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http://doi.org/10.25358/openscience-1923Full metadata record
| DC Field | Value | Language |
|---|---|---|
| dc.contributor.author | Farouqi, Khalil | |
| dc.date.accessioned | 2005-10-28T10:42:20Z | |
| dc.date.available | 2005-10-28T12:42:20Z | |
| dc.date.issued | 2005 | |
| dc.identifier.uri | https://openscience.ub.uni-mainz.de/handle/20.500.12030/1925 | - |
| dc.description.abstract | Sterne mit einer Anfangsmasse zwischen etwa 8 und 25 Sonnenmassen enden ihre Existenz mit einer gewaltigen Explosion, einer Typ II Supernova. Die hierbei entstehende Hoch-Entropie-Blase ist ein Bereich am Rande des sich bildenden Neutronensterns und gilt als möglicher Ort für den r-Prozess. Wegen der hohen Temperatur T innerhalb der Blase ist die Materie dort vollkommen photodesintegriert. Das Verhältnis von Neutronen zu Protonen wird durch die Elektronenhäufigkeit Ye beschrieben. Die thermodynamische Entwicklung des Systems wird durch die Entropie S gegeben. Da die Expansion der Blase schnell vonstatten geht, kann sie als adiabatisch betrachtet werden. Die Entropie S ist dann proportional zu T^3/rho, wobei rho die Dichte darstellt. Die explizite Zeitentwicklung von T und rho sowie die Prozessdauer hängen von Vexp, der Expansionsgeschwindigkeit der Blase, ab. Der erste Teil dieser Dissertation beschäftigt sich mit dem Prozess der Reaktionen mit geladenen Teilchen, dem alpha-Prozess. Dieser Prozess endet bei Temperaturen von etwa 3 mal 10^9 K, dem sogenannten "alpha-reichen" Freezeout, wobei überwiegend alpha-Teilchen, freie Neutronen sowie ein kleiner Anteil von mittelschweren "Saat"-Kernen im Massenbereich um A=100 gebildet werden. Das Verhältnis von freien Neutronen zu Saatkernen Yn/Yseed ist entscheidend für den möglichen Ablauf eines r-Prozesses. Der zweite Teil dieser Arbeit beschäftigt sich mit dem eigentlichen r-Prozess, der bei Neutronenanzahldichten von bis zu 10^27 Neutronen pro cm^3 stattfindet, und innerhalb von maximal 400 ms sehr neutronenreiche "Progenitor"-Isotope von Elementen bis zum Thorium und Uran bildet. Bei dem sich anschliessendem Ausfrieren der Neutroneneinfangreaktionen bei 10^9 K und 10^20 Neutronen pro cm^3 erfolgt dann der beta-Rückzerfall der ursprünglichen r-Prozesskerne zum Tal der Stabilität. Diese Nicht-Gleichgewichts-Phase wird in der vorliegenden Arbeit in einer Parameterstudie eingehend untersucht. Abschliessend werden astrophysikalische Bedingungen definiert, unter denen die gesamte Verteilung der solaren r-Prozess-Isotopenhäufigkeiten reproduziert werden können. | de_DE |
| dc.description.abstract | Stars with initial masses in the range of about 8 to 25 solar masses end in an enormous explosion, a supernova. The high-entropy bubble is a region at the edge of the nascent proto-neutron star and is regarded as a possible site of the r-process. Due to the high temperature T the matter in the bubble is completely photodisintegrated. The ratio of neutrons to protons is described by the electron abundance Ye. The thermodynamical evolution of the system is determined by the entropy S. The rapid expansion of the bubble can be treated as adiabatic. In this case, the entropy S is proportional to T^3/rho, with the matter density rho. The explicite time evolution of temperature and density as well as the process duration are dependent on Vexp, the expansion rate of the bubble. The first part of this dissertation deals with charged particle reactions, the alpha-process. This process ends at temperatures of about 3 times 10^9 K, the socalled alpha-rich freeze-out, leading to the formation of predominantly alpha-particles and free neutrons as well as a small fraction of medium mass "seed" nuclei in the mass range around A=100. The second part of this thesis treats the proper r-process which takes place at neutron number densities up to nn = 10^27 neutrons/cm^3. It forms in less than 400 ms very neutron-rich "progenitor" isotopes of elements up to thorium and uranium. Following the freeze-out of neutron capture reactions (at T about 10^9 K and nn about 10^20 neutrons/cm^3) the primary r-process nuclides the beta-decay back to the valley of beta-stability. This non-equilibrium phase is treated in a parameter study in the present thesis. To conclude astrophysical conditions are defined which allow to reproduce the total solar system r-process isotopic abundances. | en_GB |
| dc.language.iso | ger | |
| dc.rights | InCopyright | de_DE |
| dc.rights.uri | https://rightsstatements.org/vocab/InC/1.0/ | |
| dc.subject.ddc | 520 Astronomie | de_DE |
| dc.subject.ddc | 520 Astronomy and allied sciences | en_GB |
| dc.title | Astrophysikalische Bedingungen für einen r-Prozess im Hoch-Entropie-Wind von Typ II Supernovae | de_DE |
| dc.type | Dissertation | de_DE |
| dc.identifier.urn | urn:nbn:de:hebis:77-8678 | |
| dc.identifier.doi | http://doi.org/10.25358/openscience-1923 | - |
| jgu.type.dinitype | doctoralThesis | |
| jgu.type.version | Original work | en_GB |
| jgu.type.resource | Text | |
| jgu.organisation.department | FB 09 Chemie, Pharmazie u. Geowissensch. | - |
| jgu.organisation.year | 2005 | |
| jgu.organisation.number | 7950 | - |
| jgu.organisation.name | Johannes Gutenberg-Universität Mainz | - |
| jgu.rights.accessrights | openAccess | - |
| jgu.organisation.place | Mainz | - |
| jgu.subject.ddccode | 520 | |
| opus.date.accessioned | 2005-10-28T10:42:20Z | |
| opus.date.modified | 2005-10-28T10:42:20Z | |
| opus.date.available | 2005-10-28T12:42:20 | |
| opus.subject.other | Nukleosynthese, schneller Neutroneneinfang, nukleare Astrophysik | de_DE |
| opus.subject.other | Nucleosynthesis, rapid neutron capture, nuclear astrophysics | en_GB |
| opus.organisation.string | FB 09: Chemie, Pharmazie und Geowissenschaften: FB 09: Chemie, Pharmazie und Geowissenschaften | de_DE |
| opus.identifier.opusid | 867 | |
| opus.institute.number | 0900 | |
| opus.metadataonly | false | |
| opus.type.contenttype | Dissertation | de_DE |
| opus.type.contenttype | Dissertation | en_GB |
| jgu.organisation.ror | https://ror.org/023b0x485 | |
| Appears in collections: | JGU-Publikationen | |
