Quelltext der Seite Helium-Blitz

Ein '''Helium-Blitz''' ({{enS|helium flash}}) ist die explosionsartige [[Kernfusion|Fusion]] von [[Helium]] im [[Drei-Alpha-Prozess]] ''(Heliumbrennen)''. Dies kann geschehen im [[Sternaufbau|Kern]] von [[Stern]]en mittlerer Masse (bis zu 2,2&nbsp;[[Sonnenmasse]]n), an der Oberfläche [[weißer Zwerg]]e oder als [[Schalenbrennen]] bei Sternen auf dem [[AGB-Stern|Asymptotischen Riesenast]].

== Explosives Heliumbrennen ==
Grundlage eines Helium-Blitzes ist die [[Entartete Materie|Entartung]] einer heliumreichen Schicht oder des Kerns. Der [[quantenmechanisch]]e Zustand der [[Entartung (Quantenmechanik)|Entartung]] hat zur Folge, dass Temperatur und [[Druck (Physik)|Druck]] in einem [[Plasma (Physik)|Plasma]] unabhängig voneinander sind. Daher kommt es bei einer Temperaturerhöhung zu keiner [[Wärmeausdehnung|Expansion]]. Da die [[Kernreaktionsrate]] des Drei-Alpha-Prozesses, einer [[thermonukleare Reaktion|thermonuklearen Reaktion]], stark temperaturabhängig ist, steigt die Energieerzeugung weiter an. Erst wenn sich die Temperatur so weit erhöht, dass die Entartung aufgehoben wird, kann eine Wärmeausdehnung das Heliumbrennen kontrollieren.

== Helium-Blitz im Kern ==
Bei Sternen mit unter 2,2&nbsp;Sonnenmassen beginnt ein Helium-Blitz, wenn dem Kern kein [[Wasserstoff]] mehr für das [[Wasserstoffbrennen]] zur Verfügung steht. Die sinkende Energieproduktion führt zu einer Kontraktion des Sterns und damit zu einem Anstieg der Kerntemperatur. Während der Kern sich zusammenzieht, entartet die Materie, d.&nbsp;h. [[Dichte]] und [[Druck (Physik)|Druck]] hängen nicht mehr von der Temperatur ab, die [[Fermi-Energie]] des entarteten [[Elektronengas]]es ist höher als die [[thermische Energie]].

Wenn die Masse des Sterns hoch genug ist, um eine Kerntemperatur von 100&nbsp;Millionen [[Kelvin]] zu erreichen, [[Verbrennung (Chemie) #Zünden|zündet]] das Heliumbrennen explosionsartig. Während die Temperatur stark ansteigt, bleiben Dichte und Druck aufgrund des temperaturunempfindlichen Zustands der Materie bei Entartung annähernd konstant. Wegen der gleichbleibenden Dichte bei steigender Temperatur erhöht sich die Energieerzeugung, und die Temperatur steigt weiter an. Das Ergebnis ist eine Energieproduktion von bis zu 100&nbsp;Milliarden [[Sonnenleuchtkraft|Sonnenleuchtkräften]] über einen Zeitraum von einigen Sekunden. Diese Energie wird vollständig von der Hülle [[Absorption (Physik)|absorbiert]], die den Kern umgibt. Daher ist eine Beobachtung des Phänomens durch [[elektromagnetische Strahlung]] nicht möglich.

Der Helium-Blitz endet, wenn die Temperatur so hoch ist, dass die Entartung aufgehoben wird. Der Kern dehnt sich aus und kühlt ab. In ihm findet nun stabiles Heliumbrennen statt.

Bei Sternen mit über 2,2&nbsp;Sonnenmassen zündet das Heliumbrennen, bevor der Kern entartet. Daher kann es bei diesen Sternen nicht zu einem Helium-Blitz im Kern kommen.

== Helium-Blitz auf der Oberfläche weißer Zwerge ==
Bei einigen [[Superweiche Röntgenquelle|superweichen Röntgenquellen]] wird Masse von einem [[Doppelsternsystem|Begleiter]] auf einen weißen Zwerg transferiert und dort in einem stabilen Wasserstoffbrennen in Helium umgewandelt. Das Helium erreicht durch [[gravitativ]]e Trennung die Oberfläche des weißen Zwerges und sammelt sich dort an.

Eine zweite Art Quelle von Helium sind Begleiter, die ihre wasserstoffreiche äußere [[Sternatmosphäre|Atmosphären]]<nowiki />schicht bereits verloren haben und jetzt [[Plasma (Physik)|Plasma]] an den weißen Zwerg transferieren, das durch Wasserstoffbrennen bereits mit [[Helium]] angereichert ist.

Wenn das Helium auf dem weißen Zwerg zündet, sollte dies einer [[Nova (Stern)|klassischen Nova]] gleichen, bei der explosives Wasserstoffbrennen auf der Oberfläche des weißen Zwerges stattfindet. Der Helium-Blitz auf der Oberfläche eines weißen Zwerges ist bisher nur ein theoretisches Szenario.

== Helium-Blitz auf dem Asymptotischen Riesenast ==
Sterne mittlerer Masse entwickeln sich in einer späten Phase zu [[Roter Riese|Roten Riesen]] auf dem Asymptotischen Riesenast. Sie bestehen aus einem Kern aus [[Sauerstoff]] und [[Kohlenstoff]], der durch Heliumbrennen entstanden ist, sowie einer ausgedehnten Atmosphäre. In einer dünnen Schale um den Kern zündet periodisch alle 10.000 bis 100.000&nbsp;Jahre das Heliumbrennen. Die Schale ist nicht groß genug, um die darüber liegenden Schichten anzuheben, deshalb erhöht sich die Temperatur weiter (siehe oben). Das Ergebnis ist jeweils ein thermischer Puls, der durch die Atmosphäre läuft. Die Auswirkungen sind:
* die Entstehung schwerer Elemente durch [[s-Prozess]]e
* der Transport der schweren Elemente durch [[Konvektion]] an die Oberfläche
* die Expansion des Stern[[durchmesser]]s mit einer Abkühlung der [[Sternoberfläche]] und anschließender Kontraktion.

Folgende Beobachtungen werden mit einem Helium-Blitz auf dem Asymptotischen Riesenast in Verbindung gebracht:
* [[Kohlenstoffstern]]e bedingt durch mehr Kohlenstoff als Sauerstoff in der Atmosphäre
* der Nachweis von [[Technetium]] und [[Lithium]] in der Atmosphäre von [[Mirastern]]en
* schnelle [[Periode (Physik)|Perioden]]<nowiki />änderungen einiger Mirasterne als Folge einer Radiusänderung nach einem thermischen Puls
* die Entstehung der seltenen [[Pulsationsveränderlicher Stern|pulsierenden Veränderlichen]] vom Typ [[RV Tauri-Stern|RV Tauri]].

== Literatur ==
* {{Literatur
   |Hrsg=Michael F. Bode, Aneurin Evans
   |Titel=Classical Novae
   |Auflage=2
   |Verlag=Cambridge University Press
   |Ort=Cambridge u.&nbsp;a.
   |Datum=2008
   |ISBN=978-0-521-84330-0
   |Kommentar=''Cambridge astrophysics series'' 43}}
* {{Literatur
   |Autor=Harm J. Habing, Hans Olofson
   |Titel=Asymptotic Giant branch stars
   |Verlag=Springer
   |Ort=Berlin u.&nbsp;a.
   |Datum=2004
   |ISBN=0-387-00880-2
   |Kommentar=Astronomy and astrophysics library}}
* {{Literatur
   |Autor=John R. Percy
   |Titel=Understanding Variable Stars
   |Verlag=Cambridge University Press
   |Ort=Cambridge u.&nbsp;a.
   |Datum=2007
   |ISBN=978-0-521-23253-1}}
* {{Literatur
   |Autor=Dina Prialnik
   |Titel=An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution
   |Verlag=Cambridge University Press
   |Ort=Cambridge u.&nbsp;a.
   |Datum=2000
   |ISBN=0-521-65937-X}}

[[Kategorie:Stellarphysik]]
[[Kategorie:Helium]]