2  Die Entstehung und Ordnung der Elemente [46:12]

Die Entstehung der Elemente kann teilweise direkt verwendet werden, um Prozesse bei der Entstehung unseres Sonnensystems und der Planenten zu verstehen. Dafür werden präsolare Körner untersucht, meist sub-µm winzige Körnchen, die in anderen Sternen entstanden. In dieser Einheit lernen wir alles nötige über Nukleosynthese. Damit verstehen wir nicht nur das Periodensystem besser, ein grundlegendes Verständnis nukleosynthetischer Prozesse ist nötig, um die Isotopen-Geologie, sowie die Datierung von Gesteinen zu vernünftig verstehen zu können.

Fun Facts
Nuklid bezeichnet nur den Kern eines Elements, also ohne Elektronen.
Isotope bezeichnet Kern und Elektronenhülle eines Elements, wobei der Kern eine ganz bestimmte Anzahl Neutronen enthält.
Atom bezeichnet in der Regel die Summe aller stabilen Isotope eines Elements. Z.B. bedeutet Atomgewicht die Summe der Isotope eines Elements, entsprechend der relativen Anteile der verschiedenen Isotope.

2.1 Big Bang Nukleosynthese [2:35]

Wir beginnen mit einer Überschneidung zur letzten Einheit – ausschließlich, da in der gesamten Einheit 2 die Nukleosynthese der Elemente im Mittelpunkt steht. Es geht also mit hauptsächlich H & He los – und ein paar neue Dinge kommen hier in 2.1 doch auch dazu.
Mit dem Urknall vor ca. 13.8 Ga begann die Existenz von Raum und Zeit. In den ersten Sekunden expandierte der ausschließlich mit Strahlung erfüllte Kosmos mit Überlichtgeschwindigkeit. Dabei kühlte er ab und es kondensierten die ersten Elementarteilchen wie zunächst Quarks und später beispielsweise Elektronen, Protonen und Neutronen. Nach wenigen Minuten war der junge Kosmos soweit abgekühlt, dass Protonen Elektronen einfangen konnten und sich als erstes chemisches Element Wasserstoff bildete. Durch Zusammenstöße von Protonen mit Neutronen und einem weiteren Proton entstand als zweites chemisches Element Helium, und nach weiteren Zusammenstößen in winzigen Spuren Lithium. Für die Fusion schwererer Elemente war die Stoßkraft der Protonen und Neutronen im schnell expandierenden Kosmos schon nicht mehr ausreichend. Da der Elektroneneinfang eines Protons etwa fünfmal schneller abläuft als die Fusion von Protonen und Neutronen zu Helium, bestand die chemische Zusammensetzung des Anfangsuniversums zu etwa 80% aus Wasserstoff und zu 20% aus Helium.

Welcher Prozess bildete die Elemente während der Big Bang Nukleosynthese?

Während der Kondensation aus der heißen Frühphase zunächst Elementar-Teilchen wie Quarks und Elektronen. Aus diesen bildeten sich Protonen und Neutronen. Protonen und Elektronen verbanden sich schließlich zu H. Die hohe Dichte zu dieser Zeit führte für eine gewisse Zeit zu vielen Kollisionen von Protonen, wobei sich He-Kerne, und Spuren von Li bildeten, die sich später ebenso mit Elektronen zu den entsprechenden Atomen verbanden.

Welche Elemente wurden in der Big Bang Nukleosynthese gebildet?

H, He, und Spuren von Li.

Wie in etwa war die initiale Zusammensetzung des Universums nach der Big Bang Nukleosynthese?

✓80% H

✓20% He

✗80% He

✗20% H

In welchem Zustand bestand das Universum unmittelbar nach dessen Entstehung?

✓Es bestand vollständig aus Strahlung

✗Es bestand aus Quarks und Strahlung

✗Es bestand vollständig aus Quarks

✗Es bestand vollständig aus H und He

Unser Universum entstand vor …

✗… ca. 13.3 Ga

✓… ca. 13.8 Ga

✗… ca. 18.3 Ga

✗… ca. 18.8 Ga

2.2 Stellare Nukleosynthese [4:36]

Sterne sind Zentren der Nukleosynthese. Während deren Lebensphase (s. HRD), besonders aber auch bei deren Ende, oder in der Interaktion mit anderen Sternen werden Unmengen von Elementen erbrütet.
Ein Stern entsteht in einer kollabierenden Molekülwolke. Dort steigt der Druck sprungartig, und unter enormer Energiefreisetzung beginnt H zu He zu fusionieren. Diese Fusionsreaktion nennt man ›H-Brennen‹. Nach dieser Initialzündung beginnt im Stern eine Fusionskette, während der schwere Elemente bis hin zum Fe entstehen können. Die einzelnen Brennstufen und dabei ablaufenden Fusionsreaktionen sind in den Reaktionsgleichungen dargestellt. Diese Fusionskette bricht je nach Sternmasse schon früher ab. Unsere Sonne ist vergleichsweise klein und messearm, und wird nur bis zum He-Brennen gelangen.

Beschreibe das Grundkonzept des Fusionsprozesses.

In der Fusion kollidieren mindestens zwei Nuklei, bleiben zusammen, und bilden dabei einen größeren Nukleus. Das ist jedoch nur möglich, wenn die Bindungsenergie (pro Nucleus) des größeren Nukleus größer ist als die Gesamt-Bindungsenergie (pro Nucleus) der kollidierenden Nuklei. Das ist für Elemente bis Fe möglich.

Welche Elemente werden in der stellaren Nukleosynthese gebildet?

Mit stellarer Nukleosynthese sind primär Fusionsprozesse gemeint, d.h. dabei entstehen alle Elemente von C bis Fe.

Die folgenden sind Stufen in der stellaren Nukleosynthese:

He-Brennen

✓CNO-Brennen

✗H,He-Brennen

✗CNO-Zyklus

✓C-Brennen

✗P-Brennen

✓O-Brennen

✗Si-Brennen

Fusion wird auch ›Brennen‹ genannt.

✓Wahr

✗Falsch

Welches ist der letzte Nukleus, der in der stellaren Nukleosynthese gebildet werden kann?

✗⁵⁴Fe

✓⁵⁶Fe

✗⁵⁸Ni

✗⁶²Ni

2.3 Zwiebelschalen-Modell der Stellaren Nukleosynthese [3:59]

Nachdem wir die Nukleosynthese in Sternen kennen gelernt haben, schauen wir uns an, wo genau diese Nukleosynthese stattfindet. Diese wandert in charakteristischen Schalen, und abhängig von der Sternmasse von innen nach außen.
Alle Sterne beginnen auf dieselbe Weise – mit H-Brennen, d.h. der Fusion von H zu He. Abhängig von der initialen Sternmasse durchlaufen Sterne dann unterschiedliche lange Fusionsketten. Ab Sternmassen >10 mal unserer Sonne fusionieren weitere Elemente, um schließlich maximal Fe zu bilden. Schwerere Elemente werden näher zum Kern des Sterns gebildet, da sie mehr Energie benötigen, um die Coulomb-Barrieren der positiv geladenen Element-Kerne zu überwinden. Höhere Energien erhalten diese Reaktionen aus dem höheren Druck im Stern-Inneren. Der Wechsel von einer Brennstufe zur nächsten, z.B. vom H- zum He-Brennen, erfolgt kontinuierlich. Um den inneren Kern findet in den umliegenden Schalen weiterhin H-, He-, … Brennen statt. Diese Schalen wandern langsam nach außen, während sich der Kern des z.B. He-Brennens ausdehnt. Dasselbe geschieht, wenn die nächste Brennstufe einsetzt. Mit der Zeit bildet sich auf diese Weise ein Schalenbau des Sterns, mit Wasserstoffbrennen in der äußersten Schale und – im Extremfall – Si-Brennen im Kern. Gleichzeitig bildet sich ein Temperaturgradient mit hohen Temperaturen im Kern. Elemente mit höherer Ordnungszahl als Fe können nicht durch diese Fusionsprozesse entstehen. Das heißt, mit Entstehen von Fe endet die Fusion. Da in dem Moment im Kern keine Strahlung mehr aus Fusion entsteht, kann diese auch nicht mehr von innen den Stern in hydrodynamischem Gleichgewicht mit der nach innen gerichteten Gravitationskraft halten. Der Stern kollabiert (›core-collapse‹) in einer Supernova.

Was löst den ›core-collapse‹ in einem Stern aus, und was schließt sich mehr oder weniger direkt daran an?

In der letzten Stufe der Element-Fusion im Kern eines Sterns wird Fe produziert. Keine weitere Elemente können produziert werden, und die Fusion endet. Da nun keine Strahlung mehr aus der Fusion produziert wird, welche den gravitative Druck ausgleichen könnte, kollabiert der Kern des Sterns (core-collapse). Das nach innen fallende Material nach dem core-collapse prallt irgendwann von innen wieder nach außen und in den Weltraum, was dann eine Super-Nova ist.

Was markiert den Beginn einer Stern-Entstehung?

Der Druck in einer H-reiche Wolke wird so enorm, dass H-Atome ihre abstoßende Coulomb-Barriere (Abstoßung der positiv geladenen H-Atomkerne (=Protonen)) überwinden, und zu He fusionieren. Diese Fusion markiert die Geburt eines neuen Sterns.

Was ist die Lebenszeit massiver Sterne (25 x Sonnenmasse)?

✓Einige Millionen Jahre.

✗Einige Hundert Millionen Jahre.

✗Einige Milliarden Jahre.

Es heißt ›Zwiebelschalen-Modell der stellaren Nukelosynthese‹, da H im Kern des Sterns gebildet wird, und zunehmend schwerere Elemente hin zur Oberfläche des Sterns.

✗Wahr

✓Falsch

Welche minimale Masse braucht ein Stern, um alle Stufen der Element-Fusion von H bis Fe zu durchlaufen?

✗0.25 x die Sonnenmasse

✗2.5 x die Sonnenmasse

✓25 x die Sonnenmasse

✗250 x die Sonnenmasse

2.4 Bindungsenergien der Nuklide [10:32]

Die Nukleosynthese findet in unterschiedlichen Bereichen von Sternen statt, aber auch zu unterschiedlichen Zeitpunkten in deren Lebenszyklus. Warum das so ist versteht man sehr gut, wenn man weiß, dass Nuklide unterschiedlich stabil sind, bzw. bei der Nukleosynthese einmal Energie frei werden kann, und einmal Energie verbraucht wird. Genau das schauen wir uns zunächst einmal an.
Die Bindungsenergie ist ein Maß dafür, wie stark die Bindung zwischen den einzelnen Nukleonen (d.h. einem Proton oder Neutron) ist. Je größer die Bindungsenergie, desto stärker die Bindung zwischen den Nukleonen. Der Unterschied in den Bindungsenergien zweier Nuklide ist die Energie die entweder frei wird oder nötig ist, wenn sich ein Nuklid aus dem anderen bildet. Ein Nuklid bildet sich aus einem anderen bei der Kollision von Nukelonen oder dem radioaktiven Zerfall. Wenn sich aus leichten Nukliden schwerer bilden (in Richtung höherer Massenzahlen) werden massive Energiemengen frei. Das geschieht Beispielswiese in Sternen. Beim radioaktiven Zerfall (in Richtung niedrigerer Massenzahlen) werden immer noch gewaltige Energiemengen frei. Das Nuklid mit der höchsten Bindungsenergie ist 62Ni. Bei der Bildung von Nuklide bis 62Ni wird Energie frei, z.B. in Sternen. Bei der Bildung von Nukliden schwerer als 62Ni wird Energie benötigt, z.B. in Supernovas. Das schwerste stabile Nuklid ist 209Bi. Die Gesamtbindungsenergie der Nuklide steigt kontinuierlich an.

Wo entstehen die Nuklide?

Nuklide ansteigender Massenzahl bis etwa Fe haben ansteigende Bindungsenergien pro Nukleon. Das bedeutet, wenn Nuklide mit einer Gesamt-Massenzahl kleiner Fe kollidieren, fusionieren sie zu schweren Nukliden. Sie fusionieren, da ihre Gesamt-Bindungsenergie pro Nukleon höher ist, als die der einzelnen, kollidierenden Nuklide. Solche Fusionsprozesse laufen in Sternen ab. Nuklide mit ansteigender Massenzahl ab etwa Fe haben fallende Bindungsenergien pro Nukleon. Das heißt, kollidieren Nuklide mit einer Gesamt-Massenzahl höher als Fe, fusionieren sie nicht, da die Bindungsenergie des hypothetischen, entstehenden Nuklids kleiner wäre, als die Bindungsenergien der jeweiligen, kollidierenden Nuklide. Damit Nuklide mit Massenzahlen höher als Fe entstehen können, muss Energie zugeführt werden. Das kann z.B. während Stern-Explosionen durch die Anlagerung von Neutronen an bestehende Nuklide geschehen. Stern-Explosionen sind der Entstehungsort vieler schwerer Nuklide.

Was ist entlang der Achsen des Bindungsenergien-Diagramms der Nuklide aufgetragen?

x-Achse: alle stabilen Nuklide. y-Achse: die Bindungsenergie der Nuklide, geteilt durch die Anzahl der Nukleonen (= Protonen + Neutronen) im jeweiligen Nuklid.

Welches ist das schwerste Nuklid, das durch Fusion gebildet werden kann?

✗56Fe

✗⁵⁷Fe

✗⁵⁸Fe

✓⁶²Ni

✗⁶³Ni

Welche Elemente gehören zu den Fe-Peak Elementen?

✓Fe

✗Si

✓Ni

✓Ti

✗Al

✓Mn

Welches ist das schwerste, stabile Isotop?

✗²⁰⁸Pb

✓²⁰⁹Bi

✗²³²Th

✗²³⁵U

✗²³⁷Pu

2.5 Arten des radioaktiven Zerfalls [3:59]

Als letzten Baustein, um die nächste Art der Nukleosynthese zu besprechen, müssen wir die verschiedenen Arten des radioaktiven Zerfalls kennen lernen un im Kopf behalten: Radioaktive Elemente zerfallen auf 3 hauptsächliche Arten: (i) Abgabe eines Elektrons (β–Zerfall). Dabei wandelt sich ein Neutron in ein Proton um, d.h., der Nukleus gewinnt ein Proton, und wird zu einem Element mit einer um 1 höheren Ordnungszahl. Außerdem verliert er ein Neutron. (ii) Abgabe eines Positrons (β+-Zerfall). Dabei wandelt sich ein Proton in ein Neutron um, d.h., der Nukleus verliert ein Proton, und wird zu einem Element mit einer um 1 geringeren Ordnungszahl. Außerdem gewinnt er ein Neutron. (iii) Emission eines 4He Kerns (α-Zerfall). Es finden keine Umwandlungen statt, der Kern verliert jedoch 2 Protonen, und wird zu einem Element mit er um 2 geringeren Ordnungszahl. Zusätzlich verliert er zwei Neutronen. Es gibt noch zusätzliche, jedoch weitaus seltenere Zerfallsarten, z.B. spontane Spallation.

Was sind wichtige Bereiche, für die es wichtig ist, die Arten des radioaktiven Zerfalls zu verstehen?

Um nukleosynthetische Prozesse zu verstehen. Um die Grundlangen der Chronologie zu verstehen.

Beschreibe die Haupt-Arten des radioaktiven Zerfalls.

beta^-: ein Elektron wird verloren, und ein Neutron wandelt sich in ein Proton um, d.h. ein chemisches Element mit einer +1 höheren Atom-Zahl wird gebildet
beta⁺: ein Positron wird verloren, und ein Proton wandelt sich in ein Neutron um, d.h. ein chemisches Element mit einer -1 geringeren Atom-Zahl wird gebildet
alpha: ein 4He Kern wird verloren, d.h. ein chemisches Element mit einer -2 geringeren Atom-Zahl wird gebildet.

Beim alpha-Zerfall verliert ein Nukleus ein He-Atom.

✓Wahr

✗Falsch

Für den radioaktiven Zerfall spielt nur der Kern eine Rolle, die Elektronen-Hülle ist egal.

✓Wahr

✗Falsch

Ein Positron ist praktisch dasselbe wie eine Elektron, nur mit positiver Ladung, d.h., das Positron ist das Anti-Teilchen des Elektrons.

✓Wahr

✗Falsch

2.6 r-, s-, p-Prozess Nukleosynthese [7:29]

Nun sind wir gut gerüstet, um den dritten Prozess der Nukleosynthse zu verstehen. Dieser ist von besonderer Bedeutung, da in Sternen Körner wie z.B. SiN (Silizium-Nitird), TiN (Titan-Nitird) oder Diamanten entstehen können, welche die Isotopen-Verhältnisse konservieren, wie sie im Stern produziert wurden. Diese Körner finden wir heute in Meteoriten, und da sie vor unserem Sonnensystem in anderen Sternen gebildet wurden, heißen sie ›präsolare Körner‹. Diese werden genau untersucht und erlauben viele Rückschlüsse über die Entstehung unseres Sonnensystems.
Elemente mit Ordnungszahlen oberhalb Fe entstehen in Stoßprozessen von Neutronen mit dem Nukleus eines Elements. Z.B. werden bei Supernova-Explosion enorme Mengen Neutronen freigesetzt. Finden sehr viele Stoßprozesse statt, z.B. bei hohen Neutronen-Dichten, können einzelne Nukleonen in kurzer Abfolge von Neutronen getroffen werden und diese einfangen. Dabei entstehen immer schwerere Nuklide. Das nennt man den r-Prozess (rapid). Bei diesem Prozess können überschwere Nuklide entstehen die instabil sind und meist sehr schnell über β- Reaktionen zerfallen, und dabei Elemente höherer Ordnungszahl bilden. Gibt es dagegen nur wenige Stoßprozesse, werden seltener Neutronen eingefangen. Das nennt man den s-Prozess (slow). Überschwere Nuklide werden nicht gebildet, da das erste überschwere radioaktive Nuklide in der Regel schneller zerfällt als der s-Prozess ein schwereres Isotop bilden könnte. Teilweise werden dadurch stabile Nuklide abgeschirmt, wenn sich vor diesen ein kurzlebiges, radioaktives Nuklid befindet. Dieses abgeschirmte Isotop kann dann ausschließlich über den r-Prozess gebildet werden. Der Anteil an r- und s-Prozess Nukliden eines Elements ist aus Modellrechnungen bekannt. Einige wenige Nuklide können mit diesen beiden Prozessen nicht gebildet werden. Das sind immer die leichtesten Nuklide eines Elements, die nicht über eine r- oder s-Prozess Reaktions-Kette erreicht werden können. Deren Bildung ist noch nicht eindeutig geklärt, und wird oft kollektiv p-Prozess genannt. Der Name leitet sich aus einem möglichen Prozess ab, bei dem Protonen an den Nukleus angelagert werden. Eine andere Möglichkeit ist die (γ,xn)-Reaktion (γ Einfang, Verlust von x Neutronen) und anschließendem β+ Zerfall.

Wie unterscheiden sich der r-, s-, und p-Prozess?

Der r-Prozess findet in einer Region mit relativ hoher Neutronen-Dichte statt. Das bedeutete, existierende Neutronen werden in schneller Folge mit weiteren Neutronen beschossen, und es ist möglich, dass sich dabei sehr schwere Nuklide eines bestimmten Elements bilden. Diese zerfallen natürlich sofort wieder in Richtung stabiler Nuklide mit höherer Massen-Zahl. Im Gegensatz dazu findet der s-Prozess in einer Region mit relativ geringer Neutronen-Dichte statt. Das bedeutete, existierende Neutronen werden nur hin und wieder von Neutronen getroffen. D.h., instabile Nuklide zerfallen in der Regel, bevor sie erneut von einem Neutron getroffen werden. Schwere Nuklide können daher nicht gebildet werden. Die Natur des p-Prozess ist noch ungeklärt. Ursprünglich dachte man, dass manche stabile Elemente durch Protonen-Anlagerung entstehen können – eine Möglichkeit, die weiterhin in Betracht gezogen wird.

Welche Elemente bilden sich bei der r-, s-, und p-Prozess Nukleosynthese?

Primär Elemente schwerer als Fe.

Die mit seltensten Nuklide werden im …-Prozess gebildet.

✗… r

✗… s

✓… p

Nuklide, die im r- und s-Prozess gebildet werden, zerfallen anschließen schnell durch einen … -Zerfall.

✓beta^-

✗beta⁺

Welches sind primäre Bildungsumgebungen der r-, s-, und p-Prozess Nukleosynthese?

✓AGB Sterne

✗Big Bang

✗Spallation

✓Super-Nova

2.7 Präsolare Körner [6:48]

Die Bedeutung präsolarer Körner für die Kosmo- aber auch Geochemie wurde im vorigen Abschnitt angedeutet. Daher schauen wir uns die präsolaren Körner in einem kurzen Exkurs einmal an.
Präsolare Körner sind durch ihre sehr anderen Isotopen-Zusammensetzungen charakterisiert. Das Material in unserem Sonnensystem hat typischerweise maximal Isotopen-Variationen im Promille-Bereich der Delta-Notation. Präsolare Körnern haben dagegen Isotopen-Variationen bis hin zu Größenordnungen einzelner Isotopen-Verhältnisse. Typische und große Isotopen-Variationen findet man z.B. in O, C, N, Si, Cr, Ti. Die Körner werden entsprechend ihrer Isotopen-Zusammensetzung in Gruppen eingeteilt, die wiederum deren Ursprungsort und Entstehung zugeordnet werden können, z.B. Roten Riesen, AGB Sternen, Supernovas, usw. Präsolare Körner können nach Säureaufschlüssen isoliert, oder mit Hilfe von in-situ Techniken identifiziert werden.

Wie können präsolare Körner identifiziert werden?

Mit Massenspektrometern können die Konzentrationen einzelner Isotope in Falschfarbenbildern sichtbar gemacht werden. Vergleicht man zwei solche Bilder die je ein bestimmtes Isotop eines Elements darstellen – z.B. 28Si und 30Si –, erkennt man die präsolaren Körner daran, dass sie in den beiden Bildern – und im Vergleich zu den anderen Körnern – einen starken Farb-/Helligkeitsunterschied haben.

Nenne 3 Isotopensysteme, mit denen man präsolare Körner untersucht.

¹²C – ¹³C; ¹⁴N – ¹⁵N; ¹⁷O – ¹⁶O; ²⁸Si – ³⁰Si

Die Isotopenverhältnisse präsolarer Körner können sich bis um mehrere Größenordnungen unterscheiden.

✓Wahr

✗Falsch

Wie alt sind präsolare Körner?

✓Älter als 4.56 Ma

✓Älter als 4.56 Ga

✗In etwa 6.54 Ga

✗In etwa 456 Ma

Wo werden präsolare Körner gebildet?

✓In AGB Sternen

✗In Schwarzen Löchern

✗Im Urknall

✓In Roten Riesen

✓In Supernovae

✗In Neutronen-Sternen

2.8 Nukleosynthese durch Spallation[1:17]

Nun fehlt uns nur noch die letzte, vierte Art der Nukleosynthese: Die drei Leichtgewichte Be, Li und B können weder im Stern durch Fusion, noch nachfolgend durch den r-, s- oder p-Prozess gebildet werden. Nur geringe Spuren von Li entstanden bei der Big-Bang Nukleosynthese. Die drei Elemente Be, Li und B entstehen durch Spallationsreaktionen im interstellaren Medium. Dieser Prozess wird manchmal auch l-Prozess für light elements genannt. Spallation heißt, z.B. ein Proton trifft auf ein Nukelus, zerstört diesen und dabei wird ein neues Element produziert. Zwei ablaufende Spallationsreaktionen sind beispielsweise: (i) Ein Proton trifft ein 12C Nukleus, das eine Proton bleibt im Nukleus, aber zwei andere werden heraus geschlagen. Dabei entsteht 11B, oder kurz: 12C(p,2p)11B. (ii) Wieder trifft ein Proton ein 12C Nukleus, das eine Proton bleibt im Nukleus, aber vier Protonen und zwei Neutronen werden heraus geschlagen. Dabei entsteht 7Li, oder kurz: 12C(p,4p2n)7Li.

Welcher Prozess bildete die leichten Elemente, die nicht in der Big Bang oder einem anderen Nukleosynthese-Prozess gebildet wurden/werden?

Li, Be und B werden hauptsächlich durch Spallation produziert (Spuren von Li werden auch in der Big Bang Nukleosynthese produziert). D.h., ein Proton trifft z.B. einen 12C Nukleus, aus dem dabei 2 Protonen heraus geschlagen werden, wobei 11B entsteht. Diese Spallationsprozesse laufen primär im ISM ab, das daher der Hauptbildungsort der drei leichten Elemente Li, B und B ist.

Welche leichten Elemente wurden/werden nicht in der Big Bang oder einem anderen Nukleosynthese-Prozess gebildet?

Li, Be, B – allerdings werden Spuren von Li auch in der Big Bang Nukleosynthese produziert.

Spallation bedeutet, dass ein größerer Nukleus zu einem kleineren zerstört wird, wenn er z.B. von einem Proton getroffen wird.

✓Wahr

✗Falsch

Welches Element steht vor Li im PSE?

✗H

✓He

✗Be

✗C

✗N

Die Atomzahl der drei leichten Elemente nimmt in der folgenden Sequenz zu:

✗Be, Li, B

✗Be, B, Li

✓Li, Be, B

✗Li, B, Be

✗B, Li, Be

✗B, Be, Li

2.9 Kosmochemisches Periodensystem der Elemente [2:55]

Nachdem wir nun die Bildung der Elemente kennen gelernt haben, ordnen wir diese in einem kosmochemischen Periodensystem. Ähnliche, und vor allem ähnlich hilfreiche gibt es für viele Bereiche. Das kosmoschemische PSE ist natürlich auch für die Geochemie in vielen Parametern nützlich, aber auch dafür kann ein spezielles PSE gebastelt werden. Das PSE ist von grundlegender Wichtigkeit für die Mineralogie, und ein Grundverständnis davon, sowie zum geochemischen/kosmochemischen Charakter der verschiedenen Elemente ist absolut wichtig.
Ein spezielles Periodensystem für die Kosmochemie ist äußert hilfreich um schnell grundlegende Informationen wie Häufigkeit, Kondensationstemperatur, Isotopen-Daten, etc. nachzuschauen.

Was stellen die Farben und die (fehlende) Schraffur im kosmochemischen PSE dar?

Farbe: kosmochemische Eigenschaft – refraktär, Haupt, volatil, hoch-volatil
Schraffur: litophil, sidero-/chalkophil.

Nenne mindestens 5 Element-Eigenschaften die im kosmochemischen PSE dargestellt sind.

Z.B. CI Häufigkeit, 50% Kondensationstemperatur, Oxid-Element Umrechnungsfaktor, kondensierende Phase, Anzahl stabiler Isotope, wichtigstes radioaktives Isotop.

Bis zu welcher 50% Kondensations-Temperatur werden Elemente als refraktär klassifiziert?

✗<1400 K

✗<1350 K

✗<1250 K

✗

1400 K

✗

1350 K

✓

1250 K

Über welchen Temperatur-Bereich – ca. – kondensieren die Hauptelement?

✗600-1150 K

✓600-1250 K

✓640-1250 K

✗840-1350 K

✗600-1250 ºC

✗840-1350 ºC

Actinide und Lathanide sind …

✗… lithophil volatil

✗… siderophil volatil

✓… lithophil refraktär

✗… siderophil refraktär

2.10 Anfangszusammensetzung der protoplanetaren Scheibe [2:02]

Zum Abschluss all der Elementbildung schauen wir einmal auf die ganz grobe, chemische Zusammensetzung unsers Sonnensystems. Die Anfangszusammensetzung der protoplanetaren Scheibe ähnelt der der Sonne, d.h. des Sonnensystems: das meiste war H und He, nur 2% waren etwas anderes, und werden meist zusammen gefasst ›Metalle‹ genannt. Etwas mehr als ein Viertel dieser Metalle sind Gesteine, aus denen sich die Meteorite, Asteroide und terrestrischen Planeten gebildet haben. The rest sind verschiedene Eise, aus denen sich die Gas-Planeten bildeten.

Was sind die Haupt-Bestandteile der protoplanetaren Scheibe – außer ›Metallen‹?

Gesteinsmaterial, H₂O Eis (0.9 Gew%), CH₄ Eis (0.5 Gew%) und NH₃ Eis (0.1 Gew%).

Was meinen Astronomen, wenn sie von ›Metallen‹ sprechen?

Alle Element außer H und He.

Nenne die ungefähre Häufigkeit von He in der protoplanetaren Scheibe.

✓25 Gew%

✗75 Gew%

Nenne die ungefähre Häufigkeit der ›Gesteine‹ in der protoplanetaren Scheibe.

✓0.06 Gew%

✗0.6 Gew%

✗6 Gew%

Nenne die ungefähre Häufigkeit der ›Metalle‹ in der protoplanetaren Scheibe.

✗0.002 Gew%

✗0.02 Gew%

✗0.2 Gew%

✓2 Gew%

Päsenzphase

Das nukleosynthetische Periodensystem

Aufgaben
Für die Aufgabe benötigst Du ein leeres PSE.

1. Trage repräsentative Elemente der verschiedenen Nukleosyntheseprozesse ein, und codiere diese mit einer Farbe.

2. Markiere einige repräsentative Elemente welche in Sternen der 1. Generation, und welche in Sternen der 2. und späteren Generationen vorhanden sind.

3. Zeichne eine Zeitleiste vom Urknall bis heute und markiere mit Balken wann welche Elemente entstehen, bzw. wann welche nukleosynthetischen Prozesse stattfinden.

4. Markiere radioaktive Elemente mit einem kleinen ›r‹.Ab welchem Element sind fast alle weiteren Elemente radioaktiv?Wie viele Elemente vor diesem ersten sind radioaktiv?

Der Ursprung präsolarer Körner
Aus einem Meteoriten werden zwei präsolare Körner separiert, mit folgender Isotopie:

Korn 1

46Ti	47Ti	48Ti	49Ti	50Ti
30%	18%	50%	1%	1%

Korn 2

90Zr	91Zr	92Zr	94Zr	96Zr
20%	5%	12%	13%	45%

Beantworte folgende Fragen, und begründe Deine Antwort.

1. Bei welchem nukleosynthetischen Prozess ist das Korn vermutlich entstanden?

2. Wo ist das Korn vermutlich entstanden?

3. Wo im HRD ist das Korn möglicherweise entstanden?

4. Welches Atomgewicht haben die beiden Elemente in den jeweiligen Körnern?

5. Wie sehr unterscheidet sich deren Atomgewicht vom Atomgewicht der beiden Elemente auf der Erde?

Verwende das Gelernte, um noch folgende Fragen zu beantworten:
Später wird noch ein präsolares Korn separiert. Es trägt eine p-Prozess Anomalie des Elements X. Suche ein geeignetes Beispiel, welches das Element X sein könnte, und notiere dessen hypothetische Isotopie.

Disclaimer: Später wirst Du lernen, dass die Isotopie anders angegeben wird. Die Idee ändert sich jedoch nicht. Für die Aufgabe sind folgende Links nützlich: Nuklidkarte & Häufigkeiten der stabilen Isotope.