H-Brennen; CNO-Zyklus

Kernphysiklisches Seminar (SS04)

Institut für KernphysikUniversität MünsterManfred Wiencierz

Übersicht

• Einleitung– Primordiale Nukleosynthese– Interstellare Materie

• H-Brennen (stellare Nukleosynthese)– p-p-Kette– CNO-Zyklus

• Schluß– Weitere Prozesse der stellaren Nukleosynthese

(He-Brennen)

primordiale Nukleosynthese

• Nach dem Urknall → freie Quarks• Expansion des Universums →

Verringerung der Temperatur• Je mehr Zeit verging, desto kälter

wurde das Universum• Ca. 3min später → T=7,5·109 K

– Aus freien Quarks bilden sich Protonen und Neutronen

primordiale Nukleosynthese

⇒ Grundlage für die Sythese der ersten Elemente

1. Entstehung des Deuterons:

2. Entstehung von Triton und Helion (wobei und ):

a) Triton: b) Helion:

p n d

21d H

31t H 3

2He und d n t d d t p und d p d d n

primordiale Nukleosynthese

3. Entstehung des -Teilchens:a) b)

• Möglichkeit für die Entstehung von über Reaktionsweg:

t p n n

126C

1 2 3 4 7H(n,γ) H(n,γ) H(d,n) He(t,γ) Li1 1 1 2 37 8 11 12 + 12Li(n,γ) Li(α,n) B(n,γ) B(e υ) C3 3 5 5 6

primordiale Nukleosynthese

• Entstehung des Kohlenstoffs möglich, Wahrscheinlichkeit aber sehr gering

⇒ Es gibt sehr wenig primoridal erzeugter Kohlenstoff

Interstellare Materie

• Interstellarer Raum = Raum zw Sternen

• Nichtleerer Raum der aus Gas- und Staubwolken besteht (76% H; 23% He)

• Diese Wolken sind die IM• Es befindet sich 10x mehr Masse in

der IM als in allen Sternen zusammen

Interstellare Materie

• Eigenschaften:– Sehr geringe Dichte (besser als jedes

herstellbare Vakuum)– Sehr großes Volumen (→ riesige

Ausdehnung der Wolken)

• Besondere Bsp. der interstellaren Materie– Helle Wolken– Dunklen Wolken

Interstellare Materie

• Helle Wolken:– Sie werden durch

benachbarte Sterne zum leuchten angeregt

Interstellare Materie

• Dunkle Wolken:– Das Licht von

hinterliegenden Sternen wird weitgehend absorbiert

Interstellare Materie

• Was passiert nun mit der interstellaren Materie?– Dichte- und Schockwellen können einen

Kollaps der IM verursachen⇒ Anstieg des Drucks und damit der Temperatur

– Sobald p und T groß genug und m ausreichend

⇒ Zündung des H-Brennens

– Einstellung des Gleichgewichts von Gravitation, Temperatur und Strahlung

Stellare Nukleosynthese: H-Brennen

• Durch den enormen Vorrat an H verweilen die Sterne die meiste Zeit ihres Lebens im H-Brennen→ Die meisten beobachtbaren Sterne

sind gerade in dieser Phase

• Was passiert beim H-Brennen?– Einfach gesagt: ⇒ Das -Teilchen bleibt als Asche zurück

424p H 2e 2υ

Stellare Nukleosynthese: H-Brennen

• Das H-Brennen erfolgt in einer Reak-tionskette und verschiedenen Zyklen– p-p-Kette

• p-p-I-Kette • p-p-II-Kette • p-p-III-Kette

– Zyklen• CNO-Zyklus (•NeNa-Zyklus und MgAl-

Zyklus)

H-Brennen: p-p-Kette

H-Brennen: p-p-Kette

• Wegen der kurzen Halbwertszeit sind in Sternen keine Neutronen vorhanden→ Für die Synthese eines d muß

ersteinmal ein p in ein n umgewandelt werden:

– erfolgt ausschließlich auf Grund der schwachen WW→ Kleinerer WQ und dadurch geringere

(20GO) Reaktionsrate als bei Reaktionen die auf der starken oder elmagn. WW beruhen

p p d e

H-Brennen: p-p-Kette

– Flaschenhals der p-p Kette– Bestimmt die Geschwindigkeit der

H→He-Umwandlung

• – Erfolgt auf Grund der elmagn. WW

→ höhere Reaktionsgeschwindigkeit

• Diese beiden Prozesse sind die Ausgangs-reaktionen für alle 3 Ketten

p d

H-Brennen: p-p-Kette

• p-p-I Kette endet mit folgender Reaktion

– p-p-I Kette mit P=86% die wichtigste

• Ausgangspunkt der anderen Ketten ist

– Durch die primordial und stallar enstan-denen kann das vernichtet werden

p p

74 Be

H-Brennen: p-p-Kette

• Nächste Reaktion der p-p-II ist der e-- Einfang:– Atome fast vollständig ionisiert

→ e- muß außerhalb des Atomkerns eingefangen werden

→ Verringerung der Reaktionsgeschwindigkeit

– •Hohe Reaktionsgeschw. und letzte

Reaktion der p-p-II Kette

7 74 3Be Lie

73Li p

H-Brennen: p-p-Kette

• Bei der nächsten Reaktion der p-p-III Kette wird das entst. Be vernichtet

+-Zerfall in den angeregten Zustand

– Angeregter Zustand zerfällt in 2

– Ende der p-p-III Kette

7 84 5Be Bp

8 8 *5 4B Be e

8 *4 Be

H-Brennen: p-p-Kette

• Netto:– In allen 3 Ketten wird die gleiche

Energie frei: Q=26,73 MeV. ABER!– Entstandene tragen nicht zur nicht

zur Energieproduktion im Stern bei ⇒

424p H 2e 2υ

Kette 1 2 3

Qeff

In MeV

26,20

25,66

19,17

H-Brennen: CNO-Zyklus

H-Brennen: CNO-Zyklus

• Vorraussetzung: Existenz eines Zyklus-Elements

• Zyklus-Element wird NICHT verbraucht!→ Katalysator-Wirkung→ Nur geringe Mengen Notwendig

• Enstehung des Zyklus-Elements– Primordial (Kohlenstoff)– Überreste explodierter Sterne

H-Brennen: CNO-Zyklus

• CNO-Hauptzyklus:

• Nur dieser Zyklus trägt zur Energiepro-duktion im Stern bei

• Netto:

12 13 13 146 7 6 7

14 15 15 127 8 7 6

C(p,γ) N(e υ) C(p,γ) N

N(p,γ) O(e υ) N(p,α) C

4 2 2p e

H-Brennen: CNO-Zyklus

• • • •

(←Wichtig!)• •

12 136 7C+p N+γ

13 13 +7 6N C+e +υ13 146 7C+p N+γ

14 157 8N+p O+γ

15 15 +8 7O N+e +υ15 127 6N+p C+α

H-Brennen: CNO-Zyklus

• Besondere Bedeutung der Reaktion:

– Hohe Coulomb-Barriere→ kleine Reaktionsrate→ Flaschenhals des Hauptzyklus

14 157 8N+p O+γ

H-Brennen: CNO-Zyklus

• CNO-Neben(I)Zyklus:

– Beachtlich hohe Coulomb-Barriere → P=0,1% ⇒ Unwichtig für E-

Produktion– Wichtig für Synthese schwerer

Elemente

15 16 17 + 17 147 8 9 8 7N(p, ) O(p, ) F(e ) O(p, ) N

15 16 16 177 8 8 9N+p O+γ || O+p F+γ

17 17 + 17 149 8 8 7F O+e +υ || O+p N+α

H-Brennen: CNO-Zyklus

• Weitere Nebenzyklen:

II. III. IV.

• Begin des NeNa- und AlMg-Zyklus– Sehr hohe Coulomb-Barrieren– Notwendig: sehr hohe Temperaturen– Keine E-Produktion, wichtig für Synthese

17 18 + 18 158 9 8 7O(p,γ) F(e υ) O(p,α) N

18 19 168 9 8O(p,γ) F(p,α) O

19 209 10F(p,γ) Ne

H-Brennen: CNO-Zyklus

H-Brennen

• Wann dominiert was?

H-Brennen

• T>20106 K → Dominanz des CNO-Zyk.• T<20106 K → Dominanz der pp-Kette

• Energiebilanz:– Auch beim CNO-Zyklus: Q=26,76 MeV– Emittierte besitzen geringe Energie

→Qeff(CNO) Q=26,76 MeV• Qeff(pp)26,20 MeV

Helium-Brennen

– Im Inneren kein H mehr (nur außen)→ keine E-Produktion

→ Kontraktion → T und p werden größer

– Von außen wird He nachgeliefert→ He-Kern wird immer massiver

→ weitere Kontraktion

Helium-Brennen

– Sind p und T groß genug (und m=0,5⋅Ms)→ Zündung des He-Brennens

– He-Brennen in zwei Schritten:1.

2.

Tripple- Prozess

84α α Be

8 124 6

8 124 6

Be C

Be C e e

Helium-Brennen

Nukleare Brennphasen

Dauer der Phasen