Schalenbrennen

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Schichten von Fusionsprozessen in einem Stern mit genügend großer Masse; von oben nach unten; weiß: Schicht ohne Fusionsprozesse; grau: Schicht mit Fusionsprozessen; sonstige in dem jeweiligen Prozess erzeugte Elemente in ()
1: Wasserstoffbrennen: H → He
2: Heliumbrennen: He → C (Be)
3: Kohlenstoffbrennen: C → O (Mg, Na, Ne)
4: Neonbrennen: Ne → O (Mg)
5: Sauerstoffbrennen: O → Si (Mg, Ne, P, S)
6: Siliciumbrennen: Si → Fe (Co, Ni)

Als Schalenbrennen bezeichnet man einen Vorgang in einem alternden Stern. Die Energieerzeugung durch Wasserstoffbrennen verlagert sich vom innersten Volumen in die Peripherie, während im Kern zunächst Helium zu Kohlenstoff und später dann ggf. noch weitere schwerere Elemente fusioniert werden.

Übersicht der aufeinander folgenden Fusionsprozesse innerhalb massereicher Sterne

Ablauf

Wenn ein Großteil der Wasserstoffkerne im innersten Kern des Sternes zu Heliumkernen fusioniert ist, erlischt diese erste Stufe der Kernfusion. Dadurch sinkt der Strahlungsdruck des Sterns, der durch die beim Wasserstoffbrennen freigesetzte Energie erzeugt wurde. Der Strahlungsdruck hat bis zu diesem Zeitpunkt zusammen mit dem Gasdruck der Gravitation entgegengewirkt und den Stern im hydrostatischen Gleichgewicht der drei Kräfte gehalten. Wegen der nun vorherrschenden Gravitation beginnt der Stern jetzt zu schrumpfen. Aufgrund der Gasgesetze steigen dabei Temperatur und Dichte im Innern, sodass im Kern die nächste Fusionsstufe, das Heliumbrennen, einsetzen kann, sofern der Stern eine genügend große Masse besitzt.

Durch die im Kern neu beginnende Fusion wird die Temperatur einer Kugelschale um den Kern herum ebenfalls steigen, bis der dort noch vorhandene Wasserstoff anfängt, zu Helium zu fusionieren, wie zuvor im Innersten des Sterns.

Dieser Vorgang (Erschöpfung des Kernbrennstoffs im Kern, Kontraktion, nächste Fusionsstufe) wiederholt sich in den nächsten Zeitabschnitten, vorausgesetzt, dass der Stern für die jeweils nächste Stufe eine genügend große Masse besitzt. Hat er mehr als 4 (oder 5, siehe unten) Sonnenmassen, folgt als weitere Stufe das Kohlenstoffbrennen. Sollte der Stern mehr als 8 (oder 11, siehe unten) Sonnenmassen haben, dann folgen noch Neonbrennen, Sauerstoffbrennen und als letzte Stufe das Siliciumbrennen. Der Stern gleicht jetzt in seinem Inneren einer Zwiebel mit Schalen, die nach innen aus immer schwereren Elementen bestehen.

Das Siliciumbrennen stellt das Ende der Fusionsprozesse dar. Der Vorrat an Kernbrennstoff im Inneren wird beim Siliciumbrennen je nach Masse des Sterns in wenigen Stunden bis zu wenigen Tagen aufgebraucht, und dem Gravitationskollaps folgt die Explosion des Sterns in einer Supernova.

Benötigte Massen

Um die jeweils nächste Stufe in dieser Kette von Fusionsprozessen einleiten zu können, benötigt ein Stern mindestens die folgenden Massen (alle Angaben in Sonnenmassen M☉):

Benötigte Temperaturen im Kern

Um die jeweils nächste Stufe in dieser Kette von Fusionsprozessen einleiten zu können, ist im Kern des Sterns mindestens die folgende Temperatur nötig:

  • Wasserstoffbrennen: zwischen 1 und 15[1] bzw. 35[8] bzw. 40[9] bzw. 60[10] Mio. Kelvin
  • Heliumbrennen: mindestens 100[1][11][2] bzw. 180[8] bzw. 200[9][10] Mio. K
  • Kohlenstoffbrennen: mindestens 500[1] bzw. 600[9][11][2] bzw. 800[8] bzw. 900[10] Mio. K
  • Neonbrennen: mindestens 1,2[9] bzw. 1,6[8] bzw. 1,7[10] Mrd. K
  • Sauerstoffbrennen: mindestens 1,5[9] bzw. 1,9[8] bzw. zwischen 1,5 und 2[2] bzw. 2,3[10] Mrd. K
  • Siliciumbrennen: mindestens 2,7[9] bzw. 3,3[8] bzw. 4,1[10] Mrd. K

Dauer der Brennphasen

Die Dauer der jeweiligen Brennphase im Kern des Sterns beträgt:

Stern mit 15 M☉[8] mit 25 M☉[9][10]
Wasserstoffbrennen 11 Mio. Jahre 7 Mio. Jahre
Heliumbrennen 2 Mio. Jahre 500[10] bzw. 700[9] Tsd. Jahre
Kohlenstoffbrennen 2.000 Jahre 600 Jahre
Neonbrennen 0,7 Jahre 1 Jahr
Sauerstoffbrennen 2,6 Jahre 6 Monate
Siliciumbrennen 18 Tage 1 Tag

Dichte im Kern

Dichte im innersten Kern des Sterns
Brennphase Stern mit 15 M☉[8] Stern mit 25 M☉[10]
Dichte [g/cm³]
Wasserstoffbrennen 5,8 50
Heliumbrennen 1.390 700
Kohlenstoffbrennen 2.8e5 2e5
Neonbrennen 1.2e6 4e6
Sauerstoffbrennen 8.8e6 1e7
Siliciumbrennen 4.8e7 3e7

Zum Vergleich: Die Dichte von Kernmaterie beträgt etwa 2e14 g/cm³;[12] die Dichte von Gold beträgt bei 20 °C 19,32 g/cm³.

Siehe auch

Literatur

  • Joachim Krautter et al.: Meyers Handbuch Weltall. 7. Auflage. Meyers Lexikonverlang, Mannheim / Leipzig / Wien / Zürich 1993, ISBN 3-411-07757-3, S. 356 ff.

Einzelnachweise

  1. ↑ a b c d e f Astro-Lexikon T 3. In: wissenschaft-online.de. Abgerufen am 19. September 2016.
  2. ↑ a b c d e f g h A. Weiss: Nukleosynthese. (PDF; 1,6 MB) Max-Planck-Institut für Astrophysik, 20. Juli 2012, S. 80–84 (79-83), abgerufen am 19. September 2016.
  3. ↑ a b A. Weiss: Nukleosynthese. (PDF; 1,6 MB) Max-Planck-Institut für Astrophysik, 20. Juli 2012, S. 82–83 (81-82), abgerufen am 19. September 2016: „entscheidend ist eigentlich die Heliumkern-Masse, die bei 1 M☉ liegen muss; die Gesamtmasse hängt stark vom Massenverlust ab“
  4. ↑ a b Chapter 11 Pre-supernova evolution of massive stars. (PDF; 1 MB) Argelander-Institut für Astronomie (AIfA), S. 1 (153), abgerufen am 19. September 2016 (englisch): „This requires a certain minimum mass for the CO core after central He burning, which detailed evolution models put at MCO-core > 1.06 M☉.“
  5. ↑ a b c Chapter 11 Pre-supernova evolution of massive stars. (PDF; 1 MB) (AIfA), S. 1 (153) und 10 (162), abgerufen am 19. September 2016 (englisch).
  6. ↑ Chapter 11 Pre-supernova evolution of massive stars. (PDF; 1 MB) (AIfA), S. 1 (153), abgerufen am 19. September 2016 (englisch): „The fate of stars in the approximate mass range 8 − 11 M☉ is still somewhat uncertain.“
  7. ↑ XI. Sternentwicklung. (PDF 1,3; MB) Eberhard Karls Universität Tübingen Institut für Astronomie & Astrophysik, S. 6, abgerufen am 19. September 2016: „Die Grenzmassen bei 8 bzw. 10 M☉ sind nicht genau bekannt ( 1-2 M☉), da z. B. Massenverlust metallizitätsabhängig ist.“
  8. ↑ a b c d e f g h Stan Woosley, Thomas Janka: The Physics of Core-Collapse Supernovae. S. 3, arxiv:astro-ph/0601261.
  9. ↑ a b c d e f g h Nuclear Burning in High Mass Stars. Cornell University, abgerufen am 19. September 2016 (englisch).
  10. ↑ a b c d e f g h i 7. Elementsynthese und Sternentwicklung 7.2 Fusion und Elementsynthese in massereichen Sternen. (PDF; 1,1 MB) Ruprecht-Karls-Universität Heidelberg, Physikalisches Institut, S. 8, abgerufen am 19. September 2016.
  11. ↑ a b The Evolution of the Sun. Cornell University, abgerufen am 19. September 2016 (englisch).
  12. ↑ D. Meschede: Gerthsen Physik. 22. Auflage, 2004, S. 630.
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