H-Brennen; CNO-Zyklus

1. H-Brennen; CNO-Zyklus Kernphysiklisches Seminar (SS04) Institut für Kernphysik Universität Münster Manfred Wiencierz

2. Übersicht • Einleitung • Primordiale Nukleosynthese • Interstellare Materie • H-Brennen (stellare Nukleosynthese) • p-p-Kette • CNO-Zyklus • Schluß • Weitere Prozesse der stellaren Nukleosynthese (He-Brennen)

3. 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

4. primordiale Nukleosynthese ⇒ Grundlage für die Sythese der ersten Elemente • Entstehung des Deuterons: • Entstehung von Triton und Helion (wobei und ): • Triton: • Helion:

5. primordiale Nukleosynthese • Entstehung des -Teilchens: • Möglichkeit für die Entstehung von über Reaktionsweg:

6. primordiale Nukleosynthese • Entstehung des Kohlenstoffs möglich, Wahrscheinlichkeit aber sehr gering ⇒ Es gibt sehr wenig primoridal erzeugter Kohlenstoff

7. 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

8. 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

9. Interstellare Materie • Helle Wolken: • Sie werden durch benachbarte Sterne zum leuchten angeregt

10. Interstellare Materie • Dunkle Wolken: • Das Licht von hinterliegenden Sternen wird weitgehend absorbiert

11. 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

12. 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

13. 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)

14. H-Brennen: p-p-Kette

15. 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

16. 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

17. 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

18. 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

19. 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

20. 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 ⇒

21. H-Brennen: CNO-Zyklus

22. 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

23. H-Brennen: CNO-Zyklus • CNO-Hauptzyklus: • Nur dieser Zyklus trägt zur Energiepro-duktion im Stern bei • Netto:

24. H-Brennen: CNO-Zyklus • (←Wichtig!)

25. H-Brennen: CNO-Zyklus • Besondere Bedeutung der Reaktion: • Hohe Coulomb-Barriere → kleine Reaktionsrate → Flaschenhals des Hauptzyklus

26. H-Brennen: CNO-Zyklus • CNO-Neben(I)Zyklus: • Beachtlich hohe Coulomb-Barriere → P=0,1% ⇒ Unwichtig für E-Produktion • Wichtig für Synthese schwerer Elemente

27. H-Brennen: CNO-Zyklus • Weitere Nebenzyklen: • Begin des NeNa- und AlMg-Zyklus • Sehr hohe Coulomb-Barrieren • Notwendig: sehr hohe Temperaturen • Keine E-Produktion, wichtig für Synthese

28. H-Brennen: CNO-Zyklus

29. H-Brennen • Wann dominiert was?

30. H-Brennen • T>20106 K → Dominanz des CNO-Zyk. • T<20106 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

31. 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

32. Helium-Brennen • Sind p und T groß genug (und m=0,5⋅Ms) → Zündung des He-Brennens • He-Brennen in zwei Schritten: Tripple- Prozess

33. Helium-Brennen

34. Nukleare Brennphasen

35. Dauer der Phasen