Vorlesung 1

Question 1

Entstehung von Atomkernen

Answer 1

Nukleosynthese

Question 2

Primordiale Nukleosynthese
( 4 Stichpunkte)

nach 3 Minuten?

Answer 2

• in den ersten Minuten des Universums
• Protonen und Neutronenbildung (7:1 Verhältnis)
• keine Sterne
• erste Atome

nach 3 Minuten:

• T < 10^9 K
• Fusionsreaktionen
• ->Nuklide mit Massenzahl 5 & 8 instabil, >7 nicht möglich

Question 3

Nicht-dunkle Materie und Energie

Primere Nukleosynthese

Answer 3

76 % aus Wasserstoff
24 % aus Helium
Spuren von Li und Be vorhanden

Question 4

Stellare Nukleosynthese

5 Stichpunkte

Answer 4

• Gültig für Sterne > 0.3 Sonnenmassen
• von innen nach außen entstehend (Brennvorgänge)

-Höchste Bindungsenergie im Kern aller Isotope in (56)Fe (nach Siliziumbrennen Kern daraus)
-leichte Elemente bis Fe durch exotherme
Fusionsreaktionen
- schwerere Kerne durch Fusionsreaktionen nicht bildbar –>Neutronen nötig

Question 5

Reihenfolge des Brennens

Answer 5

1. Wasserstoffbrennen
2. Heliumbrennen
3. Kohlenstoffbrennen
4. Neonbrennen
5. Sauerstoffbrennen (braucht höhere Temperaturen als Neon, daher danach)
6. Siliziumbrennen

Question 6

1. Wasserstoffbrennen

Answer 6

• Proton - Proton - Zyklus

- 7 Mio Jahre

Question 7

2. Heliumbrennen

Answer 7

• 3 alpha Reaktionen –> Bildung von (12)C
• Verbrauch > 95% H
• 500.000 Jahre
• Temperaturen > 10^8 K

Question 8

3. Kohlenstoffbrennen

Answer 8

• Bildung von Neon und Sauerstoff
• 600 Jahre
• Temperaturen >6 x 10^8 K

Question 9

4. Neonbrennen

Answer 9

• in Sternen >8 Sonnenmassen
• Bildung von Sauerstoff durch Photodesintegration (durch Stoß eines Photons ausgelöste Kernreaktionen)
• 1600 Mio Jahre
• Temperaturen > 1 x 10^9 K

Question 10

5. Sauerstoffbrennen

Answer 10

• in Sternen >8 Sonnenmassen
• Bildung von Schwefel und Silizium
• 2100 Mio Jahre
• Temperaturen > 2 x 10^9 K

Question 11

6. Siliziumbrennen

Answer 11

• in Sternen >8 Sonnenmassen
• Bildung von Nickel, Cobalt, Eisen

-Temperaturen > 2,7 x 10^9 K

Question 12

Supernova

Answer 12

-Fe-Kerne durch Photodesintegration spontane Zerlegung
(bei 1,4 - 3 Sonnenmassen, 10 km
Durchmesser, Dichte 4x1017 kg/m^3)
-Hülle des Sterns reißt durch Schockwelle
-Kern kollabiert in einen kompakten heißen Neutronenkern
-Bsp. Crab Nebel

• es kommt zu Neutronen- und Protoneneinfangprozessen

Question 13

Neutronen- und Protoneneinfangprozesse

Wann keine weitere Aufnahme von Neutronen?

Answer 13

1) s-Prozess “slow” - Neutroneneinfang (mehr bei Isotopen mit ungerader Massezahl)
(eins nach rechts im Periodensystem)

2) r-Prozess “rapid” - Neutroneneinfang (beta-Zerfall)
(diagonal nach oben(ß-) oder unten(ß+) im Periodensystem)

3) p-Prozess - Protoneneinfang (leichte Isotopenbildung)
(eins nach oben im Periodensystem)

-bei 82 & 126 Neutronen keine weitere Aufnahme

Question 14

Isotope

Answer 14

Kerne eines Elements mit gleicher Kernladung

Question 15

Isotone

Answer 15

Kerne eines Elements mit gleicher Neutronenzahl

Question 16

Isobare

Answer 16

Kerne eines Elements mit gleicher Massezahl

Question 17

Welches Element hat die meisten stabilen Isotope?

Answer 17

Zinn