1 / 35

H-Brennen; CNO-Zyklus

H-Brennen; CNO-Zyklus. Kernphysiklisches Seminar (SS04) Institut für Kernphysik Universität Münster Manfred Wiencierz. Übersicht. Einleitung Primordiale Nukleosynthese Interstellare Materie H-Brennen (stellare Nukleosynthese) p-p-Kette CNO-Zyklus Schluß

Audrey
Download Presentation

H-Brennen; CNO-Zyklus

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript


  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

More Related