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Sprache Deutsch
Stufe Universität
Erstellt / Aktualisiert 10.08.2017 / 10.08.2017
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Radioaktive Isotope

-entweder seit d. Frühzeit des Sonnensystems vorhanden (langlebig) oder ständig neu produziert (z.B. dur. kosmische Strahlung)

-wichtiges Werkzeug der Geochemie. Altersbestimmung, Tracer,...

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Primordiale Nukleosynthese

-Ablauf?

1.Am Anfang war materie sehr konzentriert, bestand v.a. aus Strahlung  (keine Pro- oder Neutronen)
Temperaturen waren sehr hoch, Elementarteilchen dominierten (Photon [y], Positron [e+], Elektron [e-])
Mögliche Reaktion: y+y -> e+ + e- (bei T> 10^9K)
2. Universum dehnt sich aus, Temperatur fällt [T=1.5*10^18/ sqrt(t)]
Elementarteilchen nehmen dadurch ab, es bleiben: y, e-, Protonen [p]
3. Leichte Kerne bilden sich: H, D, 3He, 4He, 6Li
4. Temperatur fällt weiter durch Expansion, sodass keine Kerne mehr entstehen können

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Alter Big Bang?

Was fand kurz danach statt?

-Big Bang (Urknall) vor 13.7 +/- 0.2Mrd. J.: H,D, 4He entstanden
(fast alle anderen Elemente später in den Sternen erzeugt)

-Phase der primordialen Nukleosynthese= Bildung der ersten zusammengesetzten Atomkerne kurz nach dem Urknall

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2 Reaktionen der primordialen Nukleosynthese

Annhilation
-ein Elementarteilchen und ein Antiteilchen verwandeln sich in andere Teilchen, auch = Paarvernichtung
-z.B. e+ + e- = y+y

Paarerzeugung
-Bildung eines Teilchen-Antiteilchen-Paares aus anderer Energie als derjenigen einer Paarvernichtung
-z..B.: y-> e- + e+

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Beweise Big Bang

-konstante kosmische Hintergrundstrahlung im Universum messbar. Diese entstand durch hohe Temperaturen zu Beginn
 

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Was war nach der primordialen Nukleosynthese?

1.die Gravitation wurde dominant, Material aggregierte, bildete Gaswolken, ersten Sterne entstanden

2. in den Sternen finden nukleare Reaktionen statt, durch welche weitere Elemente gebildet werden
= stellare Nukleosynthese

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Stellare Nukleosynthese

-Grundidee?

-nur bei sehr hohen T (innern d. Sterns) sind v von Atomen gross genug, um elektrostat. Ablenkung d. pos. gelad. Kerne zu überwunden, sodass diese verschmelzen (=Kernfusion)

-Je schwerer (höher pos. gelad) ein Atomkern, desto höher die Coulombabstossung + desto höher nötige T zur Überwindung

-schweren Sterne im Innern so heiss, dass Abstossung überwunden. In Schichten sukzessiv immer schwerere Elemente produziert (bis Fe) = C-/ O-/ Ne-/ Si-Brennen + s-Prozesse

-Elemente schwerer als Fe entst. nur dur. Anlagerung elektrisch neutraler Neutronen = Neutronenfang
(Fusionsprozesse: endotherm)

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Molekulare Wolken

1-300 Lichtjahre gross
t: 10-50K
Gas: H2, Co, H2CO, CN
Staubanteil: ca. 1% (inkl. Eis!)

z.B. Adler-/ Orionnebel