Anorganische Geochemie an der Karlsruher Institut Für Technologie | Karteikarten & Zusammenfassungen

Lernmaterialien für anorganische Geochemie an der Karlsruher Institut für Technologie

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TESTE DEIN WISSEN

Was ist der s-Prozess?

Was sagt uns die Anwesenheit von C12 auf unserer Sonne?

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instabiler Kern zerfällt schneller als neues Material aufgenommen werden kann


Sonne gehört nicht zur ersten Generation von Sternen (C12 entsteht erst beim Heliumbrennen)

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Was ist eine fraktionierte Aufschmelzung?

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Teilschmelze von Residuum getrennt

  • modal & nicht-modal
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Wie sieht das Hertzsprung-Russel-Diagramm aus?

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Helligkeit + Farbe + Wärme ändern sich mit dem Alter, Größe & Entfernung (blau=heiß, rot = kalt)

Während des Wasserstoffbrennens laufen sie entlang der Hauptreihe -> Unsere Sonne (&Sirius+Prokyon) -> kälter&roter werden (Abweichen = nicht mehr)

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Erkläre das Heliumbrennen.

Welche Bedeutung hat es?

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  • >0,3 Sonnenmassen
  • Temperaturen > 100*10^6 K
  • Bei Verbrauch von >95% H, Kontraktion, Erwärmung -> Wb setzt in einer Schale um Kern eine Bildung von C12 durch (3-alpha Reaktion über Be)
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Erkläre das Neonbrennen.

Welche Bedeutung hat es?

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  • >δ Sonnenmassen (T>1*10^9K)
  • Fusionsreaktion -> Fortgesetzte Kernverdichtung -> Temperaturanstieg -> 24 Mg
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Erkläre das Sauerstoffbrennen.

Welche Bedeutung hat es?

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  • >δ Sonnenmassen (T>2*10^9K)
  • Fusionsreaktion -> Fortgesetzte Kernverdichtung -> Temperaturanstieg -> 32S
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Was ist der Salpeterprozess und was beinhaltet er?

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  • Entstehung von Elementaren durch Fusionen und Folgereaktionen im Inneren eines Sterns -> Bildung neuer Elemente und Isotope
  • Alle Brennvorgänge, Bindungsenergie nimmt bis zum Eisen zu + für Bildung schwerer Elemente sind Neutronen erforderlich
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Erkläre das Siliziumbrennen.

Welche Bedeutung hat es?

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  • >δ  Sonnenmassen (T>2*10^9)
  • Fr->FKr->Ta- 56 Fe (schwerere Kerne können nicht gebildet werden, da dafür Energie zugeführt werden muss ->Entstehen bis dahin durch exotherme Fusionsreaktionen
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Was passiert nach dem Siliziumbrennen?

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  • Kern ~56Fe -> Dichte & Temperatur so hoch -> Photodesintegration -> Kern Zerlegung -> Kern kollabiert in Sekundenbruchteilen zu Neutronenkernen
  • Supernova: Innere Hülle fällt auf Kern -> prallt ab -> nach Außen gerichtete Schockwelle bläst Hülle weg, Änderung Element- & Isotopenhäufigkeit, Kern ->kompakter & heißer Neutronenstern
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Definiere Neutronen- und Protoneneinfangprozesse (Bei Supernova von roten Riese oder Kollision Neutronensterne).

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  • s-Prozess: "slow" Neutroneneinfang, auch in Hüllen massenreicher Sterne (>δ  Sonnenmassen)
  • r-Prozess: "rapid" Neutroneneinfang, beta-Zerfall
  • p-Prozess: Protoneneinfang, Bildung leichter Isotope eines Elements

=>Bildung von Kernen höherer Ordnungszahl

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Was ist die Oddo-Harkins-Regel?

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  • Isotope mit gerader Ordnungszahl häufiger, da solche mit ungerader Massenzahl einen höheren Einfangsquerschnitt für Neutronen aufweisen -> bauen im s-Prozess bevorzugt Neutronen ein & werden abgebaut
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Was zeigt das Licht-Spektrum der Sonne?

Was können wir daraus erkennen?

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H und He, aber auch Kohlenstoff

-> Abweichen der Hauptreihe durch hohes Alter -> Leuchtkraft (höher) >> Temperatur an der Oberfläche=> Rote Riesen (schwere Atomkern fusionieren)

=> Blaue Riesen: ebenfalls viel größer als Sonne

- Ende des Sternleben: Weiße Zwerge -> leuchtet deutlich schwächer als Masse & Oberflächentemperatur vermuten lässt -> Energiequelle der Sonne ist das Wasserstoffbrennen

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Beispielhafte Karteikarten für deinen anorganische Geochemie Kurs an der Karlsruher Institut für Technologie - von Kommilitonen auf StudySmarter erstellt!

Q:

Was ist der s-Prozess?

Was sagt uns die Anwesenheit von C12 auf unserer Sonne?

A:

instabiler Kern zerfällt schneller als neues Material aufgenommen werden kann


Sonne gehört nicht zur ersten Generation von Sternen (C12 entsteht erst beim Heliumbrennen)

Q:

Was ist eine fraktionierte Aufschmelzung?

A:

Teilschmelze von Residuum getrennt

  • modal & nicht-modal
Q:

Wie sieht das Hertzsprung-Russel-Diagramm aus?

A:

Helligkeit + Farbe + Wärme ändern sich mit dem Alter, Größe & Entfernung (blau=heiß, rot = kalt)

Während des Wasserstoffbrennens laufen sie entlang der Hauptreihe -> Unsere Sonne (&Sirius+Prokyon) -> kälter&roter werden (Abweichen = nicht mehr)

Q:

Erkläre das Heliumbrennen.

Welche Bedeutung hat es?

A:
  • >0,3 Sonnenmassen
  • Temperaturen > 100*10^6 K
  • Bei Verbrauch von >95% H, Kontraktion, Erwärmung -> Wb setzt in einer Schale um Kern eine Bildung von C12 durch (3-alpha Reaktion über Be)
Q:

Erkläre das Neonbrennen.

Welche Bedeutung hat es?

A:
  • >δ Sonnenmassen (T>1*10^9K)
  • Fusionsreaktion -> Fortgesetzte Kernverdichtung -> Temperaturanstieg -> 24 Mg
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Q:

Erkläre das Sauerstoffbrennen.

Welche Bedeutung hat es?

A:
  • >δ Sonnenmassen (T>2*10^9K)
  • Fusionsreaktion -> Fortgesetzte Kernverdichtung -> Temperaturanstieg -> 32S
Q:

Was ist der Salpeterprozess und was beinhaltet er?

A:
  • Entstehung von Elementaren durch Fusionen und Folgereaktionen im Inneren eines Sterns -> Bildung neuer Elemente und Isotope
  • Alle Brennvorgänge, Bindungsenergie nimmt bis zum Eisen zu + für Bildung schwerer Elemente sind Neutronen erforderlich
Q:

Erkläre das Siliziumbrennen.

Welche Bedeutung hat es?

A:
  • >δ  Sonnenmassen (T>2*10^9)
  • Fr->FKr->Ta- 56 Fe (schwerere Kerne können nicht gebildet werden, da dafür Energie zugeführt werden muss ->Entstehen bis dahin durch exotherme Fusionsreaktionen
Q:

Was passiert nach dem Siliziumbrennen?

A:
  • Kern ~56Fe -> Dichte & Temperatur so hoch -> Photodesintegration -> Kern Zerlegung -> Kern kollabiert in Sekundenbruchteilen zu Neutronenkernen
  • Supernova: Innere Hülle fällt auf Kern -> prallt ab -> nach Außen gerichtete Schockwelle bläst Hülle weg, Änderung Element- & Isotopenhäufigkeit, Kern ->kompakter & heißer Neutronenstern
Q:

Definiere Neutronen- und Protoneneinfangprozesse (Bei Supernova von roten Riese oder Kollision Neutronensterne).

A:
  • s-Prozess: "slow" Neutroneneinfang, auch in Hüllen massenreicher Sterne (>δ  Sonnenmassen)
  • r-Prozess: "rapid" Neutroneneinfang, beta-Zerfall
  • p-Prozess: Protoneneinfang, Bildung leichter Isotope eines Elements

=>Bildung von Kernen höherer Ordnungszahl

Q:

Was ist die Oddo-Harkins-Regel?

A:
  • Isotope mit gerader Ordnungszahl häufiger, da solche mit ungerader Massenzahl einen höheren Einfangsquerschnitt für Neutronen aufweisen -> bauen im s-Prozess bevorzugt Neutronen ein & werden abgebaut
Q:

Was zeigt das Licht-Spektrum der Sonne?

Was können wir daraus erkennen?

A:

H und He, aber auch Kohlenstoff

-> Abweichen der Hauptreihe durch hohes Alter -> Leuchtkraft (höher) >> Temperatur an der Oberfläche=> Rote Riesen (schwere Atomkern fusionieren)

=> Blaue Riesen: ebenfalls viel größer als Sonne

- Ende des Sternleben: Weiße Zwerge -> leuchtet deutlich schwächer als Masse & Oberflächentemperatur vermuten lässt -> Energiequelle der Sonne ist das Wasserstoffbrennen

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