SIND WIR STERNENSTAUB?

Die Synthese der Elemente

Manfred Kerschbaumer, August 2015

THEMEN FÜR DIESEN VORTRAG

• Materie - Elemente

• Elemente - Atome

• Objekte in unserem Sonnensystem

• Woher kommt die Materie in unserem Sonnensystem (im Universum)?

• Elemententstehung in Sternen

• Lebenslauf von Sternen

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DIDAKTISCHE ÜBERLEGUNGEN

Die genannten Themen (Fragen) werden im Rahmen physikalischer und chemischer Überlegungen behandelt ⇒

geeignet für den Unterricht aus den beiden Fächern (mehr Physik) für Sekundarstufe I (8. Schulstufe) und II (9. bis 12. Schulstufe)

Übungen sind meist einfache Rechenbeispiele (grün: I, rot: II, blau: für Lehrende)

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MATERIE - ELEMENTE

Wir befassen uns mit der Materie, die wir im Universum sehen und sprechen von baryonischer Materie (von griechisch: βαρύς = schwer)

Der Großteil der Materie im Universum ist allerdings nicht sichtbar, man spricht von dunkler Materie (83%), die postuliert wurde, um die gravitativen Verhältnisse im Universum zu erklären.

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https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Milky_Way_from_Flickr.jpg (1.8.2015)

ELEMENTE - ATOME

Das heute als richtig anerkannte Wissen über den Aufbau Materie ist nur 200 Jahre alt!

John Dalton nahm den Atombegriff des Demokrit auf, um die Verbindungs-verhältnisse in chemischen Reaktionen zu erklären (1808, Gesetz der multiplen Proportionen).

Im Gegensatz zu Demokrit bestehen laut Dalton allerdings nicht alle Dinge aus Atomen (griechisch ἄτομος = unteilbar) sondern nur die chemischen Grundstoffe, die Elemente .

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John Dalton, 1766-1844 https://commons.wikimedia.org/wiki/File:John_Dalton.jpeg

(1.8.2015)

ELEMENTE - ATOME

Die Daltonsche Atom- und Elementtheorie zusammengefasst:

• Ein Element besteht aus lauter gleichen Atomen.

• Atome sind die kleinsten Teilchen der Materie.

• Die kugelförmigen Atome verschiedener Elemente unterscheiden sich durch Größe und Masse voneinander.

• Die Elemente verbinden sich in bestimmten Atomverhältnissen miteinander.

Weitere Informationen zu Atomen:

• Durchmesser von Atomen etwa 10-10 m

• Masse von Atomen etwa 10-24 bis 10-22 g

• Einheit der Masse im atomaren Bereich = Einheit der Atommasse: 1 u ≅ 1,66054·10-24 g (ungefähr die Masse eines Wasserstoffatoms)

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ÜBUNGEN 1- ELEMENTE - ATOME

a) Welche der Daltonschen Behauptungen ist/sind nach heutigen Gesichtspunkten falsch?

b) Welche Masse hat ein Goldatom in der Einheit kg? Suche dafür die Atommasse aus deinem Periodensystem und verwende die atomare Masseneinheit.

c) Welche Dichte hat ein Goldatom? Der Durchmesser eines Goldatoms beträgt 286 pm. Die Dichte von Gold hat einen Wert von 19,3 g·cm-3. Erkläre den Unterschied!

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ELEMENTE - ATOME

Etwa 100 Jahre nach Dalton entdeckte Ernest Rutherford mit Hilfe seines Streuversuches (α-Strahlen an Goldatomen), dass Atome eine innere Struktur besitzen:

• einen massereichen, sehr kleinen (10-14 m) Kern, besteht aus positiv geladenen Protonen und allenfalls ungeladenen Neutronen

• eine massearme, viel größere (10-10 m) Hülle, besteht aus negativ geladenen Elektronen

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Ernest Rutherford, 1871-1937 https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Sir_Ernest_Rutherford.jpg?uselang=de

(1.8.2015)

Experimentelle Basis für den inneren Aufbau der Atome waren die Entdeckung der Kathodenstrahlung (J.J. Thompson 1897) und der Radioaktivität (H. Becquerel, 1896).

ELEMENTE - ATOME

Alle Atome eines Elementes besitzen die gleiche Anzahl von Protonen und Elektronen und sind daher elektrisch neutral.

Die Anzahl der Neutronen ist etwa gleich der Protonenzahl, kann aber in jedem Element variieren.

⇒ Es gibt Atome mit gleicher Protonenzahl, aber verschiedener Neutronenzahl. Alle diese Atome belegen im Periodensystem den gleichen Platz (griechisch ἴσος = gleich und τόπος = Ort, Stelle) ⇒

ISOTOPE

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Eine sprachliche Feststellung: Isotope kann nur in der Mehrzahl definiert werden (Pluraletantum), wenn man ein „Isotop“ meint, ist der Ausdruck Nuklid (von lateinisch nucleus = Kern) richtiger.

ÜBUNGEN 2- ELEMENTE - ATOME

Für das Lösen der folgenden Aufgaben definieren wir:

𝑆𝑦𝑍𝐴

Sy = Elementsymbol; Z = Protonenzahl;

A = Nukleonenzahl = Massenzahl = Protonenzahl+Neutronenzahl

Weiter gilt: Z = E (Elektronenzahl) für ein Atom

Z ≠ E für ein Ion

Z > E für ein Kation; Z < E für ein Anion

Aus welchen und wie vielen Elementarteilchen bestehen die folgenden Atome oder Ionen?

a) 𝐶;614 b) 𝑈;?

238 c) ? ;2965 d) 𝐶𝑙−;?

35 e) ?2+ ;3887

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ÜBUNGEN 2- ELEMENTE - ATOME

Auf der Erde kommen die Elemente als Isotopengemische vor. Die Isotope eines Elementes können stabil oder instabil sein. Im zweiten Fall strahlen sie radioaktiv.

Natürliches Chlor auf der Erde besteht zu 75,8% aus dem Nuklid 𝐶𝑙1735 mit der

Atommasse von 34,969 u und zu 24,2% aus dem Nuklid 𝐶𝑙1737 mit der

Atommasse 36,966 u.

b) Berechne die Masse eines „mittleren“ Chloratoms und vergleiche den Wert mit der Atommasse von Chlor im Periodensystem.

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OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM

• Planeten

• Trabanten (Monde)

• Asteroiden

• Kleinplaneten

• Kometen

• Sonne (Stern)

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Bevor wir zur Beantwortung der Frage nach der Elementent-stehung in unserem Sonnensystem (und damit auch in anderen Sternensystemen) kommen, wollen wir noch kurz die wichtigsten Objekte unseres System, das nur ein winziger Teil der Milchstraße ist, betrachten:

https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Solar_sys8.jpg?uselang=de (2.8.2015)

OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM PLANETEN

• Kreisen um die Sonne

• Haben ausreichend Masse für Kugelgestalt

• Haben ihre Bahn „leergeräumt“

• Sol-Planeten: 4880 km – 140000 km

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Übungen 3: a) Wie heißen die Planeten 1 – 8?

https://de.wikipedia.org/wiki/Planet (2.8.2015)

OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM INNERE PLANETEN

• Heißen auch terrestrische Planeten

• Merkur, Venus, Erde, Mars

• Klein, hohe Dichten, „steinige Planeten“

• Keine oder wenige Monde: Erde(1), Mars(2)

• Keine oder eher dünne Atmosphären

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Übungen 3: b) Das Gewicht eines Körpers berechnet sich nach der Formel von Isaac Newton: 𝐺 = 𝑔𝑃𝑙𝑎𝑛𝑒𝑡 ∙ 𝑚𝐾ö𝑟𝑝𝑒𝑟

Dabei wird G in N, g (Fallbeschleunigung, in m/s2)und m in kg angegeben. Welches Gewicht hat ein Mann mit 80 kg Körpermasse auf der Erde (𝑔𝑀𝑎𝑟𝑠 = 9,81𝑚/𝑠2)? bzw. auf dem Mars (𝑔𝑀𝑎𝑟𝑠 = 3,69 𝑚/𝑠2)? Wie viele Male schwerer ist der Mann auf der Erde?

OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM INNERE PLANETEN

Abstand zur Sonne 58 Mio km=0,39 AE

Umlaufzeit 88 d

Durchmesser 4880 km

Dichte 5,43 g/cm3

Rotationsperiode 58,6 d

Atmosphärendruck 10-15 bar

Temperatur 100-700 K

Abstand zur Sonne 108 Mio km=0,72 AE

Umlaufzeit 224 d

Durchmesser 12100 km

Dichte 5,24 g/cm3

Rotationsperiode 243 d

Atmosphärendruck 92 bar

Temperatur 710-770 K

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https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Mercury_Mariner10.jpg?uselang=de (2.8.2015)

https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Venus-real_color.jpg (2.8.2015)

Merkur

Venus

OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM INNERE PLANETEN

Abstand zur Sonne 150 Mio km=1 AE

Umlaufzeit 365,26 d

Durchmesser 12750 km

Dichte 5,52 g/cm3

Rotationsperiode 24 h

Atmosphärendruck 1 bar

Temperatur 184-331 K

Abstand zur Sonne 228 Mio km=1,52 AE

Umlaufzeit 627 d

Durchmesser 6770 km

Dichte 3,93 g/cm3

Rotationsperiode 24,5 h

Atmosphärendruck 6.10-3 bar

Temperatur 140-300 K

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https://commons.wikimedia.org/wiki/File:The_Earth_seen_from_Apollo_17.jpg (2.8.2015)

https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Mars_and_Syrtis_Major_-_GPN-2000-000923.jpg?uselang=de (2.8.2015)

Erde

Mars

OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM ÄUSSERE PLANETEN

• Gasriesen

• Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun

• groß, niedrige Dichten

• Viele Monde: Jupiter (67), Saturn (62), Uranus (27), Neptun (14)

• Mächtige und z.T. dichte Atmosphären

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OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM ÄUSSERE PLANETEN

Abstand zur Sonne 778 Mio km=5,2 AE

Umlaufzeit 11,9 a

Durchmesser 133-143 Mm

Dichte 1,33 g/cm3

Rotationsperiode 10 h

Atmosphärendruck ---

Temperatur 112-165 K

Abstand zur Sonne 1433 Mio km=9,58 AE

Umlaufzeit 29,5 a

Durchmesser 108-120 Mm

Dichte 0,69 g/cm3

Rotationsperiode 10,8 h

Atmosphärendruck ---

Temperatur 134 K

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https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Jupiter_by_Cassini-Huygens.jpg (2. 8. 2015)

https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Saturn_from_Cassini_Orbiter_(2004-10-06).jpg (2. 8. 2015)

Jupiter

Saturn

OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM ÄUSSERE PLANETEN

Abstand zur Sonne 2872 Mio km=19,2 AE

Umlaufzeit 84,0 a

Durchmesser 50,5 Mm

Dichte 1,27 g/cm3

Rotationsperiode 17,2 h

Atmosphärendruck ---

Temperatur 76 K

Abstand zur Sonne 4495 Mio km=30 AE

Umlaufzeit 165 a

Durchmesser 49 Mm

Dichte 1,64 g/cm3

Rotationsperiode 16 h

Atmosphärendruck ---

Temperatur 72 K

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https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Neptune.jpg (2.8.2015)

https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Uranus2.jpg (2. 8. 2015)

Uranus

Neptun

OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM MONDE

• Natürliche Begleiter von Planeten

• Verschiedene Entstehungs-mechanismen

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http://meich.de/archives/3888&h=782&w=770&tbnid=Xv117HFqSf8ShM:&tbnh=136&tbnw=134&usg=__Q9H6I79RscRxPkojIObOxiDELic=&docid=_DgZXPj4cRhthM&sa=X&ved=0CCMQ9QEwAGoVChMIv4GtibyKxwIVCxIsCh0E3AHp (2. 8. 2015)

OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM ASTEROIDEN-KLEINPLANETEN

Als Asteroiden, Kleinplaneten oder Planetoiden werden kleine Objekte bezeichnet, die sich auf keplerschen Umlaufbahnen um die Sonne bewegen.

Asteroiden: weniger als 100 km Durchmesser, daher keine Kugelform.

Zwergplaneten: einige 100 bis 3000 km Durchmesser, Kugelform

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Ida, Asteroid im Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter: 59,8 × 25,4 × 18,6 km;

https://commons.wikimedia.org/wiki/File:243_ida.jpg (2.8.2015)

Pluto + Monde, Zwergplanet im Kuipergürtel außerhalb der Neptunbahn 2390 km DM; 5,9 Mio. km entfernt; T = 40 K

https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Pluto_and_its_satellites_(2005).jpg (2.8.2015)

OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM KOMETEN

KOMETEN

• kreisen um die Sonne auf elliptischen Bahnen oder

• kommen auf Hyperbelbahnen der Sonne nahe und verschwinden dann wieder aus dem Sonnensystem,

• sind relativ klein,

• bilden in der Nähe der Sonne eine Koma (leuchtende Gaswolke) und einen von der Sonne abgewandten Schweif,

• Koma und Schweif können sehr hell leuchten,

• stammen aus der sogenannten Oortschen Wolke.

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OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM KOMETEN

Beispiel für einen periodischen Kometen auf einer Ellipsenbahn: Halleyscher Komet

Perihel 0,59 AE

Aphel 35,1 AE

Durchmesser 15,3 × 7,2 × 7,2 km

Umlaufzeit 75,3 a

Letzter Perihel-durchgang

15. 2. 1986

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https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Lspn_comet_halley.jpg

ÜBUNG4 - OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM

Ceres, im Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter

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Asteroid, Zwergplanet oder Komet?

https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Re

ndezvous_with_Eros.jpg?uselang=de

(2.8.2015)

Eros, erdnahe

https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Ceres_optimized.jpg?uselang=de (2.8.2015)

Hale-Bopp, Bild aufgenommen am 11. März 1997 https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Halebopp031197.jpg (2.8.2015)

OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM SONNE (STERNE)

• sind massereiche, selbstleuchtende Gaskugeln,

• „erzeugen“ die Energie durch Kernfusion,

• haben 3000° - 100000°C Oberflächentemperatur.

• Zentrumstemperatur: mehrere(viele) Millionen Grad

• Sehr oft: Doppelsterne oder Sterne mit Planeten

• Verschiedene Sterntypen stellen auch Sterne in unterschiedlichen Entwicklungsstadien dar ⇒ Sterne im Größenvergleich

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Mit dem wichtigsten Objekt in unserem System, der Sonne, nähern wir uns der eigentlichen Frage der Elemententstehung. Dabei spielen Sterne, und die Sonne ist ein solcher, eine zentrale Rolle.

Sterne

STERNE - GRÖSSENVERGLEICH

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https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Star-sizes.jpg (2.8.2015)

MATERIE IM UNIVERSUM

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• Materie existiert nur in(mit/durch…) Raum und Zeit.

• Wir sprechen hier nur von baryonischer Materie.

• Die Elementsynthese ist die Synthese der Atomkerne (die Hülle spielt hier keine Rolle!).

Ursprüngliche Problemstellung: Wie entstand/entsteht Materie? Dazu grundsätzlich:

MATERIE IM UNIVERSUM – DIE ERSTEN 3 MINUTEN

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Raum, Zeit und Materie entstehen durch den Urknall vor 13,8·109 Jahren

https://commons.wikimedia.org/wiki/File: Universe_expansion-de.png?uselang=de (8.8.2015)

In den ersten 3 Minuten kommt es zur ersten Elementsynthese, die aber nur Wasserstoff (75%) und Helium (25%) liefert. Alle anderen Elemente entstehen in den Sternen oder auf Planeten.

MATERIE IM UNIVERSUM – DIE ERSTEN 3 MINUTEN

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Abschnitt Zeitspanne Temperatur/

Energie

Bemerkungen

Planck-Ära 10-43 s 1032 K Eine fundamentale Kraft: Urkraft

Zeitraum der Physik nicht zugänglich

GUT-Ära 10-35-10-30 s >2·1016 eV

Symmetriebrechung: starke und schwache

Kernkraft sowie elektromagnetische Kraft

entkoppeln von der Gravitation

Inflation 10-35-10-32 s <1016 eV Ausdehnung des Universums um den Faktor

1030-1050, seither normale Ausdehnung

primordiale

Nukleo-

synthese

0,01 s - 3 min 1010 – 108 K Entstehung von H, D, He, (Li)

MATERIE IM UNIVERSUM – DIE ERSTEN 3 MINUTEN

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https://de.wikipedia.org/wiki/Datei:History_of_the_Universe.svg (8.8.2015)

MATERIE IM UNIVERSUM – DIE ERSTEN 3 MINUTEN

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10-30 s

1025 K

1013 K

10-6 s

1 s

1010 K

10 s

109 K

3 min

107 K

ÜBUNG 5 - MATERIE IM UNIVERSUM

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Finden/Ergänzen Sie Gleichungen für die folgenden Vorgänge der primordialen Nukleosynthese:

𝐻 + → 𝐻𝑒 + 𝛾003

11

𝑛 + → 𝐻 + 𝛾003

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𝐻 + 𝐻12 →1

2

+ → 𝐻𝑒24

+ → 𝐻𝑒24

ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN

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Außer in ganz seltenen Fällen der Bildung von 7Li und 7Be in den ersten 3 Minuten bilden sich alle höheren Elemente bis Fe in den Sternen durch Kernfusion.

Etwa 400 000 Jahre nach dem Urknall wird das Universum „durchsichtig“, Elektronen und Kerne vereinigen sich zu Atomen, es existiert aber noch kein Stern ⇒ „dunkles Zeitalter“.

Etwa 400 000 000 Jahre nach dem Urknall entstehen die ersten Sterne, danach formen sich Galaxien ⇒ „heutiges Universum“.

Alle Elemente jenseits von Fe im PSE entstehen erst am Ende eines Sternenlebens ⇒ Lebenslauf von Sternen

ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN

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Um die Kernfusion bis zum Eisen in den Sternen zu verstehen, betrachten wir das folgende Diagramm:

https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Binding_energy_curve_-_common_isotopes_DE.svg (13.8.2015)

ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN M

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fred

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Das Wasserstoffbrennen ist also der Prozess, in dem am meisten Energie in einer Fusion zu gewinnen ist und daher der „Normalprozess“ in einem Sternendasein. Es gibt, je nach Sternengröße (und Core-Temperatur) zwei Prozesse (P-P-Zyklus links, Bethe-Weizsäcker-Zyklus rechts):

https://commons.wikimedia.org/wiki/File:FusionintheSun.svg (14.8.2015)

https://commons.wikimedia.org/wiki/File:CNO_Cycle_de.svg (14.8.2015)

ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN

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Das Heliumbrennen (und weitere Fusionsreaktionen) setzen ein, wenn der Wasserstoff im Zentrum verbraucht ist. Alle höheren Fusionsprozesse benötigen höhere Temperaturen und Dichten, treten also vermehrt in massereichen Sternen auf.

https://commons.wikimedia.org/wiki/File:

Triple-Alpha_Process.svg (14.8.2015)

3-α-Prozess, Salpeterprozess Kohlenstoffbrennen (4 Sonnenmassen, 6·108 K

𝐶 + 𝐻𝑒 → 𝑂16 + 𝛾412

𝐶 + 𝐶 → 𝑀𝑔24 + 𝛾1212

𝐶 + 𝐶 → 𝑁𝑎23 + 𝐻11212

𝐶 + 𝐶 → 𝑁𝑒20 + 𝐻𝑒41212

ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN

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Sauerstoffbrennen (8 Sonnenmassen, 1,5·109 K)

𝑂 + 𝑂 → 𝑆32 + 𝛾1616

𝑂 + 𝑂 → 𝑃31 + 𝐻11616

𝑂 + 𝑂 → 𝑆𝑖28 + 𝐻𝑒41616

Siliciumbrennen (8 Sonnenmassen, 2,7·109 K)

𝑆𝑖 + 𝑆𝑖 → 𝑁𝑖56 + 𝛾2828

𝑁𝑖 →56 𝐶𝑜 + 𝑒+ + 𝜈𝑒56

𝐶𝑜 →56 𝐹𝑒 + 𝑒+ + 𝜈𝑒56

Übung 6: Schreibe Bruttogleichungen für a) P-P-Zyklus, b)Bethe-Weizsäcker-Zyklus und c)Salpeterprozess auf.

ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN

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Wie geht es ab Eisen weiter?

s-Prozess („slow“) r-Prozess („rapid“)

• kleinere Sterne • langsame n-Anlagerung • bis Massenzahl 210

• größere Sterne • rasche n-Anlagerung • Supernova • Massenzahl >210

ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN

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s-Prozess („slow“)

• Kern des Sternes: Fe • Schalenbrennen: He-Fusion • Neutronenfluss: 105 bis 109 Neutronen pro cm2 und s • Anlagerung an Fe-Kerne ⇒ neues Fe-Nuklid • anschließend β- -Zerfall: 𝑛 → 𝑝 + 𝑒 + 𝜈 ∗ ⇒ • Element mit höherer Ordnungszahl

https://commons.wikimedia.org/wiki/File:S-process-elem-Ag-to-Sb.svg (15.8.2015)

ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN

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r-Prozess („rapid“)

• Supernova-Explosion • Neutronenfluss: 1022 pro cm2

und s • Anlagerung von n liefert sehr

neutronenreiche Isotope • Zerfallen zu stabilen und

instabilen schweren Nukliden (A>210)

• durch anschließenden β- -Zerfall: 𝑛 → 𝑝 + 𝑒 + 𝜈 ∗ ⇒

• Element mit höherer Ordnungszahl

https://commons.wikimedia.org/wiki/File:SN1994D.jpg?uselang=de (15.8.2015)

Die Supernova 1994D unter der Galaxie NGC 4526 55 Mio Lj Entfernung

NUKLIDENTSTEHUNG AUF DER ERDE

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Einschub: Auch auf der Erde können neue Isotope von Elemente entstehen, natürlich nur durch Kernreaktionen (natürlich oder künstlich).

3 (willkürliche) Beispiele: • Woher stammt Helium auf der Erde? • Wieso ist Argon das häufigste Edelgas in der Luft? • Wie stellt man Co-60 für die Nuklearmedizin her?

NUKLIDENTSTEHUNG AUF DER ERDE

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Woher stammt das Helium auf der Erde?

Helium ist sehr leicht, kann sich daher in der Erdatmosphäre nicht halten ⇒ Hauptquelle von He: Erdgas. Quelle des Heliums sind die Teilchen, die beim α-Zerfall eines radioaktiven Nuklids entstehen und die sich 2 Elektronen einfangen, z.B.:

23892U → 42He + 234

90Th

NUKLIDENTSTEHUNG AUF DER ERDE

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Wieso ist Argon das häufigste Edelgas in der Luft?

Natürliches Kalium enthält auch wenig K-40 (0,012%), das radioaktiv ist. Es zerfällt mit einer Halbwertszeit von 1,28·109 Jahren zu Argon (β+-Zerfall):

4019K → 40

18Ar + 01e + ν

NUKLIDENTSTEHUNG AUF DER ERDE

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Wie stellt man Co-60 für die Nuklearmedizin her?

Co-60 kommt nicht in der Natur vor. Es ist instabil und zerfällt zu Ni-60 (β- -Zerfall), das sich durch energiereiche γ-Strahlung stabilisiert, die zu diagnostischen oder therapeutischen Zwecken verwendet werden kann. Co-60 wird ausschließlich künstlich durch Neutroneneinfang von Co-59 in Kernreaktoren gewonnen.

5927Co + 10n → 60

27Co

https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Cobalt-60_Decay_Schemep.svg (15.8.2015)

ÜBUNG 7 - NUKLIDENTSTEHUNG AUF DER ERDE

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Schreibe Zerfallsgleichungen für a) den α-Zerfall von Ra-228, b) den β- -Zerfall von C-14 und c) alle Zerfallsvorgänge des Co-60-Schemas auf.

LEBENSLAUF VON STERNEN

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Die Abbildung zeigt ab ❸ nicht nur verschiedene Sterne sondern vor allem Sterne in verschiedenen Entwicklungsstadien.

Der Lebenslauf von Sternen hängt in erster Linie von der Masse der Sterne ab.

Grundsätzlich gilt: Je massereicher ein Stern am Anfang seines Lebens ist, desto kürzer „lebt“ er.

Betrachten wir zunächst das Grundschema des Lebenslaufs von Sternen und danach die wichtigste Graphik der Astrophysik, das Hertzsprung-Russell-Diagramm.

LEBENSLAUF VON STERNEN

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https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/46/Sternentwicklung.png (15.8.2015)

①

② ③

④

❺

LEBENSLAUF VON STERNEN

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①

②

③

Interstellare Gaswolke (Molekülwolke aus H und He) kollabiert aufgrund der eigenen Schwerkraft → T und p erhöhen sich, bis die Kernfusion von H einsetzt ⇒ Gravitation = Strahlungsdruck: Stern „geboren“

Der „Hauptreihenstern“ fusioniert H zu He. Je nach Masse des ursprünglichen Sternes ergeben sich verschiedene Szenarien: Bis 0,3 Sonnenmassen: nach H-Fusion erkaltet der Kern, H-Fusion findet in den Schalen statt, wenn alles verbraucht ist, siegt die Gravitation ⇒ Kontraktion bis zu einem Weißem Zwerg (Erdgröße, 105 K), danach Abkühlung zu einem schwarzen Zwerg 0,3-3 Sonnenmassen: nach H-Fusion im Kern startet He-Fusion (dramatische Leistungssteigerung), in der Schale H-Fusion ⇒ Aufblähen zum roten Riesen, dann Abstoßen der äußern Hüllen (Planetarische Nebel) und Kontraktion zum Weißen Zwerg

LEBENSLAUF VON STERNEN

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Der „Hauptreihenstern“ fusioniert H zu He. Je nach Masse des ursprünglichen Sternes ergeben sich verschiedene Szenarien: Über 3 Sonnenmassen: Im Kern wird alles Material zu Fe fusioniert, sobald die Masse dieses Kerns 1,44 Sonnenmassen erreicht kollabiert der Stern in Sekundenbruchteilen und stößt die äußeren Hüllen explosionsartig ab → Supernova vom Typ II Masse nach dem Kollaps 1,44-3 Sonnenmassen: Neutronenstern (Durchmesser 20 km, Zentrumsdichte 1012 kg/cm3, Rotationsfrequenz 100-1000 Hz, Magnetfeld 108 Tesla)

Masse nach dem Kollaps >3 Sonnenmassen: Stellares schwarzes Loch (Graviation so hoch, dass auch elektromagnetische Strahlung nicht entkommen kann)

HERTZSPRUNG-RUSSEL-DIAGRAMM (HRD)

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Das HRD wurde, aufbauend auf Arbeiten von Einar Hertzsprung von Henry Norris Russell entwickelt (1910). Es verknüpft die Helligkeit von Sternen (relativ zur Sonne) mit der Oberflächentemperatur der Sterne. Dabei zeigt sich, dass nicht alle Punkte des Diagramms besetzt sind. Es gibt also nicht beliebig helle/heiße Sterne! Die Diagonale von links oben nach rechts unten heißt Hauptreihe, das sind die Sterne im „vollen Leben“. Alle anderen Positionen werden von Sternen kurz vor deren „Ende“ oder nach diesem Stadium eingenommen.

https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Portrait_of_Henry_Norris_Russell.jpg (15.8.2015)

Henry Norris Russell

1877-1957

Einar Hertzsprung 1873-1967

http://www.google.de/imgres?imgurl=http://www.daviddarling.info/images/Hertzsprung.jpg&imgrefurl=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/Hertzsprung.html&h=292&w=220&tbnid=hbB2LzYGgrBGKM:&tbnh=130&tbnw=98&usg=__Q1nHB7eTdMo7TOyJYHPtDsskLs4=&docid=9lPiBqlKkbctqM&sa=X&ved=0CCcQ9QEwAmoVChMI3sKevPOqxwIVzLMUCh3Pdwef (15.8.2015)

HERTZSPRUNG-RUSSEL-DIAGRAMM (HRD)

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https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Hertzsprung-Russel_StarData.png?uselang=de (15.8.2015)

ÜBUNG 8: Wie sieht der weitere Weg der Sonne im HRD aus?

SIND WIR STERNENSTAUB?

Krebsnebel als Überrest der Supernova von 1054

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5 JA!

Danke für die Aufmerksamkeit!

Da in unserem Sonnensystem alle Elemente auftreten, nicht nur H und He, muss es an dieser Stelle des Universums bereits Sterne gegeben haben.

https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Crab_Nebula.jpg (15.8.2015)