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Der Urknall und seine Teilchen

Der Urknall und seine Teilchen. Kernsynthese. Hjalmar Peters. Überblick. I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis N n /N p III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammenfassung. I. Einführung. I. Einführung. Struktur der Masse im Universsum

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Der Urknall und seine Teilchen

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Presentation Transcript

  1. Der Urknall und seine Teilchen Kernsynthese Hjalmar Peters

  2. Überblick I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Nn/Np III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammenfassung

  3. I.Einführung I. Einführung • Struktur der Masse im Universsum • 2. Häufigkeitsver-teilung der Elemente • 3. Prozesse der Elementsynthese • 4. Der zeitliche Rahmen II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

  4. Struktur der Baryonischen Materie Struktur der Masseim Universum I. Einführung • Struktur der Masse im Universsum • 2. Häufigkeitsver-teilung der Elemente • 3. Prozesse der Elementsynthese • 4. Der zeitliche Rahmen II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

  5. Struktur der Baryonischen Materie Struktur der Masseim Universum I. Einführung • Struktur der Masse im Universsum • 2. Häufigkeitsver-teilung der Elemente • 3. Prozesse der Elementsynthese • 4. Der zeitliche Rahmen II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

  6. Elementhäufigkeiten Häufigkeitsverteilung der Elemente I. Einführung • Struktur der Masse im Universsum • 2. Häufigkeitsver-teilung der Elemente • 3. Prozesse der Elementsynthese • 4. Der zeitliche Rahmen II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

  7. Prezesse der Elementesynthese Häufigkeitsverteilung der Elemente I. Einführung • Struktur der Masse im Universsum • 2. Häufigkeitsver-teilung der Elemente • 3. Prozesse der Elementsynthese • 4. Der zeitliche Rahmen II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. Primordiale Kernsynthese Elementhäufigkeiten IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

  8. Stellare Kernsynthese Stellare Kernsynthese Stellare Kernsynthese Spallations- prozesse 6Li, 9Be, 10B, 11B Verbrennungs- phase Verbrennungs- phase Verbrennungs- phase Supernova Supernova Supernova < Pb < Pb < Pb bis Transurane bis Transurane bis Transurane Prezesse der Elementesynthese I. Einführung • Struktur der Masse im Universsum • 2. Häufigkeitsver-teilung der Elemente • 3. Prozesse derElementsynthese • 4. Der zeitliche Rahmen II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. Primordiale Kernsynthese Primordiale Kernsynthese H, He Primordiale Kernsynthese H, He IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

  9. Der zeitliche Rahmen Primordiale Kernsynthese I. Einführung • Struktur der Masse im Universsum • 2. Häufigkeitsver-teilung der Elemente • 3. Prozesse der Elementsynthese • 4. Der zeitliche Rahmen 1s 30min - 10-6s 1012K kT=100MeV Nn / Np≈ 1 II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Phasenübergang: Quark-Gluonen-Plasma → Nukleonen III. Primordiale Kernsynthese - 1s 1010K kT=1MeV Nn / Np≈ 1/6 Neutrinos entkoppeln von Materie  n und p verlassen th. Glgw. IV. Stellare Kernsynthese - 1-3 min 3 bis 1x109K , kT=300 bis 100keV Nn / Np≈ 1/7 V. Zusammen-fassung Hauptphase der primordialen Kernsynthese

  10. II.Das Neutron zu ProtonVerhältnis Nn/Np I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

  11. Das Neutron zu Proton Verhältnis Nn/Np I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Im thermodynamischen Gleichgewicht gilt die Boltzmannverteilung: III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

  12. Das Neutron zu Proton Verhältnis Nn/Np I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Im thermodynamischen Gleichgewicht gilt : III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

  13. Das th. Gleichgewicht zwischen n und p wird durch folgende Prozesse der schwachen Wechselwirkung aufrecht erhalten: Das Neutron zu Proton Verhältnis Nn/Np I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Im thermodynamischen Gleichgewicht gilt : III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

  14. Das th. Gleichgewicht zwischen n und p wird durch folgende Prozesse der schwachen Wechselwirkung aufrecht erhalten: Das Neutron zu Proton Verhältnis Nn/Np I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Nukleosynthese III. Primordiale Kernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung Bei einer Energie von ca. 1 MeV friert die schwache Wechselwirkung aus.  Neutronen und Protonen verlassen das thermische Gleichgewicht. →

  15. Nukleosynthese Das th. Gleichgewicht zwischen n und p wird durch folgende Prozesse der schwachen Wechselwirkung aufrecht erhalten: Bei einer Energie von ca. 1 MeV friert die schwache Wechselwirkung aus.  Neutronen und Protonen verlassen das thermische Gleichgewicht. → Das Proton zu Neutron Verhältnis Nn/Np I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Nach der primordialen Kernsynthese sind praktische alle Neutronen in 4He gebunden. III. Primordiale Kernsynthese Das Verhältnis Nn/Np hat seinen end- gültigen Wert 88/12 angenommen. IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

  16. III.Primordiale Kernsynthese I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. Primordiale Kernsynthese • Die Nuklidkarte • Die 12 fundamentalen Reaktionen • Primordiale 4He-Häufigkeit • Der zeitliche Ablauf IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

  17. Die Nuklidkarte I. Einführung Z II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. Primordiale Kernsynthese • Die Nuklidkarte • Die 12 fundamentalen Reaktionen • Primordiale 4He-Häufigkeit • Der zeitliche Ablauf IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung N

  18. 9C 127 ms 9C 127 ms 10C 19,3 s 10C 19,3 s 11C 20,3 min 11C 20,3 min 12C 12C 13C 13C 8B 770 ms 8B 770 ms 10B 10B 11B 11B 12B 20,3 ms 12B 20,3 ms 7Be 53,3 d 7Be 53,3 d 9Be 9Be 10Be 1,6·106 a 10Be 1,6·106 a 11Be 13,8 s 11Be 13,8 s 6Li 6Li 7Li 7Li 8Li 842 ms 8Li 842 ms 9Li 178 ms 9Li 178 ms 3He 3He 4He 4He 6He 808ms 6He 808ms 8He 122 ms 8He 122 ms 1H 1H 2H 2H 3H 12,3 a 3H 12,3 a n 10,6 min n 10,6 min Die Nuklidkarte I. Einführung Z II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. Primordiale Kernsynthese • Die Nuklidkarte • Die 12 fundamentalen Reaktionen • Primordiale 4He-Häufigkeit • Der zeitliche Ablauf IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung N 0 1 2 3 4 5 6 7

  19. Z 9C 127 ms 10C 19,3 s 11C 20,3 min 12C 13C 8B 770 ms 10B 11B 12B 20,3 ms 7Be 53,3 d 9Be 10Be 1,6·106 a 11Be 13,8 s 6Li 7Li 8Li 842 ms 9Li 178 ms 3He 4He 6He 808ms 8He 122 ms 1H 2H 3H 12,3 a n 10,6 min N 0 1 2 3 4 5 6 7 Die Nuklidkarte Die 12 fundamentalen Reaktionen I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis n → p III. Primordiale Kernsynthese • Die Nuklidkarte • Die 12 fundamentalen Reaktionen • Primordiale 4He-Häufigkeit • Der zeitliche Ablauf IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

  20. Z 9C 127 ms 10C 19,3 s 11C 20,3 min 12C 13C 8B 770 ms 10B 11B 12B 20,3 ms 7Be 53,3 d 9Be 10Be 1,6·106 a 11Be 13,8 s 6Li 7Li 8Li 842 ms 9Li 178 ms 3He 4He 6He 808ms 8He 122 ms 1H 2H 3H 12,3 a n 10,6 min N 0 1 2 3 4 5 6 7 Die 12 fundamentalen Reaktionen I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis n → p n → p p + n → d p + n → d d + p → 3He d + p → 3He III. Primordiale Kernsynthese d + d → 3He + n d + d → 3He + n • Die Nuklidkarte • Die 12 fundamentalen Reaktionen • Primordiale 4He-Häufigkeit • Der zeitliche Ablauf 3He + d→ 4He + p 3He + d→ 4He + p d + d → t + p d + d → t + p 3He + n→ t + p 3He + n→ t + p t + d → 4He + n t + d → 4He + n t + → 7Li t + → 7Li IV. Stellare Kernsynthese 3He + → 7Be 3He + → 7Be 7Be + n → 7Li + p 7Be + n → 7Li + p V. Zusammen-fassung 7Li + p → 4He + 

  21. Z Z 9C 127 ms 9C 127 ms 10C 19,3 s 10C 19,3 s 11C 20,3 min 11C 20,3 min 12C 12C 13C 13C 8B 770 ms 8B 770 ms 10B 10B 11B 11B 12B 20,3 ms 12B 20,3 ms 7Be 53,3 d 7Be 53,3 d 9Be 9Be 10Be 1,6·106 a 10Be 1,6·106 a 11Be 13,8 s 11Be 13,8 s 6Li 6Li 7Li 7Li 8Li 842 ms 8Li 842 ms 9Li 178 ms 9Li 178 ms 3He 3He 4He 4He 6He 808ms 6He 808ms 8He 122 ms 8He 122 ms 1H 1H 2H 2H 3H 12,3 a 3H 12,3 a n 10,6 min n 10,6 min N N 0 1 2 3 4 5 6 7 0 1 2 3 4 5 6 7 Die 12 fundamentalen Reaktionen I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis n → p p + n → d d + p → 3He III. Primordiale Kernsynthese d + d → 3He + n • Die Nuklidkarte • Die 12 fundamentalen Reaktionen • Primordiale 4He-Häufigkeit • Der zeitliche Ablauf 3He + d→ 4He + p d + d → t + p 3He + n→ t + p t + d → 4He + n t + → 7Li IV. Stellare Kernsynthese 3He + → 7Be 7Be + n → 7Li + p V. Zusammen-fassung 7Li + p → 4He + 

  22. Z Z 9C 127 ms 9C 127 ms 10C 19,3 s 10C 19,3 s 11C 20,3 min 11C 20,3 min 12C 12C 13C 13C 8B 770 ms 8B 770 ms 10B 10B 11B 11B 12B 20,3 ms 12B 20,3 ms 7Be 53,3 d 7Be 53,3 d 9Be 9Be 10Be 1,6·106 a 10Be 1,6·106 a 11Be 13,8 s 11Be 13,8 s 6Li 6Li 7Li 7Li 8Li 842 ms 8Li 842 ms 9Li 178 ms 9Li 178 ms 3He 3He 4He 4He 6He 808ms 6He 808ms 8He 122 ms 8He 122 ms 1H 1H 2H 2H 3H 12,3 a 3H 12,3 a n 10,6 min n 10,6 min N N 0 1 2 3 4 5 6 7 0 1 2 3 4 5 6 7 Die 12 fundamentalen Reaktionen I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis n → p p + n → d d + p → 3He III. Primordiale Kernsynthese d + d → 3He + n • Die Nuklidkarte • Die 12 fundamentalen Reaktionen • Primordiale 4He-Häufigkeit • Der zeitliche Ablauf 3He + d→ 4He + p d + d → t + p 3He + n→ t + p t + d → 4He + n t + → 7Li IV. Stellare Kernsynthese A=8 3He + → 7Be A=5 7Be + n → 7Li + p V. Zusammen-fassung 7Li + p → 4He + 

  23. Z 9C 127 ms 10C 19,3 s 11C 20,3 min 12C 13C 8B 770 ms 10B 11B 12B 20,3 ms 7Be 53,3 d 9Be 10Be 1,6·106 a 11Be 13,8 s 6Li 7Li 8Li 842 ms 9Li 178 ms 3He 4He 6He 808ms 8He 122 ms 1H 2H 3H 12,3 a n 10,6 min N 0 1 2 3 4 5 6 7 Die 12 fundamentalen Reaktionen I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis n → p p + n → d d + p → 3He III. Primordiale Kernsynthese d + d → 3He + n • Die Nuklidkarte • Die 12 fundamentalen Reaktionen • Primordiale 4He-Häufigkeit • Der zeitliche Ablauf 3He + d→ 4He + p d + d → t + p 3He + n→ t + p t + d → 4He + n t + → 7Li IV. Stellare Kernsynthese 3He + → 7Be 7Be + n → 7Li + p V. Zusammen-fassung 7Li + p → 4He + 

  24. Primordiale 4He-Häufigkeit I. Einführung Das Neutron-zu-Proton-Verhältnis beträgt nach der primordialen Kernsynthese 12/88 II. Das Neutron zu Proton Verhältnis 88% Protonen 12% Neutronen III. Primordiale Kernsynthese • Die Nuklidkarte • Die 12 fundamentalen Reaktionen • Primordiale 4He-Häufigkeit • Der zeitliche Ablauf IV. Stellare Kernsynthese 76% Protonen 12% p 12% n 24% 4He V. Zusammen-fassung Praktisch alle Neutronen befinden sich nach der primordialen Kernsynthese in 4He-Kernen.

  25. Der zeitliche Ablauf I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. Primordiale Kernsynthese • Die Nuklidkarte • Die 12 fundamentalen Reaktionen • Primordiale 4He-Häufigkeit • Der zeitliche Ablauf IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

  26. IV.Stellare Kernsynthese I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. PrimordialeKernsynthese IV. Stellare Kernsynthese • Wasserstoff-verbrennung • Helium-verbrennung • Verbrennung bis zum Eisen • s-process • r-process V. Zusammen-fassung

  27. Wasserstoffverbrennung I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis MStern < 0,08 M MStern > 0,08 M III. PrimordialeKernsynthese Heliumkern IV. Stellare Kernsynthese brauner Zwerg • Wasserstoff-verbrennung • Helium-verbrennung • Verbrennung bis zum Eisen • s-process • r-process Wasserstofffusion setzt ein: Temperatur reicht nicht zur Zündung der Wasserstofffusion V. Zusammen-fassung

  28. Heliumverbrennung Wasserstoffverbrennung MStern < 0,08 M MStern << M MStern > 0,08 M MStern M Heliumkern weisser Zwerg brauner Zwerg Wasserstofffusion setzt ein: Temperatur reicht nicht zur Zündung der Wasserstofffusion Temperatur reicht nicht zur Zündung der Heliumfusion roter Riese Heliumfusion durch „3-Prozess“ : I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. PrimordialeKernsynthese IV. Stellare Kernsynthese • Wasserstoff-verbrennung • Helium-verbrennung • Verbrennung bis zum Eisen • s-process • r-process V. Zusammen-fassung

  29. Z MStern << M MStern M 9C 127 ms 10C 19,3 s 11C 20,3 min 12C 13C 8B 770 ms 10B 11B 12B 20,3 ms 7Be 53,3 d 9Be 10Be 1,6·106 a 11Be 13,8 s weisser Zwerg 6Li 7Li 8Li 842 ms 9Li 178 ms Temperatur reicht nicht zur Zündung der Heliumfusion 3He 4He 6He 808ms 8He 122 ms roter Riese 1H 2H 3H 12,3 a Heliumfusion durch „3-Prozess“ : n 10,6 min N 0 1 2 3 4 5 6 7 Heliumverbrennung I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. PrimordialeKernsynthese IV. Stellare Kernsynthese • Wasserstoff-verbrennung • Helium-verbrennung • Verbrennung bis zum Eisen • s-process • r-process A=8 A=5 V. Zusammen-fassung

  30. 9C 127 ms 10C 19,3 s 11C 20,3 min 12C 13C 8B 770 ms 10B 11B 12B 20,3 ms 7Be 53,3 d 9Be 10Be 1,6·106 a 11Be 13,8 s 6Li 7Li 8Li 842 ms 9Li 178 ms 3He 4He 6He 808ms 8He 122 ms 1H 2H 3H 12,3 a n 10,6 min N 0 1 2 3 4 5 6 7 Heliumverbrennung I. Einführung Z II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. PrimordialeKernsynthese IV. Stellare Kernsynthese roter Riese • Wasserstoff-verbrennung • Helium-verbrennung • Verbrennung bis zum Eisen • s-process • r-process Heliumfusion durch „3-Prozess“ : A=8 A=5 V. Zusammen-fassung

  31. 9C 127 ms 10C 19,3 s 11C 20,3 min 12C 13C 8B 770 ms 10B 11B 12B 20,3 ms 7Be 53,3 d 9Be 10Be 1,6·106 a 11Be 13,8 s 6Li 7Li 8Li 842 ms 9Li 178 ms 3He 4He 6He 808ms 8He 122 ms 1H 2H 3H 12,3 a n 10,6 min N 0 1 2 3 4 5 6 7 Heliumverbrennung I. Einführung Z II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. PrimordialeKernsynthese IV. Stellare Kernsynthese roter Riese • Wasserstoff-verbrennung • Helium-verbrennung • Verbrennung bis zum Eisen • s-process • r-process Heliumfusion durch „3-Prozess“ : A=8 A=5 V. Zusammen-fassung

  32. Verbrennung bis zum Eisen I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Je nach Masse des Sterns werden nach der Heliumverbrennung Kohlenstoff und ggfs. noch schwerere Elemente weiterverbrannt: III. PrimordialeKernsynthese z.B. IV. Stellare Kernsynthese roter Riese • Wasserstoff-verbrennung • Helium-verbrennung • Verbrennung bis zum Eisen • s-process • r-process Ab Eisen ist keine Energiegewinnung durch Fusion mehr möglich! V. Zusammen-fassung

  33. Elementsynthese bis zu Bismut beim s-process Verbrennung bis zum Eisen Während der Verbrennungsphase produziert ein Stern schwere Kerne durch sukzessiven Einfang von Neutronen und anschliessenden -Zerfall Je nach Masse des Sterns werden nach der Heliumverbrennung Kohlenstoff und ggfs. noch schwerere Elemente weiterverbrannt: z.B. Ab Eisen ist keine Energiegewinnung durch Fusion mehr möglich! I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. PrimordialeKernsynthese IV. Stellare Kernsynthese roter Riese • Wasserstoff-verbrennung • Helium-verbrennung • Verbrennung bis zum Eisen • s-process • r-process V. Zusammen-fassung

  34. Elementsynthese bis zu Bismut beim s-process 63Cu 60Ni 61Ni 62Ni 63Ni 59Co 60Co 57Fe 58Fe 59Fe I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Während der Verbrennungsphase produziert ein Stern schwere Kerne durch sukzessiven Einfang von Neutronen und anschliessenden -Zerfall III. PrimordialeKernsynthese IV. Stellare Kernsynthese roter Riese • Wasserstoff-verbrennung • Helium-verbrennung • Verbrennung bis zum Eisen • s-process • r-process V. Zusammen-fassung

  35. Elementsynthese bis zu Bismut beim s-process 63Cu 212Po 212Po 60Ni 209Po 210Po 61Ni 62Ni 211Po 212Po 63Ni 207Bi 59Co 208Bi 60Co 209Bi 210Bi 211Bi 57Fe 206Pb 207Pb 58Fe 208Pb 59Fe 209Pb 210Pb 206Tl 207Tl 208Tl I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Während der Verbrennungsphase produziert ein Stern schwere Kerne durch sukzessiven Einfang von Neutronen und anschliessenden -Zerfall III. PrimordialeKernsynthese IV. Stellare Kernsynthese roter Riese • Wasserstoff-verbrennung • Helium-verbrennung • Verbrennung bis zum Eisen • s-process • r-process V. Zusammen-fassung

  36. Elementsynthese bis zu Bismut beim s-process roter Riese I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Während der Verbrennungsphase produziert ein Stern schwere Kerne durch sukzessiven Einfang von Neutronen und anschliessenden -Zerfall III. PrimordialeKernsynthese IV. Stellare Kernsynthese • Wasserstoff-verbrennung • Helium-verbrennung • Verbrennung bis zum Eisen • s-process • r-process 212Po 212Po 209Po 210Po 211Po 212Po 207Bi 208Bi 209Bi 210Bi 211Bi V. Zusammen-fassung 206Pb 207Pb 208Pb 209Pb 210Pb Der s-process kann keine Elemente erzeugen, die schwerer als Bismut sind 206Tl 207Tl 208Tl

  37. Elementsynthese bis zu Bismut beim s-process Elementsynthese bis zu Transuranen beim r-process Während der Verbrennungsphase produziert ein Stern schwere Kerne durch sukzessiven Einfang von Neutronen und anschliessenden -Zerfall MStern 1,4 M MStern M roter Riese 212Po 212Po Supernova weisser Zwerg 209Po 210Po 211Po 212Po Temperatur reicht nicht zur Zündung weiterer Fusionen 207Bi 208Bi 209Bi 210Bi 211Bi 206Pb 207Pb 208Pb 209Pb 210Pb Der s-process kann keine Elemente erzeugen, die schwerer als Bismut sind 206Tl 207Tl 208Tl I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. PrimordialeKernsynthese IV. Stellare Kernsynthese • Wasserstoff-verbrennung • Helium-verbrennung • Verbrennung bis zum Eisen • s-process • r-process V. Zusammen-fassung

  38. Elementsynthese bis zu Transuranen beim r-process MStern 1,4 M MStern M roter Riese MStern 3.2 M Supernova weisser Zwerg Temperatur reicht nicht zur Zündung weiterer Fusionen MStern 3.2 M Neutronenstern schwarzes Loch I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. PrimordialeKernsynthese IV. Stellare Kernsynthese • Wasserstoff-verbrennung • Helium-verbrennung • Verbrennung bis zum Eisen • s-process • r-process V. Zusammen-fassung

  39. Bei einer Supernova-Explosion werden extrem grosse Neutronenflüsse erreicht. Dabei ist der Neutroneneinfang schneller als - und -Zerfallsprozesse und es wird die „Uran-Insel“ erreicht. MStern 1,4 M MStern M roter Riese MStern 3.2 M weisser Zwerg Temperatur reicht nicht zur Zündung weiterer Fusionen MStern 3.2 M Neutronenstern schwarzes Loch Elementsynthese bis zu Transuranen beim r-process I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. PrimordialeKernsynthese IV. Stellare Kernsynthese • Wasserstoff-verbrennung • Helium-verbrennung • Verbrennung bis zum Eisen • s-process • r-process Supernova V. Zusammen-fassung

  40. Elementsynthese bis zu Transuranen beim r-process I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis Bei einer Supernova-Explosion werden extrem grosse Neutronenflüsse erreicht. Dabei ist der Neutroneneinfang schneller als - und -Zerfallsprozesse und es wird die „Uran-Insel“ erreicht. III. PrimordialeKernsynthese IV. Stellare Kernsynthese • Wasserstoff-verbrennung • Helium-verbrennung • Verbrennung bis zum Eisen • s-process • r-process Supernova V. Zusammen-fassung

  41. V.Zusammenfassung I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. PrimordialeKernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung

  42. Zusammenfassung I. Einführung II. Das Neutron zu Proton Verhältnis III. PrimordialeKernsynthese IV. Stellare Kernsynthese V. Zusammen-fassung Die beobachteten Elementhäufigkeiten stimmen hervorragend mit den Berechnungen überein. Diese Übereinstimmung ist eine wichtige Stütze des Standardmodells der Kosmologie!

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