Folien

22. Kosmologie!
22.1 Überblick über die Astronomischen Grundbegriﬀe 22.2 Kosmologische Beobachtungen 22.3 Prinzipien der Kosmologie 22.4 Kosmologische Tests 22.5 Entwicklung des Universums 22.6 Primordiale Nukleosynthese 22.7 Strukturbildung 22.8 Dunkle Materie 23 Sterne 22.7 Strukturbildung!
Sta$s$sche Beschreibung von großskaligen Strukturen •  Dichtekontrast (Abweichung von miRlerer Dichte) •  KorrelaTonsfunkTon: Abstand von Strukturen •  Power Spektrum (Darstellung Summe von DichtevariaTonen als Wellen) … welche Beschreibung verwendet wird, hängt davon ab, welchen Beobachtungen analysiert werden Entwicklung von Fluktua$onen •  Horizont … Bereich in dem seit dem Urknall InformaTon ausgetauscht werden konnte Ist die Dichte in einem Bereich des Universums größer, ist die Expansion dieses Bereichs langsamer. Störung entkoppelt von Expansion – Radius bleibt konstant. P3 / 2
Fluktua$onen kleiner als der Horizont: Jeans Masse M J ≈ 3 / 2 2
G ρ
18
vor Entkopplung: M J ≈ 10 M Sonne
nach Entkopplung: M J ≈ 105 M Sonne
(Unterschied: Strahlungsdruck) →Überdichte Regionen können erst nach der Entkopplung von Materie und Strahlung wachsen. Um die beobachteten Strukturen zu erhalten muss es FluktuaTonen in der Dunklen Materie, die früher entkoppelt, gegeben haben. CMB Fluktuationen !
•  Überdichten führen zu TemperaturvariaTonen (von COBE und WMAP beobachtet) •  Power Spektrum der Fluktua$onen •  Amplitude der Temperaturschwankungen als FunkTon der Größe der Bereiche •  Erster Peak: FluktuaTonen die seit der Entkopplung von Materie und Strahlung gerade genug Zeit haRen, um zu zur maximalen Dichte zu kollabieren. •  Zweiter und driRer Peak: “acousTc peaks” Störungen, die kollabiert sind und wieder reﬂekTert wurden -‐ PosiTon und Amplitude sind abhängig von kosmologischen Parametern •  WMAP-‐Powerspektrum lieferte Hubble Konstante, DM Dichte, Baryonendichte, opTsche Tiefe , Amplitude und Form der FluktuaTonen. … passt zu Standardmodell Baryonendichte!
Experimentell: Berechnung des MulTpolspektrums der FluktuaTonen des CMB: -‐‚Foto‘ der akusTschen Dichtewellen der baryonischen Materie zum Zeitpunkt der letzten Streuung (Photonen streuen nicht an DM) t ~ 380000 Y -‐Sekundäreﬀekte durch IGM (intergalakTsches Medium) -‐Geometrie des Universums (z.Bsp. Erster Peak) -‐DM und Baryonendichte aus anderen Peaks Ändern der DM Dichte... Ändern der Baryonendichte.. Baryonendichte!
2.5. MIKROWELLEN-HINTERGRUNDSTRAHLUNG
Peaks
1st Extrema
1st
Θ+Ψ
41
2nd Extrema
2nd
η
Abbildung 2.17: Darstellung der akustischen Schwingungen einer Photon-BaryonFlüssigkeit in einem Gravitationpotential, das im wesentlichen durch die Dunkle
Materie gebildet wird.
H -1
H -1
!
!
"0 > 1
"0 < 1
Abbildung 2.18: Einfluß der Raumkrümmung auf die Beobachtung von Winkelausdehnungen in früheren Epochen.
Wayne Hu et al. Entkopplung ihr Schwingungsmaximum erreicht haben. Tatsächlich sagen
die Mo-
Großskalige Strukturen!
-‐  Galaxien 1010 bis 1012 Sterne Durchmesser ca. 1 -‐ 100 kpc -‐  Galaxiengruppen und Galaxienhaufen 10 bis 1000 Galaxien Durchmesser ca. 1 -‐ 10 Mpc -‐  Supercluster Durchmesser ca. 10 – 40 Mpc -‐  Voids Video: Zoom auf “kosmisches Netz” hRp://www.mpa-‐garching.mpg.de/galform/data_vis/ (Anm.: Berechnungen basieren auf Dunkler Materie) Zeitlicher Verlauf -‐> Verschiedene Arten von Dunkler Materie Großskalige Strukturen!
Unsere kosmische Nachbarschaft!
•  Virgohaufen 1.2 x 1015 Sonnenmassen bis zu 2000 Galaxien Zentrum 16.5 ± 0.1 Mpc von Sonne enwernt •  Lokale Gruppe 1.3 x 1012 Sonnenmassen über 30 Galaxien Durchmesser ca. 3 Mpc •  Milchstraße 6 x 1011 Sonnenmassen Durchmesser ca. 30 kpc Sonne bei ca. 10 kpc •  Sonnensystem -‐ innen Steinplaneten -‐ außen Gasplaneten (Pluto nichtmehr als Planet klassiﬁziert) Galaxien!
Galaxientypen: Hubblesequenz •  EllipTsche Galaxien Zahl (n): EllipTzität n = 10 (1 -‐ b/a) De Vaucouleurs Proﬁl (EllipTsche und Bulges) •  Spiralgalaxien b … Balkenspiralen a/b/c … Windungsgrad der Arme, Kerngröße S0 … scheibenarTg, aber ohne Spiralarme → RotaTonskurven (Spiralgalaxien) → DM •  irreguläre Galaxien Irreguläre Galaxien EllipTsche Galaxien Spiralen Durchmesser 5-‐20 kpc 1-‐50 kpc 10-‐30 kpc Masse (M ) 7x108 -‐ 13 x 1010 1010 – 1012 4x109 -‐ 2 x 1011 Leuchtkra| -‐14 bis -‐21 mag -‐10 bis -‐22 mag -‐16 bis -‐21 mag Prozentsatz 14 % S0 13 % S 59 % SB 11 % 3 % SFR (star hoch (bei Kollision) gering mäßig RotaTon chaoTsch nicht großräumig geordnet geordnet, diﬀerenTell formaTon rate) Galaxienkollision: M51 Milchstraße!
•  Unterschiedlich alte Komponenten: Metallizitätsgradienten •  Zentrales Schwarzes Loch hRp://www.eso.org/public/videos/eso0846h/ •  GalakTsche RotaTonskurve The age-‐metallicity relaTon of the Galaxy for its diﬀerent component: TDO = thin disk open clusters; TDG = thick disk globular clusters; B = bulge; YHG = young halo globular clusters; OHG = old halo globular clusters. The blue corresponds to think disk ﬁeld stars, the green to thick disk ﬁeld stars and the black shows the distribuTon of halo ﬁeld stars extending down to [Fe/
H] = -‐5. From Freeman & Bland-‐
Hawthorn, 2002, ARAA, 40, 487-‐537 22.8 Dunkle Materie!
Hinweise für Dunkle Materie -‐ Bewegungsgeschwindigkeiten von Galaxien in Clustern -‐ RotaTonskurven von Galaxien -‐  Verteilung von Masse bei kollidierenden Galaxien-‐Clustern Favorisiertes Modell: Lambda-‐CDM -‐Flaches Universum mit kosmologischer Konstante, nichtrelaTvisTsche, sehr schwach wechselwirkende, schwere Teilchen (WIMPs) ( ~ 10-‐100 GeV) Mögliche Kandidaten für dunkle Materie: WIMPs, Axionen, LSP (lightest supersymmetric parTcle), sterile Neutrinos, MACHOs, schwere Neutrinos Experimentelle Hinweise: DAMA, COGENT, CRESST (?!) Mögliche AlternaTvszenarien: MOND-‐Theorien: Erklärungsversuch durch Abweichungen an der Schwerkra| Problem: Bullet Cluster -‐ direkter Hinweis, da nicht abhängig von Schwerkra|modellen Dunkle Materie!
21 cm Linie Modell: Kollidierende Galaxiencluster!
Interessante Beobachtung: X-‐Ray Bilder der Massenverteilung in einem Galaxiencluster und Weak-‐Lensing Bilder sind inkonsistent! Gase wechselwirken elektromagneTsch: Stoßen und werden in Ausbreitung gebremst, Dunkle Materie wechselwirkt prakTsch nur gravitaTv: bewegt sich weiter. links: Bullet cluster (oben: X-‐ray, unten: weak gravitaTonal lensing) rechts: weitere Beobachtung, die diese Theorie unterstützt Alternativen!
MOND-‐Theorie: modiﬁed Newtonian dynamics theory Unterhalb von a0 = 10-‐8 cm s-‐2 geht die GravitaTonsbeschleunigung über in aG =
G ! M ! a0
G!M
+
r2
r
Eine höhere GravitaTonsbeschleunigung bewirkt eine schnellere Umlau…ewegung. Dies könnte die ﬂachen RotaTonskurven der Galaxien erklären. Problem: Zerstört Äquivalenz von träger und schwerer Masse in ART Zeitabhängige GravitaTonskonstante: G(t) G(t) häRe großen Einﬂuss auf die primordiale Elementhäuﬁgkeit . Präzessionstests konnten bisher keine zeitliche VariaTon von G(t) nachweisen. Suche nach dunkler Materie!
Beschleuniger: produzieren von WIMPs am LHC Direkter Nachweis: Zusammenstöße von WIMPs mit Detektor Experimente: Xenon 100, COGENT, CRESST, DAMA, CDMS II, DEAPCLEAN... Detektortypen: IonisaTon, SzinTllaTon, Phononen, Blasenkammern, Kombinierte D. Zu viele Positronen -‐ nicht Indirekter Nachweis: Erklärbar ohne WIMPs Nachweis von Zerfalls-‐ (oder AnihilaTons-‐) Produkten von WIMPs: hauptsächlich Positronen, Neutrinos, Gammas Detektoren: PAMELA, AMANDA, AUGER, ICECUBE, GLAST, HESS, SUPER-‐K, ANTARES... Positron e
•
•
•
H
c
E
a
E
u
p
Drukier, Freese,
and Spergel (PRD 1986);
DAMA annual
modulation
Freese,
Frieman,
and
GouldMaterie!
(PRD 1988)
Drukier, Freese,
and Spergel
(PRDdunkler
1986);
Suche
nach
Freese, Frieman, and Gould (PRD 1988)
Kontroversielle Resultate, z.Bsp. DAMA annual modulaTons: Bernabei
Bernabei et al 2003
et al 2003
WIMP Wind 25
100
DAMA !7Σ#5Σ"
Data do show a 8! modulation
10!1
10
Σ Χp !pb"
!2
10!3
10!4
10!5
10!6
10!7
10!8
100
Stand 2009. WIMPData
interpretation???
do show a 8! modulation -‐MiRlerweile sehen CRESST I
auch andere TEXONO
WIMP interpretation???
Experimente CoGeNT
interessante XENON 10
spin#independent
CDMS I Si
Ergebnisse... CDMS II Ge
DAMA !3Σ#90$"
DAMA !7Σ#5Σ"
with channeling
DAMA !3Σ#90$"
with channeling
101
102
MWIMP !GeV"
hRp://arxiv.org/pdf/0808.3607 103
Anmerkung: Gravitational lensing!
Masse verzerrt die Raumzeit: aus Linsenbildern lässt sich die Masse (und die Verteilung der Masse) eines Objekts besTmmen HST Bild als Beispiel: Sternhaufen!
Sterne sind nicht zufällig am Himmel verteilt, sondern “klumpen zusammen”. Oﬀene Sternhaufen nur mäßig zum Zentrum konzentriert Größenordnung 10 -‐ 100 Sterne Durchmesser 1 -‐ 20 pc jung, 106 -‐ 109 Jahre Kugelsternhaufen galten lang als eine einzige PopulaTon inzwischen mehrere Hauptreihen gefunden große KonzentraTon zum Zentrum Größenordnung 104 – 107 Sterne Durchmesser 15 -‐ 150 pc alt, > 1010 Jahre Assozia$onen keine erhöhte Sterndichte, aber gemeinsame Bewegung Anfängliche Massenfunk$on (Ini,al Mass Func,on IMF): Verteilung der Sternmassen: schwere Sterne sind selten. Sternbildungsrate (SFR): zeitlicher Verlauf der Sternentstehung. Schmidt Gesetz: abh. von Gasdichte What is a Star?
Nuclear astrophysics aims at unders
23 Sternentstehung!
that take place in the universe. Thes
energy in stars and contribute to the
Sterne: selbstleuchtende Gaskugel A star is a self-luminous gaseous sphere.
Stars produce energy by nuclear fusion reactions. A star is
a self-regulated nuclear reactor.
-‐ Gleichgewicht aus Schwerkra| und 3.SThe
trahlungsdruck solar abundance distribution
Gravitational collapse is balanced by pressure generated
from
nuclear
reactions:
dFgrav = −G m(rr )dm = dFpress = [(P (r + dr ) − P (r ))dA
Further, equation needed to describe the pressure as
Disk
function of density, composition (nuclear reactions),
temperature (heat transport) → Equation of State (EOS)
Halo
Star evolution, lifetime and death depends on mass. Two
in
Sun
+
+
groups:
equilibrium:
gravity
Stars with masses less than 8 solar masses
Bulge
Star formation
↔
pressure
Typische Sternentstehungsregion: (white dwarfs)
2
solar abundances:
Elemental
(and isotopic)
composition
of Galaxy at
location of solar
system at the time
of it’s formation
Stars with masses greater than 8 solar
masses (supernova explosions)
Karlheinz Langanke ( GSI & TU Darmstadt)
Nuclear Astrophysics
Stars are formed from the
contraction
of molecular
clouds
TRIUMF Summer School,
August 12-15, 2008
6
due to their own gravity. / 1
Contraction increases
N. Grevesse and A. J. Sauval, Space
temperature and eventually
nuclear fusion reactions begin.
A star is born.
Contraction time depends on
mass: 10 millions
years
for a ( GSI & TU Darmstadt)
Karlheinz
Langanke
Nuclear Astr
star with the mass of the Sun;
100,000 years for a star
11 times the mass of the Sun.
Sternentstehung!
Voraussetzung: Jeans-‐Kriterium muss erfüllt sein: GravitaTver Kollaps einer Gasmasse Ekin = Egrav
2
3 3GM
Wenn M < Mjeans, kollabiert das System 2 nkT = 5R ... für kältere Gase kleiner als für heisse Gase 1/2
1/2
!
$
!
$
!
$
6
kT
1
M = # & '#
&'# &
" ! % " Gµ % " " %
-‐  Kollaps dauert ~ 107 y für M ~ M¤, 105 y für M ~ 11M¤ -‐  Durch KontrakTon der Gaswolken wird GravitaTonsenergie frei: erhitzt den Stern -‐  Kollaps stoppt, wenn sog. Hayashi-‐Linie im Hertzsprung-‐Russel-‐Diagramm erreicht wird. -‐  Bewegung des Sterns zur ‚Hauptreihe‘ -‐  Wassersto‰rennen Abgestrahlte Leistung Hertzsprung-Russell Diagramm!
Temperatur Spektraltyp: O B A F G K M ohne Bier ausm Fåss gibts koa Måss Sterne sind nicht zufällig im HRD verteilt: Hayashi Linie, Hauptreihe Instabilitätsstreifen, AsymptoTscher Riesenast (AGB), Riesenast, Weiße Zwerge (Kühlzeit → Weltalter) hRp://www.astro.uni-‐bonn.de/~javahrd/v071/
index.html Sternentwicklung!
Ende... Entstehung ZAMS.. Zero Age Main Sequence re h
a
J
-‐
<
23.1 Energieerzeugung in Sternen!
... nach dem Kollaps: Temperatur aussen 104 K an der Oberﬂäche des Sterns, window
Gamow
innen 107 K. Using definition of S factor:
� �1/2
�
� ∞
Voraussetzung für Kernfusion: hohe miRlere Energie der Kerne 8 ( ~Temperatur, 1
E
�σv � =
S(E)
exp
−
πµ
kT
(kT )3/2 0
Virialsatz) zum durchtunneln der Coulombbarriere " 2!" Z1Z 2 %
W (E) = exp $ !
'
#
2E / m &
−
E
ReakTonsrate: N! = n1 ! n2 ! ! v
window
Dichte der ReakTonsteilchen n, Gamow
Assuming that Svfactor
WirkungsquerschniR σ, Geschwindigkeit is constant over the Gamow window and
approximating the integrand by a Gaussian one gets:
� �
�
�
2
∆
3E
�σv � =
S(E ) exp −
Geschwindigkeit ist Maxwell-‐Boltzmann verteilt: µ
kT
(kT )
# mv &
E
%% "
(
E = 1.22[keV](Z Z µT )
"
2kT ('
$
2kT
n(v) ! e
=e
∆ = 0.749[keV](Z Z µT )
TRIUMF Summ
Karlheinz Langanke ( GSI & TU Darmstadt)
Nuclear Astrophysics
(T measures the temperature in 10 K.)
for solar conditions:
-‐  Zur Fusion von schweren Kernen sind hohe Examples
Temperaturen nöTg reaction E [keV] ∆/2 [keV]
I
T dependence of �σv �
-‐  Extrem sensiTv auf Temperatur p+p
5.9
3.2
1.1 × 10
T
-‐  Schwere Sterne leben kürzer als leichte! p+ N
26.5
6.8
1.8 × 10
T
1/2
0
0
3/2
2
2 2
1 2
2 2
1 2
0
2 1/3
6
5 1/6
6
x
x
0
max
14
12
α+ C
O+16 O
16
56.0
237.0
9.8
20.2
−6
−27
3.0 × 10
6.2 × 10−239
It depends very sensitively on temperature!
−57
3.9
20
T 42
T 182
The Energieerzeugung
solar pp chainsin Sternen: Wasserstoffbrennen!
‘pp Zyklus’ -‐  Temperatur > 5.106 K -‐  Lebensdauer 107-‐ 1013 y + e+ + !e
1
1H
+ 11H
2
1H
2
1H
+ 11H
3
2He
+"
85%
3
2He
+ 32He
4
2He
15%
+ 2 11H
3
2He
+ 42He
7
4Be
+"
(PP I)
15%
7
4Be
+ e#
7
3Li
7
3Li
+ 11H
242He
(PP II)
+ !e
0.02%
7
4Be
+ 11H
8
5B
8
5B
8
4Be
+"
8
4Be
+ e+ + !e
242He
(PP III)
The other hydrogen
CNO cycle
Energieerzeugung
in Sternen: burning:
Wasserstoffbrennen!
‘CNO Zyklus’ -‐  Erfordert 12C im Stern Konkurrenz von CNO und pp: Consequences
Schwerere terne rennen bevorzugt stars slightlySheavier
thanb
the
Sun burn hydrogen
via CNO cycle
goesd
significantly
such stars
have much shorter
mit Cthis
NO, afür kfaster;
ürzere Lebensdauern lifetimes
[y]
mass0.4[M ] timescale
2 × 10
⊙
0.8
1.0
1.1
1.7
3.0
5.0
9.0
16.0
25.0
40.0
11
1.4 × 1010
1 × 1010
9 × 109
2.7 × 109
2.2 × 108
6 × 107
2 × 107
1 × 107
7 × 106
1 × 106
Karlheinz Langanke ( GSI & TU Darmstadt)
K. Langanke hydrogen burning timescales
depend strongly on mass. Stars
slightly heavier than the Sun burn
hydrogen by CNO cycle.
Nuclear Astrophysics
TRIUMF Summer School, August 12-15, 2008
/1
23
requires presence of 12 C as catalyst
Energieerzeugung in Sternen: Heliumbrennen!
-‐  Im Inneren gehen die pp ReakTonen zu Ende -‐  Bildung eines Kerns aus Helium (bis ca. 8% der Sternmasse) burning
reactions weiter (bei erhöhter -‐  In einer Schale rund um dHelium
en Kern geht das Wassersto‰rennen Temperatur) -‐ 
!"#$#%&'()*&%$#+,-(#,(.*/01",#,2
4He + p ist instabil, 8Be Grundzustand auch extrem kurzlebig 2 Möglichkeiten für He-‐Brennen: 3 x α ... 12C, 12C + α -‐> 16O + γ (Salpeter, Hoyle 1952) !"#$%&'()
3,*"24(-+1"%*(#,(-$*''&"(.*(01",#,2
3,*"24("*'*&-*(5*$*"6#,*5(04(&--+%#&$*5("*&%$#+,("&$*-
TRIUMF Summer School, Au
Neon burning
is very similar
to carbonSchwere
burning.Sterne!
Energieerzeugung
in Sternen:
Neon Burning
Unterscheidung am Ende vom Heliumbrennen: !"#$%$&'()$*%+%)$, burning
very
similar
carbon burning.
MNeon
< ~ 9 M¤
: Abstoßen isder Hülle, Weisse Zto
werge .)#',+/#,'0'12'3)'4,)5/#'6/,,7,8'49:3;8
M > ~ 9 M¤: Kohlensto‰rennen .. !"#$%&'$%(#)*+#,#
!"#$%$&'()$*%+%)$,! "#$- . /012&
KohlenstoXrennen: 5 -‐106 g/cm3 T > 600 MK, ρ ~10
.)#',+/#,'0'12'3
12
)'4,)5/#'6/,,7,8'49:3;8
<=>'?)"5*'$7)$'@"#$'@7.)#7')A>&7$'BBB
C +12 C ! 24 Mg* ! 20 Ne + ! + 4.62 MeV
Hauptreakion: !"#$%&'$%(#)*+#,#
3456789
! "#$-. /012&
Chemische Zusammensetzung am Ende: 20Ne, 24Mg, 21,22
23Na, 24,25,26Mg, 26,27Al und etwas 16O !72:78;<=875#;87#5=>>*1*74<?@#A*/A#<+#*4*<*;<7#C=)+)*%,%$+7&#/+%)$
+>#B-C7
Ne, <=>'?)"5*'$7)$'@"#$'@7.)#7')A>&7$'BBB
3456789
7L=*?*G8*=2#*5#75<;G?*5A7F
B-C7D" ! $.E#D##
Neonbrennen: B-C7#D#"
3 +>#B-C7
M > ~ 12 M¤, T >!72:78;<=875#;87#5=>>*1*74<?@#A*/A#<+#*4*<*;<7#C=)+)*%,%$+7&#/+%)$
1300-‐1700 MK, ρ$.
~ED#
106 g!
/cm
PhotodissoziaTon von Neon: B7L=*?*G8*=2#*5#75<;G?*5A7F
C7D" ! $.E#D##
$.ED# ! B-C7#D#"
<A*5#*5#>+??+67F#G@#H=5*4/#<A7#?*G78;<7F#A7?*=2I#
... Verwenden des erzeugten α: B-C7D# ! BJK/#D#"
<A*5#*5#>+??+67F#G@#H=5*4/#<A7#?*G78;<7F#A7?*=2I#
20
16B-C7D#
24 ! BJK/#D#"
2
Ne
!
O
+
Mg + 4.59 MeV
5+#47<#7>>71<9#
!"#$#%&'#
! "#()* +,-./
similar toEnergieerzeugung
oxygen burning. in Sternen: Schwere Sterne!
./0)#'#1/(+%)$',12"1$(1,-
SauerstoXrennen: 0123
T ~ 2000 MK, ρ ~ 107 g/cm3 Hauptreakion: 01423
0123
Evolution of massive star
0/523
6789#:;-<6=8:;#'>#?@6@A@"
Erzeugte Elemente: 28Si, 32S (90%), 33,34S, 35,37Cl, 36,38Ar, 39,41K und 40,42Ca !"#$%&'()"'*+*,(-.&,%./%$'3#)*"(+,/%0,01(23(-4$&'(5&--(-.&'6
8#964:;0<4=;33>#:(99<7<4=#=)#;33#)=?<7#5674(48=;-<8@
/G@5(
5)@5$C<#
456%7846'9:;<='<?A#9'.;#//@/5
B@/1@/*C7@/4D/EF:@#
!"#$ H@#
+
+#,'
!"#$%
5'(*$6"/.
Siliziumbrennen: 98':
!"
3
7/*68()
&'"()#*$
7/*68()
-12
-./0
40
9
3 T ~>3000 MK, ρ ~ 10 g/cm
)#8')9'90,+':";$<;':"#4<;':";0<;':$;"<;':4;"<;'0$*':0;"<'#/0(+%)$,
AG!
Sehr viel komplizierteres Netzwerk aus I
I%
3032
A3L
G(I(! I%
BC(2(#%%D#
EFG(H (α, γ) ReakTonen August 1
A7C1(22!% TRIUMF Summer School,
(γ,n), Karlheinz
(γ,p), (γ,α), n,γ), (p,γ), 9#2(#5674(4-#(8A#B##
:(I% ! >
Langanke ( GSI & TU Darmstadt)
Nuclear
I% Astrophysics
C1(> -JK'4#%-302
A3B
>!$#"6 C
-‐Ergebnis: >!C
G
G
A2
A2
AB
>
!%1
?,
!&
307
A3:
A2>(D(A2>
+)'*/,(#%=/'="#$%$&-'
!%
C1(?,
E$1(H
A0;
:
23!%!$#"62G?,
?+0+%,+%(05'@1"%5%=#%"3':>?@<
C
8+1(8
>$1(E'1
F1(>&
203
307
ABC(D(ABC
8+
@%
<+1(=1(>'1
?*1(>41(!+
:0;
3032
278+!"#$69
0+%,+%(05'@1"%5%=#%"3':A?@<
23!%!"#$6ABC(
23.2 Sternaufbau!
Beispiel: nichtroTerender, unmagneTscher Hauptreihen-‐Stern ohne engen Begleiter SternauYaugleichungen dM
= 4πr ρ
dr
Masseverteilung dP
GM
Mechanisches Gleichgewicht dr = − r ρ
Energiesatz dL
= 4πr ρε
dr
Energietransport dT
3 κ ρL
=−
… numerische Lösung dr
64π σ r T
Beispiele f. SternauYau Konvek$on: T-‐Gradient > adiaba$sch •  Hayashi-‐Linie: vollkonvekTv •  sonnenarTge Sterne: KonvekTonszone außen •  massereiche Sterne: konvekTver Kern 2
r
r
2
r
2
2
r
3
Energiereservoire und Zeitskalen • Zeitskalen: •  nukleare Zeitskala … tn=En/L •  Kelvin Helmholtz Zeitskala … tKH=-‐Ep/L~ET/L Virialsatz: ET=-‐0.5 EP (ideales einatomiges Gas) • HydrostaTsche Zeitskala … th=(3/4pGr)1/2 23.3 Kosmischer Materiekreislauf!
23.4 Entstehung schwerer Elemente!
Fusion: bis ca ~ 56Fe -‐ danach wird durch Fusion keine Energie mehr freigesetzt! Nucleosynthesis processes
-‐  R-‐ und S-‐Prozesse zur Erzeugung von In 1957: Burbidge, Burbidge, Fowler, Hoyle, [Rev. M
schwereren Elementen: Supernovae (1957)] suggested the synthesis of the elements in s
-‐  im interstellaren Medium ssprocess
process
Pb (82)
Mass known
Half-life known
nothing known
ppprocess
process
rrprocess
process
Sn (50)
rp
rpprocess
process
Fe (26)
stellar
stellarburning
burning
Supernovae
Supernovae
Cosmic
CosmicRays
Rays
protons
H(1)
neutrons
Big
BigBang
Bang
Karlheinz Langanke ( GSI & TU Darmstadt)
Nuclear Astrophysics
TRIUM
S-Prozess!
-‐  Ab ~ 56Fe ist die Erzeugung durch Fusion endotherm -‐  Neutroneneinfang nicht durch Coulomb WW behindert -‐  Mecahnismus: Externer Neutronenﬂuss -‐  2 Hauptkomponenten: 1. thermisch pulsierende AGB Sterne !"#$%&#'()*+,-$*'./%$#*01$*#'0//$++#2%$*3,1*4"$*1561,/$++**&.$*4,*Ⱦ5+402%$*'./%$
Neutronenquelle: 4"$*+0-$*7*2.4*%,8$1*9
13C(α,n)16O und 22Ne(α,n)25Mg :"$;*/0'*2$*.+$&*4,*$<4106,%04$*4"$*+561,/$++*6014*,3*4"$*-$0+.1$&*02.'&0'
2. Massive Sterne, während He, C-‐Brennen Neutronenquelle: 22Ne(α,n)25Mg bis zu A = 80 -‐  langsam gegenüber dem konkurrierenden β--Zerfall =>?@=?A@=@
+561,/$++*'./%$,+;'4"$+#+*****************************************************B0<*C,2%#1+/"
R-Prozess!
-‐  Elemente jenseits von A = 83 (83Bi)können mit S-‐Prozess nicht erzeugt werden -‐Neutronendichten von 1025 / cm3 benöTgt: Typ II Supernovae -‐Neutronenreiche Nuklide, da ReakTonsrate hoch gegenüber konkurrierendem β̶Zerfall -‐  Neutronen werden eingefangen bis (n,γ) und (γ,n)-ReakTon im Gleichgewicht 1.50
1.00
ELEMENTAL ABUNDANCE
-‐  Ähnlich, aber weniger wichTg: P-‐Prozess: Protonenanlagerung Se
Sr
Te Ba
Xe
0.50
Os
Pb
Pt
Au
0.00
–0.50
–1.00
–1.0
Eu
–1.50
–2.00
–3.00
60
rfo
s-process
r-process
–2.50
80
100
120 140 160 180
MASS NUMBER A
F
d
P
g
m
n
f
c
H
a
t
h
200
220
of
w
b
h