Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
Der Urknall
und seine Teilchen
Kernsynthese
Hjalmar Peters
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
Überblick
I.
Einführung
II.
Das Neutron zu Proton
Verhältnis Nn/Np
III.
Primordiale
Kernsynthese
IV.
Stellare Kernsynthese
V.
Zusammenfassung
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
1.
2.
3.
Struktur der
Masse im
Universsum
Häufigkeitsverteilung der
Elemente
Prozesse der
Elementsynthese
4.
Der zeitliche
Rahmen
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung
I.
Einführung
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
1.
2.
3.
Struktur der
Masse im
Universsum
Häufigkeitsverteilung der
Elemente
Prozesse der
Elementsynthese
4.
Der zeitliche
Rahmen
Struktur der Masse
im Universum
73%
23%
Vakuumenergie
Dunkle Materie
Baryonische Materie
10%
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung
Struktur der
Baryonischen Materie
Interstellares Gas
Sterne
90%
4%
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
1.
2.
3.
Struktur der
Masse im
Universsum
Häufigkeitsverteilung der
Elemente
Prozesse der
Elementsynthese
4.
Der zeitliche
Rahmen
Struktur der Masse
im Universum
73%
23%
Vakuumenergie
Dunkle Materie
Baryonische Materie
10%
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung
Struktur der
Baryonischen Materie
Interstellares Gas
Sterne
90%
4%
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
1.
2.
3.
Struktur der
Masse im
Universsum
Häufigkeitsverteilung der
Elemente
Prozesse der
Elementsynthese
4.
Der zeitliche
Rahmen
Häufigkeitsverteilung
der Elemente
73%
Vakuumenergie
Dunkle Materie
Baryonische Materie
< 1%
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung
23%
24%
Elementhäufigkeiten
Wasserstoff
Helium
schwerer als Helium
75%
4%
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
1.
2.
3.
Struktur der
Masse im
Universsum
Häufigkeitsverteilung der
Elemente
Prozesse der
Elementsynthese
4.
Der zeitliche
Rahmen
Häufigkeitsverteilung
Prezesse der
Elementesynthese
der Elemente
73%
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung
4%
1%
24%
Vakuumenergie
Dunkle Materie
Baryonische Materie
< 1%
24%
Wasserstoff
Helium
75% als Helium
schwerer
Wasserstoff
Helium
Elementhäufigkeiten
Wasserstoff
Helium
schwerer als Helium
75%
24%
< 1%
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
23%
schwerer als
Helium
75%
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
1.
2.
3.
Prezesse der
Elementesynthese
Struktur der
Masse im
Universsum
Häufigkeitsverteilung der
Elemente
Prozesse der
1%
24%
75%
Elementsynthese
4.
Der zeitliche
Rahmen
Wasserstoff
Helium
schwerer als Helium
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
Stellare Kernsynthese
Primordiale
Spallations-
IV. Stellare
Kernsynthese
Kernsynthese
Verbrennungsphase
Supernova
V. Zusammenfassung
H, He
< Pb
bis Transurane
prozesse
6Li, 9Be, 10B, 11B
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Der zeitliche Rahmen
Kernsynthese
Primordiale Kernsynthese
I. Einführung
1.
2.
3.
Struktur der
Masse im
Universsum
Häufigkeitsverteilung der
Elemente
Prozesse der
1s
Elementsynthese
4.
30min
Der zeitliche
Rahmen
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
- 10-6s
1012K
Phasenübergang:
- 1s
kT=100MeV
Nn / Np ≈ 1
Quark-Gluonen-Plasma → Nukleonen
1010K
kT=1MeV
Nn / Np ≈ 1/6
Neutrinos entkoppeln von Materie  n und p verlassen th. Glgw.
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung
- 1-3 min
3 bis 1x109K , kT=300 bis 100keV
Hauptphase der primordialen Kernsynthese
Nn / Np ≈ 1/7
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung
II.
Das Neutron zu Proton
Verhältnis Nn/Np
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
Das Neutron zu Proton
Verhältnis Nn/Np
Im thermodynamischen Gleichgewicht gilt die Boltzmannverteilung:
III. Primordiale
Kernsynthese
Häufigkeit ~ e

E
kT
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung

N n /N p 
e
e


mn  c 2
kT
m p  c2
 e

m  c 2
kT
kT
mit m  c2  (mn  mp )  c2  1,29MeV
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung
Das Neutron zu Proton
Verhältnis Nn/Np
Im thermodynamischen Gleichgewicht gilt :
N n /N p  e

1, 29 MeV
kT
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
Das Neutron zu Proton
Verhältnis Nn/Np
Im thermodynamischen Gleichgewicht gilt :
N n /N p  e

1, 29 MeV
kT
III. Primordiale
Kernsynthese
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung
Das th. Gleichgewicht zwischen n und p wird durch folgende
Prozesse der schwachen Wechselwirkung aufrecht erhalten:
p  e   n  e
p  e  n  e 
n  p  e   e
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
Das Neutron zu Proton
Verhältnis Nn/Np
Nukleosynthese
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung
Das th. Gleichgewicht zwischen n und p wird durch folgende
Prozesse der schwachen Wechselwirkung aufrecht erhalten:
p  e   n  e
p  e  n  e 
→
n  p  e   e
Bei einer Energie von ca.
1 MeV friert die schwache
Wechselwirkung aus.

Neutronen und Protonen
verlassen das thermische
Gleichgewicht.
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung
Das Proton zu Neutron
Verhältnis Nn/Np
Nukleosynthese
Hauptseminar SS 2005
Nach der primordialen Kernsynthese
sind praktische alle Neutronen in 4He
gebunden.
Das Verhältnis Nn/Np hat seinen endgültigen Wert 88/12 angenommen.
Das th. Gleichgewicht zwischen n und p wird durch folgende
Prozesse der schwachen Wechselwirkung aufrecht erhalten:
p  e   n  e
p  e  n  e 
→
n  p  e   e
Bei einer Energie von ca.
1 MeV friert die schwache
Wechselwirkung aus.

Neutronen und Protonen
verlassen das thermische
Gleichgewicht.
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
Die Nuklidkarte
Die 12
fundamentalen
Reaktionen
Primordiale
4He-Häufigkeit
Der zeitliche
Ablauf
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung
III.
Primordiale
Kernsynthese
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Die Nuklidkarte
Kernsynthese
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
Z
III. Primordiale
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
Die Nuklidkarte
Die 12
fundamentalen
Reaktionen
Primordiale
4He-Häufigkeit
Der zeitliche
Ablauf
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung
N
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Die Nuklidkarte
Kernsynthese
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
Z
III. Primordiale
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
10C
127 ms
19,3 s
8B
7Be
3He
1H
2H
4He
20,3 min
9Be
53,3 d
6Li
11C
10B
770 ms
Die Nuklidkarte
Die 12
fundamentalen
Reaktionen
Primordiale
4He-Häufigkeit
Der zeitliche
Ablauf
IV. Stellare
Kernsynthese
9C
7Li
12C
11B
13C
12B
20,3 ms
10Be
11Be
1,6·106 a
13,8 s
8Li
9Li
842 ms
178 ms
6He
8He
808ms
122 ms
3H
12,3 a
n
V. Zusammenfassung
10,6 min
0
1
2
3
4
5
6
7
N
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
Die 12 fundamentalen
Die Nuklidkarte
Reaktionen
Z
II. Das Neutron
n → p
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
10C
127 ms
19,3 s
8B
7Be
3He
1H
2H
4He
20,3 min
9Be
53,3 d
6Li
11C
10B
770 ms
Die Nuklidkarte
Die 12
fundamentalen
Reaktionen
Primordiale
4He-Häufigkeit
Der zeitliche
Ablauf
IV. Stellare
Kernsynthese
9C
7Li
12C
11B
13C
12B
20,3 ms
10Be
11Be
1,6·106 a
13,8 s
8Li
9Li
842 ms
178 ms
6He
8He
808ms
122 ms
3H
12,3 a
n
V. Zusammenfassung
10,6 min
0
1
2
3
4
5
6
7
N
Hauptseminar SS 2005
Die 12 fundamentalen
Reaktionen
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
Z
II. Das Neutron
n → pp
zu Proton
Verhältnis
p+n
n →
→ dd
III. Primordiale
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
Die Nuklidkarte
Die 12
fundamentalen
Reaktionen
Primordiale
4He-Häufigkeit
Der zeitliche
Ablauf
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung
d+p
p →
→ 33He
He
6Li
t+d
d →
→ 44He
He ++ nn
7Li
Li
+ →
7Be
n →
→ 77Li
Li ++ pp
+n
7Li
3He
7Be
1H
2H
4He
11C
20,3 min
10B
9Be
53,3 d
+ n → tt ++ pp
3He
19,3 s
7Be
+ d → 4He + p
p
t+ →
127 ms
770 ms
d+d
d →
→ tt ++ pp
3He
10C
8B
d+d
d →
→ 33He
He ++ nn
3He
9C
7Li
12C
11B
13C
12B
20,3 ms
10Be
11Be
1,6·106 a
13,8 s
8Li
9Li
842 ms
178 ms
6He
8He
808ms
122 ms
3H
12,3 a
n
+ p → 4He + 
10,6 min
0
1
2
3
4
5
6
7
N
Hauptseminar SS 2005
Die 12 fundamentalen
Reaktionen
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
Z
II. Das Neutron
n → p
zu Proton
Verhältnis
p+n → d
III. Primordiale
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
Die Nuklidkarte
Die 12
fundamentalen
Reaktionen
Primordiale
4He-Häufigkeit
Der zeitliche
Ablauf
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung
d + p → 3He
6Li
t + d → 4He + n
7Li
+ →
7Be
+ n → 7Li + p
7Li
3He
7Be
1H
2H
4He
11C
20,3 min
10B
9Be
53,3 d
+n → t+p
3He
19,3 s
7Be
+ d → 4He + p
t+ →
127 ms
770 ms
d+d → t+p
3He
10C
8B
d + d → 3He + n
3He
9C
7Li
12C
11B
13C
12B
20,3 ms
10Be
11Be
1,6·106 a
13,8 s
8Li
9Li
842 ms
178 ms
6He
8He
808ms
122 ms
3H
12,3 a
n
+ p → 4He + 
10,6 min
0
1
2
3
4
5
6
7
N
Hauptseminar SS 2005
Die 12 fundamentalen
Reaktionen
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
Z
II. Das Neutron
n → p
zu Proton
Verhältnis
p+n → d
III. Primordiale
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
Die Nuklidkarte
Die 12
fundamentalen
Reaktionen
Primordiale
4He-Häufigkeit
Der zeitliche
Ablauf
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung
d + p → 3He
6Li
t + d → 4He + n
7Li
+ →
7Be
+ n → 7Li + p
7Li
3He
7Be
1H
2H
4He
20,3 min
9Be
7Li
12C
11B
13C
12B
20,3 ms
10Be
11Be
1,6·106 a
13,8 s
8Li
9Li
842 ms
178 ms
6He
8He
808ms
122 ms
3H
A=8
12,3 a
A=5
n
+ p → 4He + 
11C
10B
53,3 d
+n → t+p
3He
19,3 s
7Be
+ d → 4He + p
t+ →
127 ms
770 ms
d+d → t+p
3He
10C
8B
d + d → 3He + n
3He
9C
10,6 min
0
1
2
3
4
5
6
7
N
Hauptseminar SS 2005
Die 12 fundamentalen
Reaktionen
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
Z
II. Das Neutron
n → p
zu Proton
Verhältnis
p+n → d
III. Primordiale
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
Die Nuklidkarte
Die 12
fundamentalen
Reaktionen
Primordiale
4He-Häufigkeit
Der zeitliche
Ablauf
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung
d + p → 3He
6Li
+n → t+p
3He
4He
11C
20,3 min
10B
9Be
53,3 d
t + d → 4He + n
7Li
12C
11B
13C
12B
20,3 ms
10Be
11Be
1,6·106 a
13,8 s
8Li
9Li
842 ms
178 ms
6He
8He
808ms
122 ms
7Li
3He
+ →
7Be
+ n → 7Li + p
7Li
19,3 s
7Be
+ d → 4He + p
t+ →
127 ms
770 ms
d+d → t+p
3He
10C
8B
d + d → 3He + n
3He
9C
7Be
1H
2H
3H
12,3 a
n
+ p → 4He + 
10,6 min
0
1
2
3
4
5
6
7
N
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
Primordiale 4He-Häufigkeit
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
Das Neutron-zu-Proton-Verhältnis beträgt nach
der primordialen Kernsynthese 12/88
88% Protonen
12% Neutronen
76% Protonen
4Hen
12%24%
p 12%
Die Nuklidkarte
Die 12
fundamentalen
Reaktionen
Primordiale
4He-Häufigkeit
Der zeitliche
Ablauf
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung
Praktisch alle Neutronen befinden sich nach der
primordialen Kernsynthese in 4He-Kernen.
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
Die Nuklidkarte
Die 12
fundamentalen
Reaktionen
Primordiale
4He-Häufigkeit
Der zeitliche
Ablauf
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung
Der zeitliche Ablauf
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
IV. Stellare
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
5.
Wasserstoffverbrennung
Heliumverbrennung
Verbrennung
bis zum Eisen
s-process
r-process
V. Zusammenfassung
IV.
Stellare Kernsynthese
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
Wasserstoffverbrennung
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
MStern < 0,08 M
MStern > 0,08 M
III. Primordiale
Kernsynthese
Heliumkern
IV. Stellare
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
5.
Wasserstoffverbrennung
Heliumverbrennung
Verbrennung
bis zum Eisen
s-process
r-process
V. Zusammenfassung
brauner Zwerg
Temperatur reicht
nicht zur Zündung
der Wasserstofffusion
Wasserstofffusion setzt ein:
p  p  d  e   e
pd 
3
3
He  
He  3He  p  p  
( 0.42 MeV )
( 5.49 MeV )
( 12.86 MeV )
e   e   2
( 1.02 MeV )
4 p    2e   2 e
( 26.72MeV )
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
Heliumverbrennung
Wasserstoffverbrennung
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
> 0,08
MStern 
M M
MStern <<
< 0,08
M  M
III. Primordiale
Kernsynthese
IV. Stellare
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
5.
Wasserstoffverbrennung
Heliumverbrennung
Verbrennung
bis zum Eisen
s-process
r-process
V. Zusammenfassung
Heliumkern
weisser
brauner Zwerg
Zwerg
Temperatur reicht
nicht
nicht zur
zur Zündung
Zündung
derder
Wasserstofffusion
Heliumfusion
Wasserstofffusion setzt ein:
p  p  d  e   e
pd 
3
3
( 0.42 MeV )
He  
( 5.49 MeV )
roter Riese
He  3He  p  p  
( 12.86 MeV )
Heliumfusion
( 1.02 MeV )
durch
( 26:.72MeV )
  2e „3-Prozess“
 2 e
e   e   2
4p 
3 4 He 
12
C  2
( 7.367 MeV )
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Heliumverbrennung
Kernsynthese
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
Z
MStern << M
1.
2.
3.
4.
5.
Wasserstoffverbrennung
Heliumverbrennung
Verbrennung
bis zum Eisen
s-process
r-process
10C
127 ms
19,3 s
8B
III. Primordiale
Kernsynthese
IV. Stellare
Kernsynthese
9C
7Be
Temperatur reicht
3He
4He
nicht
zur Zündung
der Heliumfusion
1H
2H
7Li
12C
11B
1
13,8 s
8Li
9Li
842 ms
178 ms
6He
8He
808ms
122 ms
4
roter Riese
A=8 Heliumfusion
durch
„3-Prozess“ :
A=5
3
20,3 ms
1,6·106 a
12,3 a
2
12B
11Be
10,6 min
0
13C
MStern
 M
10Be
3H
n
V. Zusammenfassung
9Be
53,3 d
6
20,3 min
10B
770 ms
weisser Zwerg
Li
11C
5
6
12
374 He  N
C  2
( 7.367 MeV )
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Heliumverbrennung
Kernsynthese
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
Z
2.
3.
4.
5.
127 ms
19,3 s
7Be
3He
1H
2H
4He
7Li
12C
11B
13C
12B
20,3 ms
10Be
11Be
1,6·106 a
13,8 s
roter Riese
8Li
9Li
842 ms
178 ms
6He
8He
808ms
122 ms
Heliumfusion
durch
„3-Prozess“ :
3H
A=8
12,3 a
n
V. Zusammenfassung
20,3 min
9Be
53,3 d
6Li
11C
10B
770 ms
IV. Stellare
Kernsynthese
Wasserstoffverbrennung
Heliumverbrennung
Verbrennung
bis zum Eisen
s-process
r-process
10C
8B
III. Primordiale
Kernsynthese
1.
9C
3 4 He 
A=5
1
2
3
4
C  2
( 7.367 MeV )
10,6 min
0
12
5
6
7
N
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Heliumverbrennung
Kernsynthese
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
Z
2.
3.
4.
5.
127 ms
19,3 s
7Be
3He
1H
2H
4He
7Li
12C
11B
13C
12B
20,3 ms
10Be
11Be
1,6·106 a
13,8 s
roter Riese
8Li
9Li
842 ms
178 ms
6He
8He
808ms
122 ms
Heliumfusion
durch
„3-Prozess“ :
3H
A=8
12,3 a
n
V. Zusammenfassung
20,3 min
9Be
53,3 d
6Li
11C
10B
770 ms
IV. Stellare
Kernsynthese
Wasserstoffverbrennung
Heliumverbrennung
Verbrennung
bis zum Eisen
s-process
r-process
10C
8B
III. Primordiale
Kernsynthese
1.
9C
3 4 He 
A=5
1
2
3
4
C  2
( 7.367 MeV )
10,6 min
0
12
5
6
7
N
Hauptseminar SS 2005
Verbrennung bis
zum Eisen
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
IV. Stellare
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
5.
Wasserstoffverbrennung
Heliumverbrennung
Verbrennung
bis zum Eisen
s-process
r-process
V. Zusammenfassung
Je nach Masse des Sterns werden nach der
Heliumverbrennung Kohlenstoff und ggfs.
noch schwerere Elemente weiterverbrannt:
z.B.
C  
12
16
O
16
O  
20
Ne
...
28
Si  28 Si 
56
Fe
roter Riese
Ab Eisen ist keine
Energiegewinnung
durch Fusion mehr
möglich!
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
IV. Stellare
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
5.
Wasserstoffverbrennung
Heliumverbrennung
Verbrennung
bis zum Eisen
s-process
r-process
V. Zusammenfassung
Elementsynthese
Verbrennung bis
bis zu
Bismutzum
beim
Eisen
s-process
Während
Je nach Masse
der Verbrennungsphase
des Sterns werdenproduziert
nach der ein
Stern
Heliumverbrennung
schwere Kerne durch
Kohlenstoff
sukzessiven
und ggfs.
Einfang
von
nochNeutronen
schwerereund
Elemente
anschliessenden
weiterverbrannt:
-Zerfall
z.B.
C  
12
16
O
16
O  
20
Ne
...
28
Si  28 Si 
56
Fe
roter Riese
Ab Eisen ist keine
Energiegewinnung
durch Fusion mehr
möglich!
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
Elementsynthese bis zu
Bismut beim s-process
Während der Verbrennungsphase produziert ein
Stern schwere Kerne durch sukzessiven Einfang
von Neutronen und anschliessenden -Zerfall
IV. Stellare
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
5.
roter Riese
Wasserstoffverbrennung
Heliumverbrennung
Verbrennung
bis zum Eisen
s-process
r-process
V. Zusammenfassung
63Cu
57Fe
60Ni
61Ni
59Co
60Co
58Fe
59Fe
62Ni
63Ni
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
Elementsynthese bis zu
Bismut beim s-process
Während der Verbrennungsphase produziert ein
Stern schwere Kerne durch sukzessiven Einfang
von Neutronen und anschliessenden -Zerfall
IV. Stellare
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
5.
Wasserstoffverbrennung
Heliumverbrennung
Verbrennung
bis zum Eisen
s-process
r-process
V. Zusammenfassung
roter Riese
212Po
212
63Cu
Po
209
60Ni
Po
210
61Ni
Po
211
62Ni
Po
212
63Ni
Po
207Bi
208
59Co
Bi
209
60Co
Bi
210Bi
211Bi
206
57Fe
Pb
207
58Fe
Pb
208
59Fe
Pb
209Pb
210Pb
207Tl
208Tl
206Tl
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
Elementsynthese bis zu
Bismut beim s-process
Während der Verbrennungsphase produziert ein
Stern schwere Kerne durch sukzessiven Einfang
von Neutronen und anschliessenden -Zerfall
IV. Stellare
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
5.
roter Riese
Wasserstoffverbrennung
Heliumverbrennung
Verbrennung
bis zum Eisen
s-process
r-process
V. Zusammenfassung
Der s-process kann keine
Elemente erzeugen, die
schwerer als Bismut sind
212Po
212Po
209Po
210Po
211Po
212Po
207Bi
208Bi
209Bi
210Bi
211Bi
206Pb
207Pb
208Pb
209Pb
210Pb
207Tl
208Tl
206Tl
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
Elementsynthese bis
Elementsynthese
biszu
zu
Transuranen
beim
r-process
Bismut beim
s-process
Während der Verbrennungsphase produziert ein
MStern  1,4 M
Stern schwere Kerne durch sukzessiven Einfang
von Neutronen und anschliessenden -Zerfall
MStern  M
IV. Stellare
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
5.
Wasserstoffverbrennung
Heliumverbrennung
Verbrennung
bis zum Eisen
s-process
r-process
V. Zusammenfassung
roter Riese
212Po
212Po
209Po
210Po
211Po
212Po
207Bi
208Bi
209Bi
210Bi
211Bi
206Pb
207Pb
208Pb
209Pb
210Pb
207Tl
208Tl
weisser Zwerg
Temperatur reicht
nicht zur Zündung
weiterer Fusionen
Der s-process kann keine
Elemente erzeugen, die
schwerer als Bismut sind
206Tl
Supernova
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
Elementsynthese bis zu
Transuranen beim r-process
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
MStern  1,4 M
MStern  M
IV. Stellare
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
5.
Wasserstoffverbrennung
Heliumverbrennung
Verbrennung
bis zum Eisen
s-process
r-process
V. Zusammenfassung
roter Riese
weisser Zwerg
MStern  3.2 M
Temperatur reicht
nicht zur Zündung
weiterer Fusionen
Supernova
MStern  3.2 M
Neutronenstern
schwarzes Loch
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
Elementsynthese bis zu
Transuranen beim r-process
II. Das Neutron
Bei einer Supernova-Explosion werden extrem
zu Proton
MStern  1,4 M
grosse Neutronenflüsse erreicht.
Verhältnis
Dabei ist der Neutroneneinfang schneller als III. Primordiale
und -Zerfallsprozesse und es wird die „UranMStern  M
Kernsynthese
Insel“
erreicht.
IV. Stellare
roter Riese
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
5.
Wasserstoffverbrennung
Heliumverbrennung
Verbrennung
bis zum Eisen
s-process
r-process
V. Zusammenfassung
weisser Zwerg
MStern  3.2 M
Temperatur reicht
nicht zur Zündung
weiterer Fusionen
Supernova
MStern  3.2 M
Neutronenstern
schwarzes Loch
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
Elementsynthese bis zu
Transuranen beim r-process
II. Das Neutron
Bei einer Supernova-Explosion werden extrem
zu Proton
grosse Neutronenflüsse erreicht.
Verhältnis
Dabei ist der Neutroneneinfang schneller als III. Primordiale
und -Zerfallsprozesse und es wird die „UranKernsynthese
Insel“ erreicht.
IV. Stellare
Kernsynthese
1.
2.
3.
4.
5.
Wasserstoffverbrennung
Heliumverbrennung
Verbrennung
bis zum Eisen
s-process
r-process
V. Zusammenfassung
Supernova
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung
V.
Zusammenfassung
Hauptseminar SS 2005
„Der Urknall und
seine Teilchen“
Kernsynthese
Zusammenfassung
I. Einführung
II. Das Neutron
zu Proton
Verhältnis
III. Primordiale
Kernsynthese
IV. Stellare
Kernsynthese
V. Zusammenfassung
Die beobachteten Elementhäufigkeiten stimmen
hervorragend mit den Berechnungen überein.
Diese Übereinstimmung ist eine wichtige Stütze
des Standardmodells der Kosmologie!

Kernsynthese (21)