Schalenbrennen
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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.
Ablauf
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]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
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]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☉):
- Wasserstoffbrennen: mindestens 0,08 M☉[1]
- Heliumbrennen: mindestens 0,25[1] bzw. 0,5[2] M☉
- Kohlenstoffbrennen: mindestens 4[1] bzw. 5[2] M☉. Gemäß den folgenden Quellen[3][4] ist aber eigentlich die Masse des Kerns nach dem Heliumbrennen entscheidend, die bei mindestens 1[3] bzw. 1,06[4] M☉ liegen muss.
- Neonbrennen: mindestens 8[2] bzw. 11[4] M☉. Gemäß den folgenden Quellen[5][6] sind die Grenzmassen nicht genau bestimmt.
- Sauerstoffbrennen: mindestens 8[2] bzw. 11[4] M☉
- Siliciumbrennen: mindestens 8[2] bzw. 11[4] M☉
Benötigte Temperaturen im Kern
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]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] 35[4][7] 40[8] oder 60[9] Mio. Kelvin
- Heliumbrennen: mindestens 100[1][10][2] 180[4][7] oder 200[8][9] Mio. K
- Kohlenstoffbrennen: mindestens 500[1] 600[8][10][2] 810[7] 830[4] oder 900[9] Mio. K
- Neonbrennen: mindestens 1,2[8] 1,6[4][7] oder 1,7[9] Mrd. K
- Sauerstoffbrennen: mindestens 1,5[8] 1,9[4][7] zwischen 1,5 und 2[2] oder 2,3[9] Mrd. K
- Siliciumbrennen: mindestens 2,7[8] 3,3[4][7] oder 4,1[9] Mrd. K
Dauer der Brennphasen
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]Die Dauer der jeweiligen Brennphase im Kern des Sterns beträgt:
| Brennphase | Stern mit 15 M☉[4][7] | mit 25 M☉[8][9] |
|---|---|---|
| Wasserstoffbrennen | 11 Mio. Jahre | 7 Mio. Jahre |
| Heliumbrennen | 2 Mio. Jahre | 500[9] bzw. 700[8] 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
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]Die Dichte (in g/cm³) im innersten Kern des Sterns beträgt in der jeweiligen Brennphase:
| Brennphase | Stern mit 15 M☉[7] | Stern mit 25 M☉[9] |
|---|---|---|
| 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;[11] die Dichte von Gold beträgt bei 20 °C 19,32 g/cm³.
Siehe auch
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Literatur
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- 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
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- ↑ a b c d e f Astro-Lexikon T 3. In: wissenschaft-online.de. Abgerufen am 19. September 2016.
- ↑ 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), archiviert vom am 16. März 2014; abgerufen am 19. September 2016.
- ↑ a b A. Weiss: Nukleosynthese. (PDF; 1,6 MB) Max-Planck-Institut für Astrophysik, 20. Juli 2012, S. 82–83 (81-82), archiviert vom am 16. März 2014; abgerufen am 19. September 2016: „entscheidend ist eigentlich die Heliumkern-Masse, die bei 1 M☉ liegen muss; die Gesamtmasse hängt stark vom Massenverlust ab“
- ↑ a b c d e f g h i j k l Chapter 12 Pre-supernova evolution of massive stars. (PDF) www.astro.ru.nl, S. 175, 182 Tab. 12.1, abgerufen am 12. Februar 2023 (englisch): „S. 175: 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☉. […] Stars with masses above the limit Mec ≈ 11 M☉ also ignite and burn fuels heavier than carbon. until an Fe core is formed which collapses and causes a supernova explosion.“
- ↑ Chapter 11 Pre-supernova evolution of massive stars. (PDF; 1 MB) (AIfA), S. 1 (153), archiviert vom (nicht mehr online verfügbar) am 13. Oktober 2014; abgerufen am 19. September 2016 (englisch): „The fate of stars in the approximate mass range 8 − 11 M☉ is still somewhat uncertain.“
- ↑ XI. Sternentwicklung. (PDF 1,3; MB) Eberhard Karls Universität Tübingen Institut für Astronomie & Astrophysik, S. 6, archiviert vom (nicht mehr online verfügbar) am 23. März 2014; 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.“
- ↑ a b c d e f g h Stan Woosley, Thomas Janka: The Physics of Core-Collapse Supernovae. In: Nature Physics. 1. Jahrgang, Nr. 3, 1. Dezember 2005, S. 147–154, doi:10.1038/nphys172, arxiv:astro-ph/0601261, bibcode:2005NatPh...1..147W.
- ↑ a b c d e f g h Nuclear Burning in High Mass Stars. Cornell University, archiviert vom am 19. September 2016; abgerufen am 19. September 2016 (englisch).
- ↑ 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.
- ↑ a b The Evolution of the Sun. Cornell University, archiviert vom am 19. September 2016; abgerufen am 19. September 2016 (englisch).
- ↑ D. Meschede: Gerthsen Physik. 22. Auflage, 2004, S. 630.
