Kernphysik

SS 2013, HHU Duesseldorf, Prof. Dr. Thomas Heinzel
Vorlesung: Kern- und Elementarteilchenphysik, inoffizielle Mitschrift
by: Christian Krause, Matr. 1956616 6 KERNREAKTIONEN
(2) Sonnenähnliche Sterne:
Phase I: Im Zentralbereich: Überwiegend pp-Kette, T ≈ räumlich konstant (Gebiet r ≈ 1/3R 0 )
→ Keine Konvektion → irgendwann: Protonen sind verbraucht: Stern erlischt im Inneren →
Kontraktion
⇒ pp-Kette in Kugelschale
⇒ 3α-Prozess setzt ein, da T steigt auf T 10 8 K
4 He + 4 He → 8 Be, 8 Be + 4 He → 12 C
Frei werdende Energie derart hoch, Strahlungsdruck übersteigt Gravitationsdruck → Stern bläht sich
auf “Roter Riese“, r R.R ≈ 250r Sonne ≈ Abstand Erde Sonne; danach: Übergang zum weißen Zwerg
(3) grosse Sterne M > 1, 5M Sonne:
T Zentrum > 2 · 10 7 K → CNO-Zyklus
Bei T 10 9 K: Höhere Brennprozesse finden statt.
→ Zwiebelschalten-Struktur der Brennprozesse
C: 12 C + 4 He → 16 O; 16 O + 4 He → 20 Ne
Ne: 20 Ne + 4 He → 24 Mg; 24 Mg + 4 H e → 28 Si
O: 16 O + 16 O → 28 Si + 4 He oder → 32 S
Si: 28 Si + 28 Si → 56 Ni → 52
26F e + 4 2 He (Dauer bis gesamter Sternbrennstoff verbraucht: nur ca. 1
Stunde)
Falls E kin (e − ) > (m n − m p ) · c 2
→ E-Gewinn durch: p + e − → n + ν e
→ nachezu komplette Umwandlung in Neutronen. Fermi-Druck der e − entfällt → Stern kollabiert bis
Fermi-Druck der Neutronen den Gravitationsdruck kompensiert.
Dauer des Kollapses: ca. 10 - 20 min. Nachstürzende Materie wird über Schockwellen reflektiert ≈
3/4 der Gesamtmasse entweicht dem Stern: “Supernova“. Es verbleibt: Neutronenstern.
16 kg
ρ N.Stern ≈ 10
m 3 , m N.Stern ≈ 2× Sonnenmasse, Ø≈ 10km
Frei werdende Energie ≈ 10 48 J, Großteil der Masse wird abgestoßen
Bei sehr großen Sternen m S 5× Sonnenmasse
E F,n → P F ermi < P Gravitation ⇒ weiterer Kollaps zum schwarzen Loch, Dauer bei m ≈ 10
Sonnenmassen ca. 20 min.
Seite 62