Der Anfang vom Anfang war gemacht: Zu Beginn des 20. Jahrhunderts hatten Wissenschaftler herausgefunden, dass unser Universum nicht ewig und unveränderlich in all seiner Pracht existiert, sondern dass es in ferner Vergangenheit zunächst entstanden ist. Dieses Ereignis bezeichnen wir heute als Urknall – aber was ist dann passiert?

In dieser Folge erzählt Franzi die Geschichte eines Physikers namens Ralph Alpher, der herausgefunden hat, wie das Weltall und alles in ihm entstanden ist: wie die Materie in unser Universum kam, allen voran die beiden häufigsten chemischen Elemente Wasserstoff und Helium. Diese Urknall-Nukleosynthese ist bis heute eine der stärksten Hinweise darauf, dass das Universum in einem unvorstellbar heißen und dichten Zustand angefangen hat – und sie verrät uns außerdem, wie lange dieser Anfang vom Allem gedauert hat.

Im AstroGeo Podcast erzählen sich die Wissenschaftsjournalisten Franziska Konitzer und Karl Urban regelmäßig eine Geschichte, die ihnen entweder die Steine unseres kosmischen Vorgartens eingeflüstert – oder die sie in den Tiefen und Untiefen des Universums aufgestöbert haben. Der Podcast ist auch auf iTunes oder Spotify zu finden.

Frühere Ausgaben des AstroGeo Podcast gibt es auf astrogeo.de. AstroGeo ist ein Podcast der Riffreporter eG. Er ist frei verfügbar und entsteht durch die finanzielle Unterstützung seiner Hörerinnen und Hörer. Das geht mit einem monatlichen Abonnement oder einer Spende. Diese und jede andere Form der finanziellen Unterstützung hilft dabei, dass der Podcast weiter werbefrei bleibt.

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• AstroGeo Podcast
• Urknall

Der Beitrag AstroGeo Podcast: Erbe des Urknalls – wie die Materie entstand erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung 13. Mai 2024.

13. Mai 2024 – Der νr-Prozess funktioniert, wenn neutronenreiches Material intensiver Neutrinobestrahlung ausgesetzt ist. Der theoretische Vorschlag, der kürzlich in der Zeitschrift „Physical Review Letters“ veröffentlicht wurde, könnte die Lösung für ein seit langem bestehendes Problem im Zusammenhang mit der Produktion einer Gruppe seltener Isotope sein: Die sogenannten p-Kerne kommen im Sonnensystem vor, ihr Ursprung ist aber immer noch schlecht verstanden.

Fusionsprozesse in massereichen Sternen erzeugen Kerne bis hin zu Eisen und Nickel. Darüber hinaus werden die meisten stabilen schweren Kerne, wie Blei und Gold, durch langsame oder schnelle Neutroneneinfangprozesse erzeugt. Für die Produktion der übrigen, neutronenarmen Kerne wurde eine Vielzahl von Nukleosyntheseprozessen vorgeschlagen. Es ist jedoch nach wie vor eine Herausforderung, die großen Mengen an ^92,94Mo, ^96,98Ru und ⁹²Nb im (frühen) Sonnensystem zu erklären.

Der νr-Prozess ermöglicht die gleichzeitige Produktion all dieser Kerne, da Neutrinos eine Reihe von Einfangreaktionen katalysieren. So funktioniert der Prozess: Der νr-Prozess findet in neutronenreichen Ausströmungen astrophysikalischer Explosionen statt, die anfangs, wenn die Temperaturen hoch sind, aus Neutronen und Kernen im Bereich von Eisen und Nickel bestehen. Wenn die Temperatur des Materials sinkt, werden schwerere Kerne aus leichteren Kernen durch eine Abfolge von Neutroneneinfang- und schwachen Wechselwirkungsprozessen erzeugt. Anders als beim schnellen Neutroneneinfangprozess, bei dem die schwachen Reaktionen Betazerfälle sind, handelt es sich beim νr-Prozess jedoch um Neutrino-Absorptionsreaktionen. Sobald die freien Neutronen aufgebraucht sind, werden die in den Kernen gebundenen Neutronen durch weitere Neutrinoabsorptionen in Protonen umgewandelt, wodurch Atomkerne nahe der Beta-Stabilitätslinie und sogar darüber hinaus erzeugt werden. Die Energie der Neutrinos ist groß genug, um Kerne in Zustände anzuregen, die durch die Emission von Neutronen, Protonen und Alphateilchen zerfallen. Die emittierten Teilchen werden von den schweren Kernen eingefangen. Dadurch wird eine Reihe von Einfangreaktionen ausgelöst, katalysiert durch Neutrinos, die die endgültigen Häufigkeiten der durch den νr-Prozess erzeugten Elemente bestimmen. Auf diese Weise können Neutrinos neutronenarme Kerne erzeugen, die sonst unerreichbar sind. „Unsere Entdeckung eröffnet eine neue Möglichkeit, die Entstehung von p-Kernen durch Neutrino-Absorptionsreaktionen mit Kernen zu erklären“, sagt Zewei Xiong, Wissenschaftler der GSI/FAIR-Abteilung „Nukleare Astrophysik und Struktur“ und korrespondierender Autor der Publikation.

Offen ist noch die Frage, in welcher Art stellarer Explosion der νr-Prozess auftritt. In ihrer Veröffentlichung schlagen die Autoren vor, dass der νr-Prozess in Material abläuft, das in einer Umgebung mit starken Magnetfeldern ausgestoßen wird, wie z. B. in magneto-rotierenden Supernovae, Kollapsaren oder Magnetaren. Dieser Vorschlag hat Astrophysiker*innen dazu veranlasst, nach den geeigneten Bedingungen zu suchen, und in der Tat wurde in einer ersten Veröffentlichung bereits berichtet, dass magnetisch getriebene Massenauswürfe die notwendigen Bedingungen erreichen.

Der νr-Prozess erfordert die Kenntnis von Neutrinoreaktionen und Neutroneneinfangreaktionen an Kernen, die sich auf beiden Seiten der Beta-Stabilitätslinie befinden. Die Messung der relevanten Reaktionen wird mit den einzigartigen Speicherringkapazitäten der GSI/FAIR-Anlage möglich werden.

Original-Publikation:
Production of p Nuclei from r-Process Seeds: The νr Process
Zewei Xiong, Gabriel Martínez-Pinedo, Oliver Just, and Andre Sieverding
Phys. Rev. Lett. 132, 192701 – Published 9 May 2024 https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.132.192701
pdf: https://journals.aps.org/prl/pdf/10.1103/PhysRevLett.132.192701

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Helmholtz-Gemeinschaft Deutscher Forschungszentren

Der Beitrag GSI: Neuer Prozess für Synthese von seltenen Atomkernen im Universum? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Sterne gibt es entweder im Miniaturformat: Von Roten Zwergen über die uns vertrauten sonnenähnlichen Sterne bis zu den geradezu überdimensionierten Gesellen: Blaue Riesen. Sie können einige hundert Mal so groß wie die Sonne sein. Zu einem Besuch wird abgeraten: In ihrer Umgebung geht es hoch her. Und doch haben wir den Blauen Riesen eine ganze Menge zu verdanken: den Kohlenstoff, aus dem das Leben besteht oder den Sauerstoff, den wir in jedem Moment atmen. Ohne Blaue Riesen gäbe es uns wahrscheinlich nicht.

Doch Blaue Riesen sind nicht nur recht selten, sondern es gibt sie auch nur für relativ kurze Zeit: Die Kernfusion in ihrem Innern hält nur wenige Millionen Jahre durch, bevor Blaue Riesen als Supernova explodieren. Und dann ist da auch noch die Tatsache, dass gerade diese riesigen Sterne üblicherweise nicht allein vorkommen, sondern fast immer einen Begleitstern haben. Und wenn der auch ein Blauer Riese ist, dann wird es richtig spannend!

In dieser Folge von AstroGeo erzählt Franzi die Geschichte der massereichsten Sterne im Universum: wie sie aussehen, warum ihre Entwicklung so spannend ist und was wir ihnen zu verdanken haben – vor allem, wenn sie im Doppelpack vorkommen. Plus Beobachtungstipps, wo und wie ihr selbst Blaue Riesen sehen könnt.

Im AstroGeo Podcast erzählen sich die Wissenschaftsjournalisten Franziska Konitzer und Karl Urban alle zwei Wochen eine Geschichte, die ihnen entweder die Steine unseres kosmischen Vorgartens eingeflüstert – oder die sie in den Tiefen und Untiefen des Universums aufgestöbert haben. Der Podcast ist auch auf iTunes oder Spotify zu finden.

Frühere Ausgaben des AstroGeo Podcast gibt es auf astrogeo.de. AstroGeo ist der Podcast von Die Weltraumreporter, einem Magazin der Riffreporter eG. Er ist frei verfügbar und entsteht durch die finanzielle Unterstützung seiner Hörerinnen und Hörer. Das geht mit einem monatlichen Abonnement die Weltraumreporter für 3,49 Euro pro Monat oder einer Spende. Diese und jede andere Form der finanziellen Unterstützung hilft dabei, dass der Podcast weiter werbefrei bleibt.

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Sternentstehung
• Supernovae
• AstroGeo Podcast

Der Beitrag AstroGeo Podcast: Blaue Riesensterne – Nimm Zwei! erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: MPIC 1. August 2022.

1. August 2022 – Bis vor Kurzem ging die Kosmochemie und Astrophysik davon aus, dass Supernovae und ihre Vorläufer, die Überriesen-Sterne, nur wenig zum Sternenstaubgehalt unseres Sonnensystems beigetragen haben. Neuere Untersuchungen deuten aber darauf hin, dass ein erheblicher Teil des Sternenstaubs (mehr als 25 Prozent) im Sonnensystem aus Supernova-Explosionen und deren Vorläufersternen stammt. Damit lassen sich Zusammensetzung und Ursprung der Bausteine unseres Sonnensystems besser verstehen. Die vorherigen Annahmen zum Ursprung des Staubs waren noch sehr unsicher.

Die chemischen Elemente von Kohlenstoff bis Uran entstehen ausschließlich in Sternen in der sogenannten stellaren Nukleosynthese. Am Lebensende eines Sterns werden sie als Wind oder in einer gewaltigen Explosion (Supernovae) an den umgebenden Raum, das sogenannte interstellare Medium, abgegeben. Ein großer Teil der nicht-flüchtigen Elemente kondensiert dabei zu Sternenstaub, der aber im interstellaren Medium später zum Teil wieder zerstört wird. Der überdauernde Teil der Körnchen wurde vor ca. 4,6 Milliarden Jahren auch in die planetaren Körper unseres Sonnensystems eingebaut. Da diese Körner bereits vor der Bildung unseres Sonnensystems existierten, werden sie „präsolare Körner“ genannt. Sie weisen für unser Sonnensystem untypische, also anomale, Isotopenmuster auf. Aufgrund dieser charakteristischen Isotopenhäufigkeitsanomalien können sie in Meteoriten und Kometenmaterial aufgespürt werden. Präsolare Körner bieten die einzigartige Möglichkeit, die Prozesse der stellaren Nukleosynthese sehr detailliert im Labor zu studieren und die Sterntypen zu identifizieren, die Staub zum Sonnensystem beigetragen haben. Dies liefert einen wichtigen Beitrag zum besseren Verständnis des Ursprungs der chemischen Elemente und der Entstehung unseres Sonnensystems.

In dem jetzt erschienen Artikel in Nature Astronomy werden die jüngsten Erkenntnisse aus Studien dieser präsolaren Körner vorgestellt und die Auswirkungen auf zukünftige Forschungen, interstellare Staubmodelle und die Interpretation astronomischer Beobachtungen von Staub im Auswurfmaterial von Supernova-Explosionen diskutiert.
Möglich wurden die neuen Erkenntnisse mithilfe verbesserter Analysemethoden mit der NanoSIMS-Ionensonde an Sternenstaub sowie neuer Modellrechnungen. Mithilfe der NanoSIMS-Ionensonde wird im Submikrometerbereich die Verteilung der Häufigkeit bestimmter Isotope gemessen. Dazu wird die Probe mit einem fokussierten Ionenstrahl abgerastert und die dabei aus der Probe herausgeschlagenen Teilchen massenspektrometrisch analysiert.

Genauere Staubmodelle des interstellaren Mediums möglich
Peter Hoppe, Gruppenleiter in der Abteilung Partikelchemie des MPI für Chemie und Erstautor der Publikation, erklärt: „Das Wissen, dass ein weitaus größerer Teil des Sternenstaubs aus Supernova-Explosionen stammt, liefert der Forschung wichtige neue Parameter für Computermodelle über die Entwicklung des Staubs im interstellaren Medium. Dies gilt insbesondere, wenn man das Überleben von frisch produziertem Supernova-Staub und altem, interstellaren Staub beim Durchgang von Supernova-Schockwellen beschreibt.“ Letzteres sei von Interesse, da der Staub eine wichtige Rolle als Katalysator für chemische Reaktionen in interstellaren Molekülwolken spiele und als Baustein für die Entstehung neuer Planeten in protoplanetaren Scheiben in jungen Sternsystemen gelte. Die Prozesse, die zur Vermischung von Sternenstaub im lokalen interstellaren Medium über ausgedehnte räumliche und zeitliche Skalen geführt haben, seien noch nicht ausreichend erforscht und sollten in zukünftigen Entwicklungsmodellen genauer untersucht werden, fasst der Astrophysiker zusammen.

Publikation
Dust from Supernovae and their Progenitors in the Solar Nebula, Peter Hoppe, Jan Leitner, János Kodolányi, Stephan Borrmann, Anthony P. Jones, Nature Astronomy, doi.org/10.1038/s41550-022-01737-5
https://www.nature.com/articles/s41550-022-01737-5

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Supernovae

Der Beitrag MPIC: Mehr Supernova-Staub im Sonnensystem erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: MPA.

11. Oktober 2021 – Der kosmische Ursprung von Kohlenstoff, einem grundlegenden Baustein des Lebens, ist immer noch ungeklärt. Massereiche Sterne spielen eine wichtige Rolle bei der Synthese aller schweren Elemente, von Kohlenstoff und Sauerstoff bis hin zu Eisen. Doch obwohl die meisten massereichen Sterne in Mehrfachsternsystemen geboren werden, haben die bisherigen Nukleosynthesemodelle fast ausschließlich Einzelsterne betrachtet. Ein internationales Team von Astrophysikern unter Leitung des Max-Planck-Instituts für Astrophysik (MPA) hat nun den „Kohlenstoff-Fußabdruck“ von massereichen Sternen berechnet, die ihre Hülle in einem Doppelsternsystem abgeben.

„Im Vergleich zu einem einzelnen Stern produziert ein massereicher Stern in einem Doppelsternsystem im Durchschnitt doppelt so viel Kohlenstoff“, berichtet Robert Farmer, der Erstautor der Studie. „Bis vor Kurzem haben die meisten Astrophysiker nicht berücksichtigt, dass massereiche Sterne oft Teil eines Doppelsternsystems sind. Wir haben zum ersten Mal untersucht, wie die Anwesenheit eines Begleiters die Menge der von ihnen erzeugten Elemente verändert.“

Die meisten Sterne, einschließlich unseres eigenen Sterns, der Sonne, werden durch die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium angetrieben. In ihren „goldenen Jahren“, nachdem sie etwa 90 % ihres Lebens hinter sich haben, beginnen sie mit der Umwandlung von Helium in Kohlenstoff und Sauerstoff. Sterne wie die Sonne hören hier auf, aber massereiche Sterne können weiterhin Kohlenstoff zu schwereren Elementen bis hin zu Eisen fusionieren.

Die große Herausforderung besteht nicht in der Herstellung von Kohlenstoff, sondern darin, ihn aus dem Stern herauszuholen, bevor er zerstört wird. Bei Einzelsternen ist dies sehr schwierig. Sterne in Doppelsternsystemen können miteinander wechselwirken und Masse auf einen Begleiter übertragen (siehe Abbildung ganz oben). Der Stern, der Teile seiner Masse verliert, entwickelt eine kohlenstoffreiche Schicht nahe der Oberfläche, die bei der Explosion des Sterns als Supernova ausgestoßen wird.

„Es ist vielleicht nicht fair, Doppelsterne für die Treibhausgase verantwortlich zu machen, die die globale Erwärmung verursachen“, scherzt Selma de Mink, Mitautorin dieser Studie und Direktorin der neuen Abteilung für stellare Astrophysik am MPA, „aber ist es nicht cool, sich in den Arm zu kneifen und festzustellen, dass der Kohlenstoff in Ihrer Haut wahrscheinlich in einem Doppelstern entstanden ist?“

Astronomen untersuchen auch andere Arten von Sternen, die Kohlenstoff produzieren können, wie zum Beispiel rote Riesen oder Explosionen von Weißen Zwergen. Bisher scheint es jedoch so zu sein, dass massereiche Sterne, und nach dieser neuen Studie insbesondere Doppelsterne, den größten Teil des kosmischen Kohlenstoffs produzieren.

„Unsere Ergebnisse sind ein kleiner, aber wichtiger Schritt zum besseren Verständnis der Rolle massereicher Sterne bei der Erzeugung der Elemente, aus denen wir selbst bestehen“, erklärt Robert Farmer. „Bislang haben wir nur eine Art von Wechselwirkung in Doppelsternsystemen untersucht. Es gibt viele andere mögliche Lebenswege für einen Stern, der in der Nähe eines Begleiters geboren wird – und viele andere Elemente, die es zu erforschen gilt.“ Die in dieser Studie vorgestellten Ergebnisse sind also nur der Anfang einer systematischen Untersuchung der Auswirkungen, die ein naher Begleiter auf die chemische Ausbeute massereicher Sterne hat.

Originalveröffentlichung:
R. Farmer, E. Laplace, S. E. de Mink, S Justham
The cosmic carbon footprint of massive stars stripped in binary systems

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Sternentwicklung

Der Beitrag Zu zweit besser als allein: kosmischer Ursprung von Kohlenstoff erschien zuerst auf Raumfahrer.net.