Die Entstehung der Elemente 1661 Robert Boyle: Elemente sind Grundstoffe, die sich nicht weiter...
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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
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Ent
wic
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r Milc
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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.