Die Entstehung der Elemente

Rolf Schlichenmaier, 31. Januar 2013, 12. OTTM in Staufen

In der Antike besteht alles ‘Sein’ aus:

Heute:

Materie (lat: Stoff) sind Beobachtungsgegenstände die Masse besitzen.

Raumbereiche, die keine Materie enthalten bezeichnet man als ‘Vakuum’.

Frage: Woraus besteht ‘Materie’? Wo kommt sie her?

Neuzeit: Die Elemente

Vorname Nachname

www.GSI.de

1661 Robert Boyle: Elemente sind Grundstoffe, die sich nicht weiter zerlegen lassen.

1869 Dimitri Mendelejew und Lothar Meyer: Das Periodensystem der chemischen Elemente Vorhersage der Existenz von Germanium!

Heute: 111 Elemente mit 227 stabilen Isotopen. 92U: das schwerste natürliche Element.

Gibt es die Elemente nur auf der Erde oder überall?

Sind die relativen Häufigkeiten immer gleich?

Die Periodentafel der Elemente

Vorname Nachname

Chemische Fingerabdrücke Wasserstoff

Natrium

Sauerstoff

Helium

Argon

Neon

Lithium

Abbildung: Anna Frebel

Ca C Hβ Hα Mg Na , Hγ

Abbildung: Anna Frebel

Ein Blick in das Spektrum.....

Relative Häufigkeiten

Vorname Nachname

Sonne: 70.7% H, 27.4% He, 1.9% ‘Metalle’ X=0.707, Y=0.274, Z=0.019

Sterne: Z Anteil klein, aber sehr unterschiedlich!

Erde: relative Häufigkeit der Metalle wie in der Sonne!

Wo kommen die Elemente her?

Antwort der modernen Physik:

Nukleosynthese im Urknall und in Sternen (Supernoven)

Nukleosynthese: Im Urknall und in Sternen (Supernoven)

Vorname Nachname

α-reicher Freeze-Out, νp-Proz., schwacher s-Proz.??

s-Prozess

Leichter n-Einfang-Primärprozess

Urknall-Nukleosynthese

x-Prozess: ?Spallation?

weit entwickelte Riesensterne

α-Elemente

Eisengruppenelement

r-Prozess

Abb: Anna Frebel

Moderne Kosmologie

Heute

Kosmische Zeitskala

“Big Bang” Urknall

Larson & Bromm 2001

zweite und alle weiteren Sterngenerationen (<1 M)

Erste Sterne (100 M)

Erste Galaxien Heutige Galaxien

0 Jahre 13.7 Milliarden Jahre

...nicht massstabsgetreu!

Abbildung: Anna Frebel

Moderne Kosmologie

Allgemeine Relativitätstheorie: Gravitation ist maßgebliche Kraft Neuerdings zusätzlich: Dunkle Energie

Universum ist isotrop und homogen (auf Skalen > 200 Mpc)

Einstein/de Sitter Universum:

Expansion! Expansionsrate!

Expansionsphasen I t = 0 s .... ~ 10-43 s:

? Singularität ? Inflation ?

t ~ 10-43 s .... 10-5 s: T ~ 1032 ....1013 K Ursuppe: Quark-Gluon Plasma, Neutrinos, Elektronen, Photonen

t = 10-5 s, T~1013 K: E = 1 GeV ~ Ruhemasse eines Protons Entstehung der Nukleonen (n,p) aus Quarks Baryogenese

t ~ 0.01 s, T ~ 1011K E ~ 10 MeV N(n) : N(p) ~ 1 : 1 Strahlung dominiert Kopplung durch schwache WW: γ, ν(e,µ,τ), e± thermisches Glgw.

Exansionsphasen II: Beginn der BBN

T ~ 1010 K ~ 10 MeV; t ~ 1s:

Neutronen und Protonen koppeln über schwache WW:

  schwache WW ‘friert aus’. Neutrinos enkoppeln, e+/e- Vernichtung (keine Paarerzeugung mehr bei T < 0,5×1010 K)

n : p = 1 : 74 bei 1010 K im GGW, aber Expansion (Abkühlung). Temperaturabfall durch Expansion: n : p = 1 : 6. Neutronenzerfall: n : p = 1 : 7.

Expansionsphasen III: BBN

Vorname Nachname

t = 1s .... 180 s:

T ~ 109 K ~ 0,3 ... 0,1 MeV Reaktionsraten so, dass

alle Neutronen in 4He enden.

Abschätzung: n : p = 1 : 7 2n + 14p => He + 12 H N(H) : N(He) = 12 : 1

Massenanteil: M(H) : M(He) = 12 : 4, => 75% H und 25% He. Quelle: Achim Weiss

Einstein Online 2006 www.einstein-online.info

Vergleich mit der Beobachtung

Vorname Nachname

Quelle: Achim Weiss Einstein Online 2006 www.einstein-online.info

η = Anzahl ( Protonen + Neutronen) geteilt durch Anzahl der Photonen

WM

AP

Ergebnis hängt von η ab, welches unabhängig von WMAP bestimmt wurde.

Sehr gute Übereinstimmung, außer bei Li!

BBN gilt als wesentliche Stütze der Theorie des heißen Urknalls!

Entwicklungswege von leichten und schweren Sternen

Copyright: Addison Wesley Longman, Inc.

Wasserstoffbrennen auf der Hauptreihe

MPI für Kernphysik Heidelberg

http://outreach.atnf.csiro.au/

de.wikipedia.org

Nukleosynthese von ‚Metallen‘ in Sternen

Vorname Nachname €

4He + 4He → 8Be( ) + 4He → 12C + γ12C + 4He → 16O + γ16O+ 4He → 20Ne + γ20Ne+ 4He → 24Mg + γ

Helium-Brennen: Bei Temperaturen oberhalb von 108 K kann sich Helium in Kohlenstoff durch die "3α-Reaktion" umwandeln

Kohlenstoff-Brennen, nach Verbrauch allen Heliums, bei T = (5 ... 8) 108 [K]

Sauerstoff-Brennen, bei etwas höheren Temperaturen

Silizium-Brennen produziert im Endeffekt Nickel und Eisen

Neutrinoerzeugung: Abgeführte Energie ist vergleichbar mit der durch thermonukleare Reaktionen erzeugten Energie.

Photodissoziation: Bei sehr hohen Temperaturen um 109 [K] kann die Energie der Photonen Kerne spalten.

Durch Neutroneneinfang können Kerne von höherer Masse als Eisen entstehen (s & r - Prozess)

Supernovae Roten Riesen

Der x-Prozess: Erzeugung von Li, Be, B unklar! (Urknall und Spallation reichen nicht aus)

Bindungsernegie pro Nukeus

s-Prozess r-Prozess

Ruhemasse eines Nukleons ~ 1000 MeV

s-Prozess: A

ZK+n → A+1ZK → A+1

Z+1K + e- +νe

r-Prozess: A

ZK → A+1ZK → A+2

ZK

Elementsynthese jenseits von Eisen

Vorname Nachname 208 82 Pb

s-Prozess: AZK+n → A+1ZK → A+1

Z+1K + e-- +νe

r-Prozess: AZK → A+1ZK → A+2

ZK Quelle: GSI (www.gsi.de)

Supernova

Vorname Nachname

In den Stoßfronten des kollabierenden Sternes entstehen via r - Prozess die schweren Elemente bis Uran.

Beschleunigung der Supernova-Hüllen Hülle wird mit 10000 km/s ~ 0.03 c ins All geschleudert.

Kollaps: M > MChandra, Elektronen werden von Kernen eingefangen; Druck fällt ab; Temperatur steigt (Druck nicht); 56Fe 13 4He + 4 n – 100 MeV (Energie wird absorbiert); (Hoyle 1946); Weiterer Kollaps und Dichtezunahme; p+e n+v; Weitere Teilchenabnahme, Kollaps, Dichtezunahme; Neutronengas entartet Gegendruck Kollaps endet Neutronenstern!

1.5 Msonne von 0.01 Rsonne 20 km: Egrav ~ 3x1046 J.

Alle Protonen wandeln sich über die schwache WW in Neutronen um: 1057 Neutrinos 10 46 J

Rückprall der äußeren Schichten am versteiften Kern. Zusätzliche Beschleunigung durch Absorption der Neutrinos!

Ca C Hβ Hα Mg Na , Hγ

Abbildung: Anna Frebel

Ca C Hβ Hα Mg Na , Hγ

Abbildung: Anna Frebel

Ein Blick in das Spektrum.....

Vorname Nachname

in d

ie V

erga

ngen

heit

Ent

wic

klun

g de

r Milc

hstra

ße

Häufigkeiten abgeleitet aus den integrierten Linienstärken

Sun

most iron-poor star

Abbildung: Anna Frebel

Nukleochronometrische Altersbestimmung Stellare Alter können aus dem Verhältnis von radioaktiven (Thorium, Uran) zu stabilen Elementhäufigkeiten (z.B. Europium, Osmium, Iridium) bestimmt werden.

Halbwertszeiten: Thorium, (232)Th (208)Pb: 14 Milliarden Jahre Uran, (238)U (206)Pb: 4.7 Milliarden Jahre

Abbildung: Anna Frebel

Chemische Entwicklung Ze

ntru

m fü

r Ast

rono

mie

und

Ast

roph

ysik

, TU

Ber

lin

⇒  Alte Sterne beinhalten nur ganz geringe Mengen der Metalle (z.B. Kohlenstoff, Eisen)

Weisse Zwerg, Neutronen- sterne & Schwarze Löcher

Super- novae

Planetarischer Nebel

Gas und Staub ⇒  Interstellare

Materie

Protosterne

Rote Riesen ⇒  Jüngere Sterne enthalten

größere Mengen der Metalle

Wir sind alle Sternenstaub!

Zusammenfassung

Vorname Nachname

Urknall: “Die ersten 3 Minuten”

Nukleonen aus Quarks (10-5...0.01 s): p : n = 1 : 1 Schwache WW & Neutronenzerfall (1s): p : n = 7 : 1 Nukleosynthese (1s – 3 Minuten) 75% H, 25% 4He (+ 2D, 3He 7Li, )

Nukleosynthese im Stern: Wasserstoffbrennen auf der Hauptreihe Schwere Sterne: Heliumb., Kohlenstoffb., Siliziumb.; p, s, & r-Prozesse: Elemente schwerer als Eisen. x-Prozesse: einige Elemente sind unverstanden (Li, Be, B).

Supernova: Wichtig für r-Prozess (Neutronen in Stoßfronten). Material wird wieder dem ISM zugeführt. Neutrinos spielen wichtige Rolle bei Bechleunigung der Hülle.

Literatur: Anna Frebel: “Auf der Suche nach den ältesten Sternen” Achim Weiss: “Nukleosynthese”, Vorlesungsskript 2012 Steven Weinberg: Die ersten 3 Minuten.