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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