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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

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Sternentstehung

1.Teil der Wolke wird instabil
2. Gravitaionskraft nimmt überhand, Wolke kollabiert + Masse fällt uns Zentrum
Genauer: Wolke rotiert bereits zu Beginn etwas, durch Kollaps wird Ausdehnung kleiner
->rotiert schneller, flacht ab, im Zentrum hohe Dichte führt zu Kernfusion + Sternbildung
3. Protoplanetare Scheibe (=Rest d. Nebels) sichtbar, in Mitte leuchtet neuer Stern.
4. Scheibe wird abgeworfen = häufig heftige Auswürfe v. Materie

-Je nach Masse hat Stern versch. Temperatur, Helligkeit (Angabe in Sonnenmassen)

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Def. Nukleosynthese allgem.

ist die Entstehung von Atmokernen. Man unterscheidet zwischen der primordiale Nukleosynthese kurz nach dem Urknall und der stellaren Nukleosynthese durch Kernfusion.

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r-Prozesse

= schneller (r=rapid) Neutroneneinfang: Zeitspanne zw. 2 Neutroneneinfängen kurz, wodurch instabile Isotope weiter Neutronen einfangen können (sehr neutronenreiche radiokative Zwischenkerne)
->zerfallen danach via beta- Zerfall

-nur bei Explosion v. Supernova, da hohe T, Neutronendichte erforderlich
-bildet Fe bis Pb / instabile langlebige Isotope von Bismut, Th, U, Plutonium
-produziert Kerne mit Masse >56

 

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s- Prozess

= langsamer (slow=s) Neutroneneinfach: Zeitspanne zw. 2 Neutroneneinfängen lange im Vgl. zu radiokativen Zerfall v. Isotopen
-s-Prozess folgt Pfad, d. v.a. stabile Isotope beinhaltet

-findet hauptsächlich in Sternen ab, die sich im asymptotischen Riesenast des Hertzsprung-Russell-Diagramms befindenstatt, da rel. niedrige T ausreichen
-produziert Kerne mit Masse > 56

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Welche Nukleosynthese produziert welche Elemente?

-Big Bang (primordiale Nukleos.): Kerne bis Masse 7Li

-Kernfusion in Sternen (stellare Nukleos.): bis Masse </gleich 56

-s/r-Prozess: mit Masse >56

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Bestimmung von Element-/ Isotopenhäufigkeit in Sonne /Sonnensystem

Sonne: mit Spektroskopie (begrenzte Genauigkeit)
   =Bestimmen d. Häufigkeit aus Stärke v. Absorptionslinien, da Atome in Sonne ionisiert werden, dabei werden elementspez. Wellenlängen absorbiert

-Ansonsten Klassifizierung durchführen, ob Mat. undiff. ist, sich also seit 4.5Mrd. J. ni. verändert hat.

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Isotopenhäufigkeit bei Meteoriten

->übrig gebliebenes Mat. repräsentativ für durschnittliche Sonnensyst.zusamsetzung?

-meisten Meteorite aus Aseroidengürtel, haben sich seit 4.5Mrd. J. zwar nicht verändert, aber nur Cl-Chondrite (selten) sind undiff., also sonnenähnlich
  ->Cl-Chondrite haben etwas mehr Li (&be), weniger leichtflüchtige Stoffe (H, Edelgase) wie Sonne

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Ursachen für Häufigkeit der Elemente

-häufigsten Elemente i.d. stellarern Nukleosynthese entstanden, wobei Fe besonders häufig, da sehr stabil und ist der Endpunkt der möglichen Kernfusion
-Elemente schwerer als Fe nur in Supernova gebildet (seltener)
-Elemente mit ungerader Ordnungszahl (ausser H) sind seltener, da Kernfusion v.a. via He abläuft
-v.a. Zaheln wie 2(He), 8 (O), 14 (Si), 20 (Ca), Ni (28), 50 (Zinn), 82 (Pb) aus Stabilitätsgründen häufiger

-Tiefpunkte in Häufigkeitskurve bei: Be, F,...

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Hertzsprung Russell Diagramm

-Was ist ablesbar?

Sternerntwicklung
-Blau mit Pfeil: Entwicklungspfad von Protostern, je nach Sonnenmasse (M) versch.
  ->kl./gr. Masse -> langsame / schnelle Kontraktion
-Birthlinie: Stern wird sichtbar, Gas/ Staubhülle weg
-Main sequence: Beginn des H-Brennens

-Achsen: Temperatur (K), Luminosität

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Hauptreihensterne

-Sterne, die im Kern H bilden (Mehrheit d. Sterne)
-bilden im Hertzsprung-Russell-Diagramm eine dicht bevölkerte Linie (je nach Masse heisser/ heller, kälter/ dunkler)
-Sterne mit niedriger Masse leben sher viel länger als grosse Sterne

-Am Anfang des H-brennens ist Stern auf der Nullalter-Hauptreihe, wandert im Laufe des H-brennens zur Endalter-Hauptreihe

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Bedeutung: E=m*c^2 für Kernfusion

-bei gebundenen Atomkernen ist Teil ihrer Masse in Bindungsergie umgewandelt (Massendefekt: ist leichter als einzelen Pro-/ Neutronen)

-Kernfusion = Kombi v. Nukleon + Elementarteilchen/ Nukleon (a+b->c+d)
-Energie (Q) d. Kernfusion: Q=[Ma+Mb-(Mc+md)]*c^2 =x M*c^2
Q>0 exotherm
Q< 0 endotherm
 

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In welchem Rahmen bewegen sich die Bindungsenergien der Kernfusion?

-Bis 56Fe exotherm, danach exotherme Fusion (56Fe hat die höchste Bindungsenergie)
-es muss jedoch jeweils zuerst die Coulombabstossung überwunden werden, was nur mit sehr hohen Temp. möglich ist

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Wie läuft das H-Brenne chem. ab?

1H+1H->2H + e^+ + v  (v=Neutrino)
2H + 1H -> 3He + y    (y-Strahlung)
3He + 3He -> 4He + 1H + 1H
---------------------------------------
4p --> 4He + 2e^+ + 2v + 26.7MeV

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Wie viele 4He Atome werden pro Sekunde in der Sonne erzeugt?
Wie viele Kilogramm He entspricht dies pro Sekunde?

Geg: Luminosität d. Sonne 3.84*10^26W
Hinweis: W=J/s

1eV = 1.602*10^-19 J  --> 26.7MeV = 4.28*10^-12J
3.84*10^26J/s  /  4.28*10^-12J = 8.97*10^37  4He/s

Protonenmasse = 1.67*10^-27kg
Masse 4He-Atom = 4*1.67*10^-27kg = 6.7*10^-27kg
4He Produktion d. Sonne = *6.01*10^11kg/s oder 3*10^-19M/s

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Berechne die bei einer pp-Reaktion freigesetzte Energie.

Geg: Protonenmasse: 1.67*10^-27kg
rel. Atommasse 4He  4.0036032 (Normierung auf 12C= 12.000)
rel. Atommasse 1H= 1.07825
c=3*10^8m/s

Energie, d. bei Fusion von 4 Protonen zu einem 4He Kern frei wird, kann via den Massenunterschieden von 4 Protonen und eine m4He Kern berechnet werden.
4*1H= 1.07825=4.0313000

Massendefizit = -0.028697 Atommasseneinheiten = 4.50*10^-29kg

E=M*c^2 = 3*10^8 m/s
E=4.05*10^-12J = 2.53*10^7eV = 25.3MeV
1eV = 1.602*10^-19J

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Ablauf Nukleosynthese

-während dem Hauptreihenstadium

-He-Produktion aus H
-fast gesamte Lebensdauer befindet sich Stern im Hauptreihenstadium

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Ablauf Nukleosynthese

-Endphase v. Stern 1 Sonnenmasse (Msol)

-Bildung aller schwereren Elemente

1. Stern wird heller, H-Brennstoffvorrat geht zur Neige, Energieproduktion nimmt ab
2. Kern schrumpft, da Gravitationskraft steigt, da Teilchenbewegung beschleunigt, Fusionsrate steigt & Energieoutput wächst
3. He-Flash setzt abrupt ein = Aussen H-Brennschale, innen He-Brennkern
da Zentrum bereits komprimiert, keine weitere Kontraktion
4. AGB-Phase (Asymptotische Riesenast) hat H, He- Schalen und Kern aus O, C, die bei He-Brennen entstanden sind, inkl s-Prozesse - ist nun ein roter Riese
5. Aussenhülle wird abgestossen -> übrig weisser Zwerg

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Ablauf Nukleosynthese

-Endphase v. Stern >8 Sonnenmassen (Msol)

1. gleicher Ablauf wie bei kleinem Stern bis zu Roten Riesen
2. Superriese: Da Stern im Innern so heiss, dass auch Coulombabstossung von schwereren (höher geladenen) Atomkernen überwunden werden können, werden in Schichten immer schwerere Elemente produziert (C-, O-, Ne-, Si-Brennen bis Fe + s-Prozesse)
3. Fe-kern kühlt aus, neue Kernfusion bildet negatives Energieprodukt, Stern kollabiert
4. Teilchen d. Aussenhülle werden von Schockwelle reflektiert, Supernovaexplosion inkl r-Prozesse

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Alter d. Sonne
->Scheibenbildung?

4.57Mrd Jahre
->durch Erhaltung des Drehimpuls

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-älteste Gesteine d. Erde
-älteste Minerale d. Erde

-Gestein: 3.9Mrd. J.
-Mineral: 4.3Mrd. J. (Zirkon)

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Def. Meteor

=Lichterscheinung, verglühen eines Meteorits in der Atmosphäre

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Chindrite (=kosmische Sedimente)

-grösste Klasse d. Meteoriten
-haben Chondren (eingeschlossene SIlikatkügelchen) in feinkörniger Grundmasse
-Chondren z.B. aus Entstatit
-aus Olivin, Plagioklas, Pyroxen, z.T. Ni, Fe ->undiff.!

-aus 1. Phase d. Planetenbild. (4.5Mrd.J.)
-Ansammlung von Mat. aus solarem Nebel