NUKLEOSYNTHESEDie Entstehung der Elemente im Universum

Florian Folger

Betreuer: Prof. Dr. Ulrich Heber

Astrophysikalisches Seminar WS 2006/07

Woher kommen diese Elemente?

Woher kommen diese Elemente?

NUKLEOSYNTHESE

1. Im frühen Universum2. In Sternen3. Im interstellaren Medium4. Durch Neutroneneinfang

5. Anwendung: Das Alter des Universums

1. Nukleosynthese im frühen Universum

Elementbildungbeginnt nach ca. 200smit Deuterium undHelium

Bis dahin stehenalle existierenden Teilchen miteinanderim thermischenGleichgewicht.(Neutronen, Protonen,Elektronen, Positronen,Photonen & Neutrinos)

kTmc

n

n

p

n2

exp

http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBNS_vs_t.gif

1. Nukleosynthese im frühen Universum

Beim Einsetzen der Elementbildung beträgt dasNeutron/Proton Verhältnis etwa 0.14.

Fast alle freien Neutronen werden für 4He-Synthese verbraucht

np

n

nn

n

HnHen

2)(

4

bzw. np

n

nn

n

XY

2

Mit Y + X = 1 (Massenanteile) erhalten wir fürY = 0,25 was durch Untersuchungen an sehr altenplanetarischen Nebeln bestätigt wurde.

1. Nukleosynthese im frühen Universumh

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1. Nukleosynthese im frühen Universum

Elemente jenseits von A = 8 können hier nichterzeugt werden.

Bei A = 5 (8) existiert keinstabiles Nuklid

SchwerereElemente werdenIn Sternen beihöheren Dichtengebildet.

http://www.physics.ohio-state.edu/~phillips/bang/network.gif

1. Nukleosynthese im frühen Universum

http

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Woher kommen diese Elemente?

2. Nukleosynthese in SternenD

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2. Nukleosynthese in Sternen

Wasserstoffbrennen (pp-Kette)

Zündet ab einer Temperatur von Brenndauer:

KT 6105at 13710

Erzeugt wieder 4He.Die zwischendurch erzeugten Isotope von Be,Li und B werden in der Kette wieder vernichtet.

Unsöld / Baschek – Der neue Kosmos (7.Auflage) S.284

2. Nukleosynthese in Sternen

CNO-Zyklus

KT 7102

Fusioniert effizienter4H zu 4He

Voraussetzungen:Vorhandensein vonC, N, O alsKatalysatoren und

Die ReaktionNach genügend langer Zeit wird 14N auf Kostenvon C und O angereichert.

OpN 1514 ),( ist die langsamste.

http://home.case.edu/~sjr16/media/cno_cycle.jpg

2. Nukleosynthese in Sternen

Heliumbrennen

KT 8102 at 610

CCBeHe 121284 *),(),(Triple--Prozess

-Einfänge ....),(),( 201612 NeOC

Aber:Die Sauerstoff-Reaktion ist sehr langsam, sodass weitere Einfänge kaum noch auftreten!

Das Heliumbrennen erzeugt im Wesentlichen12C, 16O, 20Ne und 24Mg

2. Nukleosynthese in Sternen

Kohlenstoffbrennen

KT 8106 at 300

NeMgCC 20241212 *

Durch -Einfänge auf 20Ne wird 24Mg und 28Si gebildet. Durch Nebenprozesse entsteht auch 16O.

20Ne

Neonbrennen

KT 9105,1 at 1

SiMgNe 282420 ),(),(

2. Nukleosynthese in Sternen

Sauerstoffbrennen

KT 9102 at 4,0

Si

pP

SOO

28

31

32161632S, 31P, 28Si,40Ar (-Einfang)

Siliziumbrennen

KT 9105,3 dt 1

eeFeNi

NiSiSi

225656

562828

56Fe

Woher kommen diese Elemente?

2. Nukleosynthese in Sternen

Photodesintegration

Ab einer Temperatur von etwahaben Photonen genügend Energie um Kerne zuzerlegen (-Teilchen abzusprengen)

KT 9102

ClP 3531

Die Reaktionen bilden eine lange Kette vonaufeinanderfolgenden Prozessen, die gegenseitigim Gleichgewicht stehen.

PCl 3135

...43393531 ScKClP

2. Nukleosynthese in Sternen

Die Elemente bis zum Eisen

Zusätzlich zum -Einfang und Photodesintegrationgibt es unzählige Reaktionen und Gleichgewichts-reaktionen, die nun gleichzeitig ablaufen.

Zusammen mit dem s-Prozess erzeugen diesealle Elemente von Kohlenstoff bis zur Eisengruppe.

Die Reaktionen enden beim Eisen, so dass dieses häufiger auftritt als seine leichteren Nachbarn.

Das meiste Eisen wird jedoch in Typ I Supernovaeerzeugt.

Woher kommen diese Elemente?

3. Synthese im interstellaren Medium

Lithium, Berylliumund Bor treten ingalaktischer Strahlungum das bis zu 106-fache häufiger aufals in Sternen!

In Sternen und währenddes Urknalls könnendiese Elemente wegendes „Flaschenhalses“nicht gebildet werden.

Co

wle

y -

Co

smo

chem

istr

y S

. 204

3. Synthese im interstellaren Medium

Spallation:Zertrümmerung schwerer Kerne durch hoch-energetische Teilchen (Protonen, etc...)

Im interstellaren Medium werden C-, N- und O-Kerne durch Protonen zertrümmert, wobei Li, Be und B erzeugt wird.

Die Wirkungsquerschnitte für diese Reaktionenkönnen in Beschleunigern bis etwa 103 GeVbestimmt werden und liegen im Bereich dergeometrischen Kernausdehnungen.

3. Synthese im interstellaren Medium

Kann mit Hilfe der Spallation überhaupt ein so(relativ) häufiges Vorkommen erklärt werden?

Annahmen:227

3

1020

/1

. cm

cm

SPALL

PROTON

Schwellenenergie für Spallation:

cv

MeVE

rel 2,0

20

Kollisionsfrequenz: avf relSPALLPROTON910/78,3.

Aus Häufigkeitsverteilung: 1,0/ CNOLiBeB nn

Zeit bis zu dieser Anreicherung: aft 7106,2/1,0

Woher kommen diese Elemente?

4. Neutroneneinfang

s-Prozess in AGB-Sternen (slow-process)

Neutronen können als ungeladene Teilchen dieCoulomb-Barriere der Kerne leicht überwindenund sich anlagern.

s-Prozess verläuft langsam gegenüber demkonkurrierenden Zerfall, d.h. vereinfacht:Wann immer ein Zerfall auftreten kann,so tut er dies auch.

Dieser Prozess folgt einem wohldefinierten Pfad.

4. Neutroneneinfang

Cowley - Cosmochemistry S.215

4. Neutroneneinfang

s-Prozess findet statt, sobald Neutronenvorhanden sind. Dabei gilt jedoch 31110 cmNn

Vereinfacht: Jedes Nuklid hat einen eindeutigenNachfolger.

vNNvNNdt

dNiiiniiin

i 111

vRelativ-geschwindigkeitNeutron/Nuklid

Wirkungs-querschnitt

EA

S P

ub

licat

ion

Ser

ies

7 (2

003)

S. 1

80

4. Neutroneneinfang

Woher kommen die Neutronen?

OnCeNpC e16131312 ,,, •

benötigt 12C aus He-Kern und Protonen aus H-Brennschale.

• benötigt C,N,O aus He-Brennschale und 14N aus CNO-Zyklus in H-Brennschale. Erzeugt währende He-Flash kurzzeitig Neutronen.

MgnNeOeFN e2522181814 ,,,,

Durchmischung der einzelnen Schichtenist für Neutronenproduktion notwendig!

4. Neutroneneinfang

r-Prozess in Typ II Supernovae (rapid-process)

Elemente jenseits des -stabilen 83Bi können durchden s-Prozess nicht erzeugt werden.

r-Prozess benötigt noch höhere Neutronendichten,wie sie in Supernovae auftreten.

Er erzeugt neutronenreiche Nuklide, da er schnellgegenüber dem konkurrierenden Zerfall abläuft.

Neutronen kommen aus der Neutralisierung von p:

325103 cmN n

enep

4. Neutroneneinfang

Cowley - Cosmochemistry S.215

4. Neutroneneinfang

Cowley - Cosmochemistry S.223

4. Neutroneneinfang

Der r-Prozess folgt keinem wohldefinierten Pfad.

Neutronen werden angelagert, bis ein Gleichgewichtzwischen der n und der nReaktion vorliegt.

Unter der Annahme, dieser GG-Punkt sei wohldefiniert, gilt:

Probleme:• GG-Punkt ist verschmiert.• Was passiert, wenn alle Neutronen aufgebraucht sind?

ZZZZZ NN

dtdN 11 -Zerfalls-

rate

4. Neutroneneinfang

p-Prozess

Anlagerung von Protonen erzeugt die protonen-reichen Nuklide.

Dies ist ein sekundärer Prozess, der auf Nuklidenaufbaut, die bereits durch s- oder r-Prozess erzeugtwurden.

Aufgrund der zu überwindenden Coulombbarrieresind die Raten etwa um eine Größenordnungniedriger. Die Herkunft der freien Protonen istnoch ungeklärt.

4. Neutroneneinfang

Produktion der Elemente schwerer als Fe

Alle drei Prozessehaben Maxima beiKernen mit „vollen“Kernschalen.

Offene Frage:

Wieso erzeugen s-und r-Prozess diegleichen Häufigkeiten,obwohl sie unab-hängig voneinanderablaufen?

Co

wle

y -

Co

smo

chem

istr

y S

.225

Zusammenfassung

5. Das Alter des Universums

Altersbestimmung anhand von 238U analog zur14C-Methode.

238U ist das seltenste Element und kann nur insehr alten metallarmen Sternen gemessen werden.

238U wird im gleichen Prozess erzeugt (r-Prozess),wie seine stabilen Nachbarn. (Hier Os) Diese alten Sterne haben die gleichen Metallverteilungen wieunsere Sonne jedoch nur mit 12% der solarenHäufigkeit.238U ist allerdings nur zu 6% vorhanden.

aTH91047,4

Alter aus dem Verhältnis 238U / Os

5. Das Alter des Universumsw

ww

.eso.o

rg/o

utreach

/press-rel/p

r-2001/pr-02-01.h

tml

5. Das Alter des Universums

Synthetische Spektren fürfest angenommene Häufigkeiten der stabilenElemente und 4 variablenHäufigkeiten von 238U.

Die rote Kurve reproduziertdie Messdaten „am Besten“.

Diese gehört zu einer 238U-Häufigkeit von 6% der derSonne.

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5. Das Alter des Universums

Das Verhältnis bei der Bildungeines Sterns folgt aus Modellrechnungen, diebeachten, dass sich das Verhältnis der stabilenr-Prozess-Elemente mit der Zeit nicht ändert. Mit Hilfe des radioaktiven Zerfallsgesetzeskann das Alter des Sterns bestimmt werden.

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Tt

H

2lnexp0 atStern

910)5,15,12(

Das Universum ist mindestens12,5·109 Jahre alt.

02380 /OsU

Literatur

Unsöld / Baschek – Der neue Kosmos (7.Auflage) Springer-Verlag 2005

Cowley – Cosmochemistry (Chapter 10: Energy Generation in stars and Nucleosynthesis) ???

Knödleder – Supernova Nucleosynthesis EAS Publication Series, 7 (2003) 177 – 215

Herwig – Evolution of Asymptotic Giant Branch Stars Annu. Rev. Astron. Astrophys. 2005. 43:435 – 79

How old is the universe? ESO Press Release 02/01 www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/pr-02-01.html

Cayrel / Hill et al. - Measurement of stellar age from uranium decay Nature Vol. 409 S. 691 - 692