenstrahlung (J.J. Thompson 1897) und der Radioaktivität (H. Becquerel, 1896). Manfred Kerschbaumer, August 2015 Etwa 100 Jahre nach Dalton entdeckte Ernest Rutherford mit Hilfe seines Streuversuches (α-Strahlen an Goldatomen), dass Atome eine innere Struktur besitzen: • einen massereichen, sehr kleinen (10-14 m) Kern, besteht aus positiv geladenen Protonen und allenfalls ungeladenen Neutronen • eine massearme, viel größere (10-10 m) Hülle, besteht aus negativ geladenen Ernest Rutherford, 1871-1937 Elektronen https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Sir_Ernest_Rutherford.jpg?uselang=de ELEMENTE - ATOME ISOTOPE Eine sprachliche Feststellung: Isotope kann nur in der Mehrzahl definiert werden (Pluraletantum), wenn man ein „Isotop“ meint, ist der Ausdruck Nuklid (von lateinisch nucleus = Kern) richtiger. Manfred Kerschbaumer, August 2015 Alle Atome eines Elementes besitzen die gleiche Anzahl von Protonen und Elektronen und sind daher elektrisch neutral. Die Anzahl der Neutronen ist etwa gleich der Protonenzahl, kann aber in jedem Element variieren. ⇒ Es gibt Atome mit gleicher Protonenzahl, aber verschiedener Neutronenzahl. Alle diese Atome belegen im Periodensystem den gleichen Platz (griechisch ἴσος = gleich und τόπος = Ort, Stelle) ⇒ ÜBUNGEN 2- ELEMENTE - ATOME Für das Lösen der folgenden Aufgaben definieren wir: Sy = Elementsymbol; Z = Protonenzahl; A = Nukleonenzahl = Massenzahl = Protonenzahl+Neutronenzahl Weiter gilt: Z = E (Elektronenzahl) für ein Atom Z ≠ E für ein Ion Z > E für ein Kation; Z < E für ein Anion Aus welchen und wie vielen Elementarteilchen bestehen die folgenden Atome oder Ionen? 35 − 87 2+ a) 146𝐶; b) 238?𝑈; c) 65 ; 29? ; d) ?𝐶𝑙 ; e) 38? Manfred Kerschbaumer, August 2015 𝐴 𝑍𝑆𝑦 ÜBUNGEN 2- ELEMENTE - ATOME Natürliches Chlor auf der Erde besteht zu 75,8% aus dem Nuklid 35 17𝐶𝑙 mit der Atommasse von 34,969 u und zu 24,2% aus dem Nuklid 37 17𝐶𝑙 mit der Atommasse 36,966 u. b) Berechne die Masse eines „mittleren“ Chloratoms und vergleiche den Wert mit der Atommasse von Chlor im Periodensystem. Manfred Kerschbaumer, August 2015 Auf der Erde kommen die Elemente als Isotopengemische vor. Die Isotope eines Elementes können stabil oder instabil sein. Im zweiten Fall strahlen sie radioaktiv. OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM • • • • • • Planeten Trabanten (Monde) Asteroiden Kleinplaneten Kometen Sonne (Stern) https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Solar_sys8.jpg?uselang=de (2.8.2015) Manfred Kerschbaumer, August 2015 Bevor wir zur Beantwortung der Frage nach der Elemententstehung in unserem Sonnensystem (und damit auch in anderen Sternensystemen) kommen, wollen wir noch kurz die wichtigsten Objekte unseres System, das nur ein winziger Teil der Milchstraße ist, betrachten: OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM PLANETEN Kreisen um die Sonne Haben ausreichend Masse für Kugelgestalt Haben ihre Bahn „leergeräumt“ Sol-Planeten: 4880 km – 140000 km https://de.wikipedia.org/wiki/Planet (2.8.2015) Übungen 3: a) Wie heißen die Planeten 1 – 8? Manfred Kerschbaumer, August 2015 • • • • OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM INNERE PLANETEN Heißen auch terrestrische Planeten Merkur, Venus, Erde, Mars Klein, hohe Dichten, „steinige Planeten“ Keine oder wenige Monde: Erde(1), Mars(2) Keine oder eher dünne Atmosphären Übungen 3: b) Das Gewicht eines Körpers berechnet sich nach der Formel von Isaac Newton: 𝐺 = 𝑔𝑃𝑙𝑎𝑛𝑒𝑡 ∙ 𝑚𝐾ö𝑟𝑝𝑒𝑟 Dabei wird G in N, g (Fallbeschleunigung, in m/s2)und m in kg angegeben. Welches Gewicht hat ein Mann mit 80 kg Körpermasse auf der Erde (𝑔𝑀𝑎𝑟𝑠 = 9,81𝑚/𝑠 2 )? bzw. auf dem Mars (𝑔𝑀𝑎𝑟𝑠 = 3,69 𝑚/𝑠 2 )? Wie viele Male schwerer ist der Mann auf der Erde? Manfred Kerschbaumer, August 2015 • • • • • OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM INNERE PLANETEN https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Mercury_Mariner10.jpg?uselang=de (2.8.2015) Merkur 58 Mio km=0,39 AE Umlaufzeit 88 d Durchmesser 4880 km Dichte 5,43 g/cm3 Rotationsperiode 58,6 d Atmosphärendruck 10-15 bar Temperatur 100-700 K https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Venus-real_color.jpg (2.8.2015) Abstand zur Sonne 108 Mio km=0,72 AE Umlaufzeit 224 d Durchmesser 12100 km Dichte 5,24 g/cm3 Rotationsperiode 243 d Atmosphärendruck 92 bar Temperatur 710-770 K Venus Manfred Kerschbaumer, August 2015 Abstand zur Sonne OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM INNERE PLANETEN https://commons.wikimedia.org/wiki/File:The_Earth_seen_from_Apollo_17.jpg (2.8.2015) Erde 150 Mio km=1 AE Umlaufzeit 365,26 d Durchmesser 12750 km Dichte 5,52 g/cm3 Rotationsperiode 24 h Atmosphärendruck 1 bar Temperatur 184-331 K https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Mars_and_Syrtis_Major_-_GPN-2000000923.jpg?uselang=de (2.8.2015) Abstand zur Sonne 228 Mio km=1,52 AE Umlaufzeit 627 d Durchmesser 6770 km Dichte 3,93 g/cm3 Rotationsperiode 24,5 h Atmosphärendruck 6.10-3 bar Temperatur 140-300 K Mars Manfred Kerschbaumer, August 2015 Abstand zur Sonne OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM ÄUSSERE PLANETEN Manfred Kerschbaumer, August 2015 Gasriesen Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun groß, niedrige Dichten Viele Monde: Jupiter (67), Saturn (62), Uranus (27), Neptun (14) • Mächtige und z.T. dichte Atmosphären • • • • OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM ÄUSSERE PLANETEN https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Jupiter_by_Cassini-Huygens.jpg (2. 8. 2015) Jupiter 778 Mio km=5,2 AE Umlaufzeit 11,9 a Durchmesser 133-143 Mm Dichte 1,33 g/cm3 Rotationsperiode 10 h Atmosphärendruck --- Temperatur 112-165 K Abstand zur Sonne 1433 Mio km=9,58 AE Umlaufzeit 29,5 a Durchmesser 108-120 Mm Dichte 0,69 g/cm3 Rotationsperiode 10,8 h Atmosphärendruck --- Temperatur 134 K Saturn https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Saturn_from_Cassini_Orbiter _(2004-10-06).jpg (2. 8. 2015) Manfred Kerschbaumer, August 2015 Abstand zur Sonne OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM ÄUSSERE PLANETEN Uranus 2872 Mio km=19,2 AE Umlaufzeit 84,0 a Durchmesser 50,5 Mm Dichte 1,27 g/cm3 Rotationsperiode 17,2 h Atmosphärendruck --- Temperatur 76 K https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Neptune.jpg (2.8.2015) Abstand zur Sonne 4495 Mio km=30 AE Umlaufzeit 165 a Durchmesser 49 Mm Dichte 1,64 g/cm3 Rotationsperiode 16 h Atmosphärendruck --- Temperatur 72 K Neptun Manfred Kerschbaumer, August 2015 https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Uranus2.jpg (2. 8. 2015) Abstand zur Sonne OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM MONDE Manfred Kerschbaumer, August 2015 • Natürliche Begleiter von Planeten • Verschiedene Entstehungsmechanismen http://meich.de/archives/3888&h=782&w=770&tbnid=Xv117HFqSf8ShM:&tbnh=136&tbnw=134 &usg=__Q9H6I79RscRxPkojIObOxiDELic=&docid=_DgZXPj4cRhthM&sa=X&ved=0CCMQ9QEwAGo VChMIv4GtibyKxwIVCxIsCh0E3AHp (2. 8. 2015) OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM ASTEROIDEN-KLEINPLANETEN Asteroiden: weniger als 100 km Durchmesser, daher keine Kugelform. Ida, Asteroid im Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter: 59,8 × 25,4 × 18,6 km; https://commons.wikimedia.org/wiki/File:243_ida.jpg (2.8.2015) Zwergplaneten: einige 100 bis 3000 km Durchmesser, Kugelform Pluto + Monde, Zwergplanet im Kuipergürtel außerhalb der Neptunbahn 2390 km DM; 5,9 Mio. km entfernt; T = 40 K https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Pluto_and_its_satellites_(2005).jpg (2.8.2015) Manfred Kerschbaumer, August 2015 Als Asteroiden, Kleinplaneten oder Planetoiden werden kleine Objekte bezeichnet, die sich auf keplerschen Umlaufbahnen um die Sonne bewegen. OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM KOMETEN Manfred Kerschbaumer, August 2015 KOMETEN • kreisen um die Sonne auf elliptischen Bahnen oder • kommen auf Hyperbelbahnen der Sonne nahe und verschwinden dann wieder aus dem Sonnensystem, • sind relativ klein, • bilden in der Nähe der Sonne eine Koma (leuchtende Gaswolke) und einen von der Sonne abgewandten Schweif, • Koma und Schweif können sehr hell leuchten, • stammen aus der sogenannten Oortschen Wolke. OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM KOMETEN Perihel 0,59 AE Aphel 35,1 AE Durchmesser 15,3 × 7,2 × 7,2 km Umlaufzeit 75,3 a Letzter Periheldurchgang 15. 2. 1986 https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Lspn_comet_halley.jpg Manfred Kerschbaumer, August 2015 Beispiel für einen periodischen Kometen auf einer Ellipsenbahn: Halleyscher Komet ÜBUNG4 - OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM Asteroid, Zwergplanet oder Komet? https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Ceres_optimized.j pg?uselang=de (2.8.2015) Eros, erdnahe https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Re ndezvous_with_Eros.jpg?uselang=de (2.8.2015) Hale-Bopp, Bild aufgenommen am 11. März 1997 https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Halebopp031197.jpg (2.8.2015) Manfred Kerschbaumer, August 2015 Ceres, im Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM SONNE (STERNE) Sterne • • • • • • sind massereiche, selbstleuchtende Gaskugeln, „erzeugen“ die Energie durch Kernfusion, haben 3000° - 100000°C Oberflächentemperatur. Zentrumstemperatur: mehrere(viele) Millionen Grad Sehr oft: Doppelsterne oder Sterne mit Planeten Verschiedene Sterntypen stellen auch Sterne in unterschiedlichen Entwicklungsstadien dar ⇒ Sterne im Größenvergleich Manfred Kerschbaumer, August 2015 Mit dem wichtigsten Objekt in unserem System, der Sonne, nähern wir uns der eigentlichen Frage der Elemententstehung. Dabei spielen Sterne, und die Sonne ist ein solcher, eine zentrale Rolle. STERNE - GRÖSSENVERGLEICH Manfred Kerschbaumer, August 2015 https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Star-sizes.jpg (2.8.2015) MATERIE IM UNIVERSUM Ursprüngliche Problemstellung: Wie entstand/entsteht Materie? Dazu grundsätzlich: • Wir sprechen hier nur von baryonischer Materie. • Die Elementsynthese ist die Synthese der Atomkerne (die Hülle spielt hier keine Rolle!). Manfred Kerschbaumer, August 2015 • Materie existiert nur in(mit/durch…) Raum und Zeit. MATERIE IM UNIVERSUM – DIE ERSTEN 3 MINUTEN In den ersten 3 Minuten kommt es zur ersten Elementsynthese, die aber nur Wasserstoff (75%) und Helium (25%) liefert. Alle anderen Elemente entstehen in den Sternen oder auf Planeten. Manfred Kerschbaumer, August 2015 Raum, Zeit und Materie entstehen durch den Urknall vor 13,8·109 Jahren https://commons.wikimedia.org/wiki/File: Universe_expansion-de.png?uselang=de (8.8.2015) MATERIE IM UNIVERSUM – DIE ERSTEN 3 MINUTEN Zeitspanne Temperatur/ Energie Planck-Ära 10-43 s 1032 K GUT-Ära 10-35-10-30 s >2·1016 eV Inflation 10-35-10-32 s <1016 eV Bemerkungen Eine fundamentale Kraft: Urkraft Zeitraum der Physik nicht zugänglich Symmetriebrechung: starke und schwache Kernkraft sowie elektromagnetische Kraft entkoppeln von der Gravitation Ausdehnung des Universums um den Faktor 1030-1050, seither normale Ausdehnung primordiale 0,01 s - 3 min 1010 – 108 K Entstehung von H, D, He, (Li) Nukleosynthese Manfred Kerschbaumer, August 2015 Abschnitt MATERIE IM UNIVERSUM – DIE ERSTEN 3 MINUTEN Manfred Kerschbaumer, August 2015 https://de.wikipedia.org/wiki/Datei:History_of_the_Universe.svg (8.8.2015) MATERIE IM UNIVERSUM – DIE ERSTEN 3 MINUTEN 107 K 109 K 1013 K 1025 K 3 min 10 s 1s 10-6 s 10-30 s Manfred Kerschbaumer, August 2015 1010 K ÜBUNG 5 - MATERIE IM UNIVERSUM Finden/Ergänzen Sie Gleichungen für die folgenden Vorgänge der primordialen Nukleosynthese: + → 3𝐻𝑒 + 00𝛾 1 0𝑛 + → 3𝐻 + 00𝛾 2 1𝐻 + 21𝐻 → + → 42𝐻𝑒 + → 42𝐻𝑒 Manfred Kerschbaumer, August 2015 1 1𝐻 ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN Etwa 400 000 000 Jahre nach dem Urknall entstehen die ersten Sterne, danach formen sich Galaxien ⇒ „heutiges Universum“. Außer in ganz seltenen Fällen der Bildung von 7Li und 7Be in den ersten 3 Minuten bilden sich alle höheren Elemente bis Fe in den Sternen durch Kernfusion. Alle Elemente jenseits von Fe im PSE entstehen erst am Ende eines Sternenlebens ⇒ Lebenslauf von Sternen Manfred Kerschbaumer, August 2015 Etwa 400 000 Jahre nach dem Urknall wird das Universum „durchsichtig“, Elektronen und Kerne vereinigen sich zu Atomen, es existiert aber noch kein Stern ⇒ „dunkles Zeitalter“. ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN Um die Kernfusion bis zum Eisen in den Sternen zu verstehen, betrachten wir das folgende Diagramm: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Binding_energy_curve_-_common_isotopes_DE.svg (13.8.2015) Manfred Kerschbaumer, August 2015 ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN Das Wasserstoffbrennen ist also der Prozess, in dem am meisten Energie in einer Fusion zu gewinnen ist und daher der „Normalprozess“ in einem Sternendasein. Es gibt, je nach Sternengröße (und Core-Temperatur) zwei Prozesse (P-P-Zyklus links, Bethe-Weizsäcker-Zyklus rechts): Manfred Kerschbaumer, August 2015 https://commons.wikimedia.org/wiki/File:FusionintheSun.svg (14.8.2015) https://commons.wikimedia.org/wiki/File:CNO_Cycle_de.svg (14.8.2015) ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN 3-α-Prozess, Salpeterprozess https://commons.wikimedia.org/wiki/File: Triple-Alpha_Process.svg (14.8.2015) Kohlenstoffbrennen (4 Sonnenmassen, 6·108 K 12𝐶 + 4𝐻𝑒 → 16𝑂 12𝐶 + 12𝐶 → 24 12𝐶 + 12𝐶 → 23 12𝐶 + 12𝐶 → +𝛾 𝑀𝑔 + 𝛾 𝑁𝑎 + 1𝐻 20 𝑁𝑒 + 4𝐻𝑒 Manfred Kerschbaumer, August 2015 Das Heliumbrennen (und weitere Fusionsreaktionen) setzen ein, wenn der Wasserstoff im Zentrum verbraucht ist. Alle höheren Fusionsprozesse benötigen höhere Temperaturen und Dichten, treten also vermehrt in massereichen Sternen auf. ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN Sauerstoffbrennen (8 Sonnenmassen, 1,5·109 K) Siliciumbrennen (8 Sonnenmassen, 2,7·109 K) + 16𝑂 → 32𝑆 +𝛾 28𝑆𝑖 + 28𝑆𝑖 → 16𝑂 + 16𝑂 → 31𝑃 + 1𝐻 56𝑁𝑖 → 16𝑂 + 16𝑂 → 28𝑆𝑖 + 4𝐻𝑒 56 𝐶𝑜 → 56𝐶𝑜 56 56𝑁𝑖 +𝛾 + 𝑒 + + 𝜈𝑒 𝐹𝑒 + 𝑒 + + 𝜈𝑒 Übung 6: Schreibe Bruttogleichungen für a) P-P-Zyklus, b)Bethe-Weizsäcker-Zyklus und c)Salpeterprozess auf. Manfred Kerschbaumer, August 2015 16𝑂 ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN Wie geht es ab Eisen weiter? • kleinere Sterne • langsame n-Anlagerung • bis Massenzahl 210 • • • • größere Sterne rasche n-Anlagerung Supernova Massenzahl >210 Manfred Kerschbaumer, August 2015 r-Prozess („rapid“) s-Prozess („slow“) ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN s-Prozess („slow“) Kern des Sternes: Fe Schalenbrennen: He-Fusion Neutronenfluss: 105 bis 109 Neutronen pro cm2 und s Anlagerung an Fe-Kerne ⇒ neues Fe-Nuklid anschließend β- -Zerfall: 𝑛 → 𝑝 + 𝑒 + 𝜈 ∗ ⇒ Element mit höherer Ordnungszahl https://commons.wikimedia.org/wiki/File:S-process-elem-Ag-to-Sb.svg (15.8.2015) Manfred Kerschbaumer, August 2015 • • • • • • ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN r-Prozess („rapid“) Die Supernova 1994D unter der Galaxie NGC 4526 55 Mio Lj Entfernung Manfred Kerschbaumer, August 2015 • Supernova-Explosion • Neutronenfluss: 1022 pro cm2 und s • Anlagerung von n liefert sehr neutronenreiche Isotope • Zerfallen zu stabilen und instabilen schweren Nukliden (A>210) • durch anschließenden β- Zerfall: 𝑛 → 𝑝 + 𝑒 + 𝜈 ∗ ⇒ • Element mit höherer Ordnungszahl https://commons.wikimedia.org/wiki/File:SN1994D.jpg?us elang=de (15.8.2015) NUKLIDENTSTEHUNG AUF DER ERDE 3 (willkürliche) Beispiele: • Woher stammt Helium auf der Erde? • Wieso ist Argon das häufigste Edelgas in der Luft? • Wie stellt man Co-60 für die Nuklearmedizin her? Manfred Kerschbaumer, August 2015 Einschub: Auch auf der Erde können neue Isotope von Elemente entstehen, natürlich nur durch Kernreaktionen (natürlich oder künstlich). NUKLIDENTSTEHUNG AUF DER ERDE Woher stammt das Helium auf der Erde? Quelle des Heliums sind die Teilchen, die beim α-Zerfall eines radioaktiven Nuklids entstehen und die sich 2 Elektronen einfangen, z.B.: 238 U 92 → 42He + 23490Th Manfred Kerschbaumer, August 2015 Helium ist sehr leicht, kann sich daher in der Erdatmosphäre nicht halten ⇒ Hauptquelle von He: Erdgas. NUKLIDENTSTEHUNG AUF DER ERDE Wieso ist Argon das häufigste Edelgas in der Luft? Es zerfällt mit einer Halbwertszeit von 1,28·109 Jahren zu Argon (β+-Zerfall): 40 K 19 → 4018Ar + 01e + ν Manfred Kerschbaumer, August 2015 Natürliches Kalium enthält auch wenig K-40 (0,012%), das radioaktiv ist. NUKLIDENTSTEHUNG AUF DER ERDE Wie stellt man Co-60 für die Nuklearmedizin her? 59 Co 27 Manfred Kerschbaumer, August 2015 Co-60 kommt nicht in der Natur vor. Es ist instabil und zerfällt zu Ni-60 (β- -Zerfall), das sich durch energiereiche γ-Strahlung stabilisiert, die zu diagnostischen oder therapeutischen Zwecken verwendet werden kann. Co-60 wird ausschließlich künstlich durch Neutroneneinfang von Co-59 in Kernreaktoren gewonnen. https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Cobalt60_Decay_Schemep.svg (15.8.2015) + 10n → 6027Co ÜBUNG 7 - NUKLIDENTSTEHUNG AUF DER ERDE Manfred Kerschbaumer, August 2015 Schreibe Zerfallsgleichungen für a) den α-Zerfall von Ra-228, b) den β- -Zerfall von C-14 und c) alle Zerfallsvorgänge des Co-60-Schemas auf. LEBENSLAUF VON STERNEN Der Lebenslauf von Sternen hängt in erster Linie von der Masse der Sterne ab. Grundsätzlich gilt: Je massereicher ein Stern am Anfang seines Lebens ist, desto kürzer „lebt“ er. Betrachten wir zunächst das Grundschema des Lebenslaufs von Sternen und danach die wichtigste Graphik der Astrophysik, das Hertzsprung-Russell-Diagramm. Manfred Kerschbaumer, August 2015 Die Abbildung zeigt ab ❸ nicht nur verschiedene Sterne sondern vor allem Sterne in verschiedenen Entwicklungsstadien. LEBENSLAUF VON STERNEN ② ① ④ ❺ https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/46/Sternentwicklung.png (15.8.2015) Manfred Kerschbaumer, August 2015 ③ LEBENSLAUF VON STERNEN ① Der „Hauptreihenstern“ fusioniert H zu He. Je nach Masse des ursprünglichen Sternes ergeben sich verschiedene Szenarien: ② ③ Bis 0,3 Sonnenmassen: nach H-Fusion erkaltet der Kern, H-Fusion findet in den Schalen statt, wenn alles verbraucht ist, siegt die Gravitation ⇒ Kontraktion bis zu einem Weißem Zwerg (Erdgröße, 105 K), danach Abkühlung zu einem schwarzen Zwerg 0,3-3 Sonnenmassen: nach H-Fusion im Kern startet He-Fusion (dramatische Leistungssteigerung), in der Schale H-Fusion ⇒ Aufblähen zum roten Riesen, dann Abstoßen der äußern Hüllen (Planetarische Nebel) und Kontraktion zum Weißen Zwerg Manfred Kerschbaumer, August 2015 Interstellare Gaswolke (Molekülwolke aus H und He) kollabiert aufgrund der eigenen Schwerkraft → T und p erhöhen sich, bis die Kernfusion von H einsetzt ⇒ Gravitation = Strahlungsdruck: Stern „geboren“ LEBENSLAUF VON STERNEN Der „Hauptreihenstern“ fusioniert H zu He. Je nach Masse des ursprünglichen Sternes ergeben sich verschiedene Szenarien: ❺ Masse nach dem Kollaps 1,44-3 Sonnenmassen: Neutronenstern (Durchmesser 20 km, Zentrumsdichte 1012 kg/cm3, Rotationsfrequenz 100-1000 Hz, Magnetfeld 108 Tesla) Masse nach dem Kollaps >3 Sonnenmassen: Stellares schwarzes Loch (Graviation so hoch, dass auch elektromagnetische Strahlung nicht entkommen kann) Manfred Kerschbaumer, August 2015 ④ Über 3 Sonnenmassen: Im Kern wird alles Material zu Fe fusioniert, sobald die Masse dieses Kerns 1,44 Sonnenmassen erreicht kollabiert der Stern in Sekundenbruchteilen und stößt die äußeren Hüllen explosionsartig ab → Supernova vom Typ II HERTZSPRUNG-RUSSEL-DIAGRAMM (HRD) Einar Hertzsprung 1873-1967 http://www.google.de/imgres ?imgurl=http://www.daviddar ling.info/images/Hertzsprung.j pg&imgrefurl=http://www.da viddarling.info/encyclopedia/ H/Hertzsprung.html&h=292& w=220&tbnid=hbB2LzYGgrB GKM:&tbnh=130&tbnw=98&u sg=__Q1nHB7eTdMo7TOyJYH PtDsskLs4=&docid=9lPiBqlKk https://commons.wiki bctqM&sa=X&ved=0CCcQ9QE wAmoVChMI3sKevPOqxwIVzL media.org/wiki/File:Po MUCh3Pdwef (15.8.2015) rtrait_of_Henry_Norris_ Henry Norris Russell 1877-1957 Russell.jpg (15.8.2015) Manfred Kerschbaumer, August 2015 Das HRD wurde, aufbauend auf Arbeiten von Einar Hertzsprung von Henry Norris Russell entwickelt (1910). Es verknüpft die Helligkeit von Sternen (relativ zur Sonne) mit der Oberflächentemperatur der Sterne. Dabei zeigt sich, dass nicht alle Punkte des Diagramms besetzt sind. Es gibt also nicht beliebig helle/heiße Sterne! Die Diagonale von links oben nach rechts unten heißt Hauptreihe, das sind die Sterne im „vollen Leben“. Alle anderen Positionen werden von Sternen kurz vor deren „Ende“ oder nach diesem Stadium eingenommen. HERTZSPRUNG-RUSSELDIAGRAMM (HRD) https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Hertzsprung-Russel_StarData.png?uselang=de (15.8.2015) Manfred Kerschbaumer, August 2015 ÜBUNG 8: Wie sieht der weitere Weg der Sonne im HRD aus? SIND WIR STERNENSTAUB? https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Crab_Nebula.jpg (15.8.2015) Manfred Kerschbaumer, August 2015 Da in unserem Sonnensystem alle Elemente auftreten, nicht nur H und He, muss es an dieser Stelle des Universums bereits Sterne gegeben haben. JA! Danke für die Aufmerksamkeit! Krebsnebel als Überrest der Supernova von 1054
