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Schalenbrennen

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
Datei:Schalenbrennen.jpg
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.

Datei:Kernfusionen0 de.png
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☉):

  • Wasserstoffbrennen: mindestens 0,08 M☉<ref name="wi" />
  • Heliumbrennen: mindestens 0,25<ref name="wi" /> bzw. 0,5<ref name="mpa1" /> M☉
  • Kohlenstoffbrennen: mindestens 4<ref name="wi" /> bzw. 5<ref name="mpa1" /> M☉. Gemäß den folgenden Quellen<ref name="mpa2" /><ref name="AST"/> ist aber eigentlich die Masse des Kerns nach dem Heliumbrennen entscheidend, die bei mindestens 1<ref name="mpa2" /> bzw. 1,06<ref name="AST"/> M☉ liegen muss.
  • Neonbrennen: mindestens 8<ref name="mpa1" /> bzw. 11<ref name="AST"/> M☉. Gemäß den folgenden Quellen<ref name="al3" /><ref name="eb" /> sind die Grenzmassen nicht genau bestimmt.
  • Sauerstoffbrennen: mindestens 8<ref name="mpa1" /> bzw. 11<ref name="AST"/> M☉
  • Siliciumbrennen: mindestens 8<ref name="mpa1" /> bzw. 11<ref name="AST"/> 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<ref name="wi" /> 35<ref name="AST"/><ref name="Woosley2005" /> 40<ref name="co2" /> oder 60<ref name="ru" /> Mio. Kelvin
  • Heliumbrennen: mindestens 100<ref name="wi" /><ref name="co1" /><ref name="mpa1" /> 180<ref name="AST"/><ref name="Woosley2005" /> oder 200<ref name="co2" /><ref name="ru" /> Mio. K
  • Kohlenstoffbrennen: mindestens 500<ref name="wi" /> 600<ref name="co2" /><ref name="co1" /><ref name="mpa1" /> 810<ref name="Woosley2005" /> 830<ref name="AST"/> oder 900<ref name="ru" /> Mio. K
  • Neonbrennen: mindestens 1,2<ref name="co2" /> 1,6<ref name="AST"/><ref name="Woosley2005" /> oder 1,7<ref name="ru" /> Mrd. K
  • Sauerstoffbrennen: mindestens 1,5<ref name="co2" /> 1,9<ref name="AST"/><ref name="Woosley2005" /> zwischen 1,5 und 2<ref name="mpa1" /> oder 2,3<ref name="ru" /> Mrd. K
  • Siliciumbrennen: mindestens 2,7<ref name="co2" /> 3,3<ref name="AST"/><ref name="Woosley2005" /> oder 4,1<ref name="ru" /> Mrd. K

Dauer der Brennphasen

Verglichen mit Wasserstoff- und Heliumbrennen setzt die Fusion schwererer Kerne deutlich weniger Energie frei:

Brennphase wichtigste Reaktionskette(n)
(Gesamtbilanz) 		freigesetzte Energie*
insgesamt pro Nukleon
Wasserstoffbrennen <math>\mathrm{ 4\, {}^1_1H \rightarrow {}^4_2He + 2 e^+ + 2 \nu_e}</math> 26,731 MeV 6,683 MeV
Heliumbrennen <math>\mathrm{3\,{} ^4He \rightarrow {}_{\ 6}^{12}C }</math> 07,275 MeV 0,606 MeV
Kohlenstoffbrennen <math>\mathrm{_{\ 6}^{12}C + {}_{\ 6}^{12}C \rightarrow {}_{10}^{20}Ne} + \mathrm{_2^{4}He }</math> 04,617 MeV 0,192 MeV
Neonbrennen <math>\mathrm{\ _{10}^{20}Ne + {}{\ _{10}^{20}Ne} \rightarrow { _{12}^{24}Mg} + {}_{\ 8}^{16}O}</math> 04,587 MeV 0,115 MeV
<math>\mathrm{2\,{}_{10}^{20}Ne + {}_2^4 He \rightarrow { _{12}^{24}Mg} + {}_{\ 8}^{16}O + {}_2^4 He\rightarrow {}_{14}^{28}Si + {}_{\ 8}^{16}O}</math> 14,571 MeV 0,331 MeV
Sauerstoffbrennen <math>\mathrm{_{\ 8}^{16}O + {}_{\ 8}^{16}O \rightarrow {}_{14}^{28}Si + {}_2^4He}</math> 09,594 MeV 0,300 MeV
Siliciumbrennen <math>\mathrm{_{14}^{28}Si + {}_{14}^{28}Si \rightarrow {}_{28}^{56}Ni }</math> 10,921 MeV 0,195 MeV
<math>\mathrm{_{14}^{28}Si + {}_{14}^{28}Si \rightarrow {}_{28}^{56}Ni \rightarrow {}_{28}^{56}Fe + 2 e^+ + 2 \nu_e} </math> 19,665 MeV 0,351 MeV
*einschließlich der durch <math>\mathrm{e^+e^-}</math>-Annihilation freigesetzten Energie
 und der Energie der Neutrinos

Aus diesem Grund dauern die späteren Brennphasen im Kern des Sterns deutlich kürzer:

Brennphase Stern mit 15 M☉<ref name="AST"/><ref name="Woosley2005" /> mit 25 M☉<ref name="co2" /><ref name="ru" />
Wasserstoffbrennen 11 Mio. Jahre 7 Mio. Jahre
Heliumbrennen 2 Mio. Jahre 500<ref name="ru" /> bzw. 700<ref name="co2" /> 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

Die Dichte im innersten Kern des Sterns beträgt in der jeweiligen Brennphase:

Brennphase Stern mit 15 M☉<ref name="Woosley2005" /> Stern mit 25 M☉<ref name="ru" />
Wasserstoffbrennen 5,8 g/cm3 50 g/cm3
Heliumbrennen 1.390 g/cm3 700 g/cm3
Kohlenstoffbrennen Vorlage:ZahlExp Vorlage:ZahlExp
Neonbrennen Vorlage:ZahlExp Vorlage:ZahlExp
Sauerstoffbrennen Vorlage:ZahlExp Vorlage:ZahlExp
Siliciumbrennen Vorlage:ZahlExp Vorlage:ZahlExp

Zum Vergleich: Die Dichte von Gold beträgt 19,3 g/cm3, die Dichte von Kernmaterie beträgt etwa Vorlage:ZahlExp;<ref>D. Meschede: Gerthsen Physik. 22. Auflage, 2004, S. 630.</ref>

Siehe auch

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Literatur

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Einzelnachweise

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