Diskussion:Nukleosynthese/Archiv

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[[Diskussion:Nukleosynthese/Archiv#Thema 1]]

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Gescheiterte KLA Disk vom 19. Februar 2008

Der Artikel beschreibt, wie die Stoffe (Atomsorten), aus denen sich das Universum bildet, im Inneren der Sterne entstehen - von ersten Gaswolken aus dem "Urelement" Wasserstoff bis hin zu den ersten Schwermetallatomen im Inneren explodierender Sterne. Er beschreibt möglichst anschaulich-naturwissenschaftlich dort ablaufende, z. T. komplizierte Vorgänge der Kernphysik. Nukleosynthese bezeichnet in der Kosmochemie nämlich die Prozesse, durch welche die heute vorhandenen Elemente im Universum entstanden sind und weiterhin entstehen. Dabei werden neue Atomkerne durch Kernreaktionen an schon vorhandenen Atomkernen gebildet. ... Die Verteilung der chemischen Elemente im Weltraum sowie die chemische Evolution (Bildung chemischer Verbindungen der organischen Chemie und Biochemie) z. B. auf Planemos übersteigen das Gebiet der bloßen Astrophysik, sind chemische Reaktionen und somit Gegenstand z. B. der Kosmochemie (und Exobiologie)...

Ich möchte diesen Artikel als "lesenswert" vorstellen, vorschlagen und zum Anschauen empfehlen, bin als Hauptautor natürlich erstmal neutral  ;-)

Wächter 13:36, 11. Feb. 2008 (CET)

leider  Kontra, da fehlt mir noch einiges. Was mir im einzelnen aufgefallen ist:

• Ich verstehe die Einteilung nicht. Mir sind die beiden großen Abschnitte zu stark redundant. In beiden wird im Prinzip das Gleiche gesagt. Das würde ich zusammenfassen. Den ersten Abschitt direkt unter "Einteilung: Primordiale und stellare Nukleosynthese" (übrigens eine seltsame Überschrift) empfinde ich als überflüssig.
• Mir fehlt für diverses Einzelnachweise (vor allem Zahlenwerte, die Aussage "wie neueste Forschungsarbeiten zeigen... (wer, was?)", die Zeitangaben beim Urknall)
• Verweise auf folgende Kapitel sind nicht nötig
• Ungünstige tabellenartige Aufzählung in der Einleitung
• Im zweiten Teil einiges nicht enzyklopädisch geschrieben, wie:
  • ... Was aber wird geschehen, wenn auch sein Kohlenstoff-Vorrat ausgebrannt sein wird?
  • Rigel, der zweithellste Stern im Sternbild Orion, ist ein wahrer Riese ... (was hat das mit Nucleosynthese zu tun?)
  • sehr viele Anführungszeichen
• Isotope bitte einheitlich mit ⁿE schreiben
• Reaktionsgleichungen bitte mit TeX setzen.
• Die Verlinkung nicht gut, vieles wird zu oft verlinkt (wie Kelvin, Elementnamen), bitte keine Elementsymbole verlinken, dafür fehlt diverses anderes

Wenn mir noch mehr auffällt, schreibe ich es. Viele Grüße --Orci Disk 20:23, 11. Feb. 2008 (CET)

Abwartend Die meisten Kritikpunkte teile ich mit Orci, weshalb ich sie nicht mehr im Einzelnen aufführe. Bei den Quellen sieht es auch noch ein wenig mau aus. --Eschenmoser 20:29, 11. Feb. 2008 (CET)

Dank an Orci, habe bis auf "TeX" Deine Anregungen übernommen und o. g. Artikel verbessert!

Wächter 12:39, 12. Feb. 2008 (CET)

Schon besser, es fehlt aber noch einiges. Der Autoreviewer bringt noch einiges. Bei den Quellen hat sich noch nichts getan. Ich würde auch stärker zwischen Allgemeinem zur Nucleosynthes und den eigentlichen Reaktionen trennen. Im ersten Teil sollte IMo alles allgemeine abgehandelt werden (z.B. auch das über den Urknall oder welche Sterne was machen). Im zweiten Teil werden dann die einzelnen Reaktionen genauer beschrieben. Dabei sollte dann nur kurz auf die Bedingungen eingegangen werden, während etwa die Orte nur im ersten Teil behandelt werden. Es sollte bei den einzelnen Reaktionen auf die Unterartikel mit ''Hauptartikel: [[Lemma des Hauptartikels]]'' verwiesen werden. Wenn Du Probleme mit TeX hast, bitte melden. Viele Grüße --Orci Disk 20:12, 12. Feb. 2008 (CET)

Abwartend Leider. Ich hab mal einen ausführlichen Kommentar auf der Disk des Artikels geschrieben. Wird hier sonst zu unübersichtlich. Liebe Grüße -- Andreas Werle 23:27, 14. Feb. 2008 (CET)

Artikel ist gescheitert (Version)--Ticketautomat 10:42, 19. Feb. 2008 (CET)

Katastrophe etwas begründen (erl.)

Der Satz

Sollte hingegen der in einem ähnlichen Prä-Nova-Stadium befindliche,
nur 7500 Lichtjahre entfernte Stern Eta Carinae einen ähnlichen Supernova-Ausbruch zeigen,
dann dürfte das ein auch am Taghimmel deutlich sichtbares, für die Erde möglicherweise katastrophales Ereignis sein.

im Abschnitt Nukleosynthese#Synthese_.C3.BCberschwerer_Nuklide_in_Supernovae sollte etwas erläutert werden, finde ich. Könnte da jemand einige kompetente Worte zuschreiben? Einfach so das Wort 'Katastrophe' in den Raum werfen, bringt einem nicht viel Erkenntnissgewinn.
--Seisofrei 15:21, 13. Jul. 2011 (CEST)

erledigtErledigt — Satz entfernt, hat keine Relevanz für das Artikelthema. Der Sachverhalt ist allgemein beschrieben unter Supernova#Auswirkungen_auf_die_Erde und sollte allenfalls – wenn überhaupt – in Eta Carinae aufgenommen werden. --Carbenium 12:21, 10. Nov. 2011 (CET)

Fokus auf Supernovae bei der Entstehung schwerster Elemente

Es werden zwar p-, s- und r-Prozess kurz erwähnt, aber danach wird nur noch von Supernova-Explosionen geschrieben, wenn es um die Entstehung der schwersten Kerne geht. Die anderen Prozesse sollten zumindest mit einem Satz kurz angesprochen werden.--84.147.52.100 15:06, 17. Apr. 2017 (CEST)

Im Prinzip ja, ist aber nicht so einfach. Es sollte schon halbwegs gesichert sein, dass die drei Prozesse landläufig unter "Nukleosynthese" laufen. Dann muss man die Orte und Zeiten, zu denen p-Prozess, s-Prozess und r-Prozess laufen, nachschauen und gegenprüfen. Das hat mit Literatur und 60 Minuten, wenn nicht einem Vielfachen davon, zu tun, kann also etwas dauern, bis sich wer findet. Daher bitte ich Dich, für die aktuelle Neugierde zum Beispiel in den verlinkten Artikeln umzusehen. --Blauer elephant (Diskussion) 10:12, 20. Apr. 2017 (CEST)

Leider fehlt's mir an der fachlichen Kompetenz, da selber seriös beizutragen. Mir ging es nru darum, dass man, wenn man den unscheinbaren Satz mit den drei Prozessen nicht richtig wahrgenommen hat, zu dem Eindruck gelangen könnte, dass sie Synthese schwerster Elemente nur in Supernovae stattfindet. Würde mich freuen, wenn jemand dieses Ungleichgewicht fundiert gerade rücken könnte. --84.147.52.100 11:24, 29. Apr. 2017 (CEST)

Anmerkung

Hi, ich bin mit dem Artikel auch nicht ganz zufrieden. Der Autor hat die Prozesse im Inneren von Sternen nicht ganz konsequent dargestellt. (Soweit man das weiß). Ich sage mal das, was mir spontan dazu einfällt:

Es gibt vier Bedingungen für diese Prozesse. Erstens die Sternmasse, sie determiniert das Schicksal eines jeden Sternes. Zweitens das hydrodynamische Gleichgewicht stabiler Sterne: es ist das Prinzip, dass sich an der Oberfläche des Sterns Gravitationsdruck und Strahlungsdruck die Waage halten. Deshalb hat der Stern eine scharfe Grenze und ist kugelrund. Drittens die Tatsache, dass mit immer höherer Temperatur im Innern des Sterns ein immer größerer Anteil der Energie in Form von Neutrinos abgestrahlt wird (Kühlung) und diese nicht zum hydrodynamischen Gleichgewicht beitragen. Viertes die Abhängigkeit aller Kernprozesse von der Tatsache, ob die Materie im Innern des Sterns entartet ist oder nicht.

Entartung heißt: Wenn das Gas im Kern eines Sterns komprimiert wird und der Druck immer mehr ansteigt, dann kommen sich die in ihm frei bewegenden Elektronen, die hauptverantwortlich für den Druck sind immer näher. Aufgrund des Pauli-Prinzps kann dabei die Temperatur des Gases niedrig sein auch wenn die Geschwindigkeit der Elektronen sehr hoch ist. Wenn das Gas entartet ist, dann steigt der Druck bei Kompression und die Temperatur nimmt ab. Ein stellarer Kern darf also nicht entarten, wenn er seine kritische Temperatur zum Zünden erreichen soll. Um nicht zu entarten müssen stellare Kerne eine Mindestmasse haben. Bei einem Heliumkern etwa ist diese Mindestmasse etwa 35% der Sternmasse. Die maximale Masse, die ein entartetes Gas in einem stabilen Zustand haben kann entspricht etwa 1,4 Sonnenmassen. Diesen Wert nennt man die Chandrasekhar-Grenzmasse für stellare Kerne.

Wenn man ein Druck/Temperatur-Diagramm aufmalt, dann sieht man das Sterne nur dann alle Brennphasen (und damit die ganze Nukleosynthesereihe) durchlaufen können, wenn ihre Anfangsmasse größer ist als eine solare Masse, etwa 1,5 Msol. Sterne von der Größe unserer Sonne erreichen kein Kohlenstoffbrennen. Ihre Kernmaterie entartet und sie kühlen dann rasch sehr stark ab.

Es ist jetzt so, dass die meisten Sterne in Doppel- und Mehrfachsystemen existieren. Nur wenige Sterne haben deshalb eine wirklich geradlinige Entwicklung, da es bei Sternen in Doppelsternsystemen häufig einen Materieübertritt von einem auf den anderen Stern gibt, was die Sache kompliziert macht. Der Idealfall einer sauberen Sternentwicklung ist also eine Ausnahme! Außerdem kann ein Stern in jeder Brennphase „verunglücken“, wenn er durch den Übergang von einer in die nächste Brennphase durch einen Sternwind zu viel Masse verliert.

Soweit ich das verstehe werden die Übergänge aller Brennphasen von instabilen Zuständen begleitet. Nämlich dass der Stern expandiert und kontrahiert. Das hängt mit dem wechselnden Strahlungsdruck zusammen, wobei man sich merken muß, dass es immer die Oberfläche des Sterns ist, die den Zustand in seinem Inneren verursacht. Das hängt damit zusammen, dass die Oberfläche die Menge an Strahlung begrenzt, die den Stern verlassen kann.

Jede Brennphase kennt eine Reihe von charakteristischen Parametern. Temperatur und Druck im Innern des Sterns, sein Hauptkühlprozess, die Temperatur an seiner Oberfläche, die charakteristische Dauer der Brennphase für Hauptreihensterne, die Aschen, die Helligkeit des Sterns, der Anteil der Neutrinoproduktion, die Menge an produzierter Energie usw. Beim Heliumbrennen sieht das so aus: Temp: 200 Mio. K°, Dichte 500 g/cm3, Kühlung durch Photonen, Dauer 1 Mio y, Aschen C und O, Massebereich 6 Msol. Das Siliziumbrennen ist ein sehr extremer Zustand: die Temperatur im Kern beträgt 3 Mrd. K, die Dichte 100 Mio g/cm3 und die Neutrinoleuchtkraft eines solchen Sterns kann eine 1 Bio. Sonnenleuchtkräfte betragen. Das Si-Brennen dauert nur etwa einen Tag.

Jede Brennphase endet mit dem Stop des entsprechenden Schalenbrennens und der dadurch ausgelösten Kontraktion des Sterns aufgrund des Einbruchs des Strahlungsdruckes. Wenn der Stern genug Masse hat, wird seine Kernmaterie nicht entarten und die Kontraktion wird die Asche in seinem neuen Kern zünden. Das ist der Beginn der nächsten Brennphase, die von einer Expansion eingeleitet wird. Wenn dieser Prozess sehr heftig ist, kann es den Stern bereits in einer frühen Phase zerstören. Zu einer völligen Abstoßung der Helium-Hülle etwa eines Roten Riesen bei einem sog. Helium Flash kommt es aber nur dann, wenn der Helium-Kern massearm ist.

Wenn ein Stern in dieser Expansionsphase einen Begleiter hat kommt es zu einem charakteristischen Materieübertritt mit einer Akkretionsscheibe bei dem Begleiter.

Nur sehr massereiche Sterne ab etwa 10 solare Massen (obere Grenze unbekannt, sicher unter 100 solare Massen) erreichen die letzte Brennphase mit einem Eisenkern. Die Sterne dürfen aber auch nicht schwerer sein, als etwa 30 Sonnenmassen, weil sie sonst durch den Prozess der Paarproduktion bei höher Temperatur und niedrigen Drücken vom Erreichen des Sauerstoffbrennens abgehalten werden. Massereiche Sterne sind Schnelläufer. Ihre Brennphasen sind alle sehr, sehr kurz. Deshalb sehen wir sie so selten. Wenn ein Stern einen Eisenkern gebaut hat, bricht die Energieproduktion schlagartig ein (wahrscheinlich innerhalb von wenigen Stunden Ursache ist das, dass alle weitere Nukleosyntheseprozesse keine Energie mehr liefern, sondern verbrauchen), die gesamte Sternhülle stürzt auf den Kern und prallt von dort zurück, wenn der Kern inkompressibel wird. Das gibt dann einen ziemlichen Knall.

Der treibende Prozess aller späten Brennphasen ist die relative Zunahme des Anteils der Neutrinoproduktion in Abhängigkeit von der Temperatur: je höher die Temperatur, desto größer der Anteil der Neutrinoproduktion. Da die Neutrinos den Stern ohne Wechselwirkung verlassen, tragen sie nicht zum Strahlungsdruck bei. Die im Kern produzierten Photonen werden ja in der Sternhülle mächtig gebremst, sie brauchen bis zu 1000 Jahren um den Stern zu durchwandern. Die machen den Strahlungsdruck. Die Neutrinos aber wechselwirken nicht mit Materie und tragen deshalb die ganze Energie, die für ihre Produktion aufgewendet wurde gratis davon. Das nennt man Neutrinokühlung. Wenn der Stern also immer mehr Neutrinos und immer weniger Photonen produziert, muß er seine Kerntemperatur immer höher einstellen. Er tut dies in Abhängigkeit vom Gravitationsdruck, den muß er ausgleichen. Außerdem begrenzt eine Kontraktion des Sterns seine Oberfläche und damit die Menge an Energie, die den Stern in Form von Strahlung verlassen kann. Diese beiden Bedingungen „zwingen“ den Stern in neue Energieproduktionsprozesse, sprich Brennphasen. Wenn er die nicht schafft (Masse zu gering, Kernmaterie entartet) ist es sein Ende. Wie auch immer „siegt“ die Gravitation. Als Guthzje gibt’s den ganzen Plunder aus dem wir bestehen.

Wie man sieht, ist es schwierig den Artikel so einfach zu verbessern, da man dazu den ganzen Ablauf der Brennphasen kurz darstellen und die jeweiligen Nukelosyntheseprozesse darin einpassen sollte. Das läuft auf einen ziemlichen Umbau hinaus. Hmm. (Literatur: Dinah Prialnik: An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution CUP 2000, Norbert Langer: Leben und Sterben der Sterne Becksche Reihe 1995) Liebe Grüße -- Andreas Werle 23:26, 14. Feb. 2008 (CET)

Archivierung dieses Abschnittes wurde gewünscht von: UvM (Diskussion) 14:26, 29. Apr. 2018 (CEST)

Erste Fusionsprozesse nach dem Urknall

Ich verstehe die Zeitangaben in diesem Abschnitt nicht! Einmal steht da etwas von in der ersten Zentelsekunde, dann in den ersten fünf Minuten fanden die ersten Fusionsprozesse nach dem Urknall statt. Was ist den nun richtig? Kann das jemand klären? --Jörg Michaelis (Diskussion) 23:02, 23. Jan. 2015 (CET)

Archivierung dieses Abschnittes wurde gewünscht von: UvM (Diskussion) 14:26, 29. Apr. 2018 (CEST)

Die erste Grafik im Artikel: Nukleosynthese als Periodensystem enthält viele Fehler

Dieses Periodensystem zeigt den kosmischen Ursprung jedes Elements

Die Grafik rechts wurde erstellt mit Hinweis auf: Periodic table showing origin of elements in the Solar System, based on data by Jennifer Johnson at Ohio State University Inzwischen gibt es viele neue Erkenntnisse. Siehe dort: Ein Blog von Jennifer Johnson at Ohio State University

Im Artikel wird die Kollision von Neutronensternen nicht berücksichtigt. Dort (und nicht in SuperNovae) entstehen mit dem r-Prozess die meisten schweren Elemente. (nicht signierter Beitrag von Elbstein (Diskussion | Beiträge) 29. Mai 2017, 15:08 Uhr)

Hat sich erledigt. Graphik ist mittlerweile aktualisiert worden. -- Wassermaus (Diskussion) 01:25, 29. Apr. 2018 (CEST)

Archivierung dieses Abschnittes wurde gewünscht von: UvM (Diskussion) 14:26, 29. Apr. 2018 (CEST)

eisen

"Weit verbreitet ist die Lehrmeinung, dass dieser Fusionsprozess mit der Bildung des Isotops Eisen-56 ende, da dieses die höchste Bindungsenergie pro Nukleon besitze. Dies ist jedoch nicht der Fall, denn zum einen besitzt das Isotop Nickel-62 eine geringfügig höhere Bindungsenergie pro Nukleon als Eisen-56, zum anderen sind endotherme Prozesse prinzipiell durchaus möglich. Der eigentliche Grund für die vermehrte Bildung von Eisen-56 gegenüber Nickel-62 und das Enden der Fusionskette liegt vielmehr in den Details des Fusionsprozesses und dem starken Einfluss der Photodesintegration in diesem Bereich.[1]"


"Ältere Riesensterne fusionieren leichte Nuklide (bevorzugt Helium) zu schwereren Elementen wie Kohlenstoff und Silizium. Beim Element Eisen, das die am stärksten gebundenen Atomkerne im Periodensystem hat, kommt die Fusion zum Stillstand."

wie passen diese aussagen zusammen? 92.196.43.17 15:59, 12. Feb. 2014 (CET)

Berichtigt: "etwa" beim Eisen. --UvM (Diskussion) 12:49, 17. Nov. 2017 (CET)

Archivierung dieses Abschnittes wurde gewünscht von: UvM (Diskussion) 10:20, 30. Apr. 2018 (CEST)

Zeugenbericht

"Die primordiale Nukleosynthese setzte ein, als die Temperatur im Universum so weit gesunken war, dass Deuterium nicht mehr durch hochenergetische Photonen zerstört wurde. Sie endete etwa drei Minuten nach dem Urknall."

Das ist ist nicht richtig. Die primordiale Nukleosynthese sezte exakt um 16:32 und 4 Sekunden nach dem Urknall ein, ich war dabei, ich kann's bezeugen! - Mal ernsthaft Leute. Die Urknall-Theorie ist und bleibt eine Theorie (zudem eine äußerst strittige) und sollte auch so dargestellt werden. Was Ihr da behauptet ist Science Fiktion, aber Ihr beschreibt es, als wärt Ihr dabei gewesen. Sapere aude! MFG CFZ (nicht signierter Beitrag von 109.41.67.210 (Diskussion) 20:11, 17. Mär. 2018)

Du hast recht damit, dass das sprachlich verbesserungswürdig ist. Mir fehlen da ein paar andere Gedanken, die etwas näher auf die Theorie eingehen. Es fehlt vermutlich der Zusammenhang zwischen "Temperatur des Universums" (nach dem Standardmodell der Kosmologie - das ist die in Frage stehende Theorie), Energieverteilung der Photonen und Photolyse-Energie des Deuteriums (Kernreaktion D(γ;n)P). Für Physiker sind die drei Freunde Handwerkszeugs, auch wenn sie die entsprechenden Zahlenwerte nicht wissen. Interessant wäre vielleicht noch, warum ausgerechnet diese Photolyse so essentiell ist.

Inwiefern allerdings die Strittigkeit des Standardmodells des Universums irgendwelche Hinweise darauf gibt, warum sie den aktuellen Stand der Forschung zum Thema _nicht_ beschreibt, auf deutsch: Warum sie nicht das beste Modell ist, das wir haben, bist allerdings Du in Bringschuld. Anzweifeln ist leicht, die Zweifel schlüssig zu begründen, ist allerdings eine ganz andere Kategorie. Außer einem polemischen und absolut unwissenschaftlichen "Zeugenbericht" hast Du dazu allerdings nichts beizutragen. --Blauer elephant (Diskussion) 10:46, 19. Mär. 2018 (CET)

Archivierung dieses Abschnittes wurde gewünscht von: Blauer elephant (Diskussion) 10:02, 30. Mai 2018 (CEST)

Unwissenschaftlich: Theorien als Postulate mit Wahrheitswert

Fusion mit Verlaub, ist im Standardmodell nicht rechenbar, ausser durch eine exkremale Mogelei bei den Dirac/Coloumbschen Abstossungskräften, unter Ignoranz der Relativitätsabremsung der Atomschwingung ad absolutum.

Das bedeutet nicht, dass es sie nicht geben würde, ihre Strahlung/Teilchenabgabe ist ja recht einfach zu messen, es heisst einfach, die Theoretiker haben bis dato absolut keinen Schimmer wie sie im Standardmodell integrierbar sein soll.

Natürlich kommt die Rettung aus der Quantenphysik, die eben nicht im Standardmodell integrierbar ist. Die Fusion ist ein Inferenztunnelphänomen und damit Basta, Primordialismus ist in etwa so klug wie Scheibenwelt, und der Herr sprach, es werde Glühbirne, (Gott=Edison).

Warum gibt es auf der Erde Sauerstoff?

Naja ganz einfach, weil die tektonische Nukleosynthese aus solaren Protonen Sauerstoff auffusioniert hat, woher man wissen kann? Siderisches Bändereisenerz mit geringen Sauerstoffgehalt, faktisch ist das gesamte Schwermaterial geotektonischen Fusionsurspunges, weil es logisch ist, es braucht eben etwas Zeit und Kniff, Hitze und Schwerkraft der Sonnen alleine sind nur Burner...

Aber okey, hört nicht auf einen alten Terraformer, bitte, ich brutzel dann mal die gesamte ParasitmonotheiosPostulat zu Wahrheit Anbeterschaft mit Kaltfusionstriebwerken.

DAMF...

und Bon Jour. (nicht signierter Beitrag von 2003:E1:E722:D09C:7760:FB15:9987:688E (Diskussion) 22:43, 11. Sep. 2020 (CEST))

Diese exkremale Mogelei unter Ignoranz... brauchen wir wohl nicht so dringend.--UvM (Diskussion) 10:00, 13. Sep. 2020 (CEST)

Archivierung dieses Abschnittes wurde gewünscht von: UvM (Diskussion) 10:00, 13. Sep. 2020 (CEST)