Schalenbrennen

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

Datei:Commons-logo.svg

Commons: Schalenbrennen – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

• Letzte Brennphasen bei Sternen

Literatur

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

Einzelnachweise

<references responsive> <ref name="AST">Chapter 12 Pre-supernova evolution of massive stars. (PDF) www.astro.ru.nl, S. 175, 182 Tab. 12.1, abgerufen am 12. Februar 2023 (): „S. 175: This requires a certain minimum mass for the CO core after central He burning, which detailed evolution models put at M_CO-core > 1.06 M_☉. […] Stars with masses above the limit M_ec ≈ 11 M_☉ also ignite and burn fuels heavier than carbon. until an Fe core is formed which collapses and causes a supernova explosion.“ </ref>

<ref name="al3">Chapter 11 Pre-supernova evolution of massive stars. (PDF; 1 MB) (AIfA), S. 1 (153), archiviert vom Vorlage:IconExternal (nicht mehr online verfügbar) am 13. Oktober 2014; abgerufen am 19. September 2016 (): „The fate of stars in the approximate mass range 8 − 11 M_☉ is still somewhat uncertain.“ </ref> <ref name="Woosley2005"> Vorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/NameVorlage:Cite book/Name: The Physics of Core-Collapse Supernovae. In: Nature Physics. 1. Jahrgang, Nr. 3, Vorlage:Cite book/Date, S. 147–154, doi:10.1038/nphys172, arxiv:astro-ph/0601261, bibcode:2005NatPh...1..147W (Vorlage:Cite book/URL [abgerufen am -06-]). Vorlage:Cite book/URLVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/Meldung2 </ref> <ref name="co1"> The Evolution of the Sun. Cornell University, archiviert vom Vorlage:IconExternal am 19. September 2016; abgerufen am 19. September 2016 ().  </ref> <ref name="co2"> Nuclear Burning in High Mass Stars. Cornell University, archiviert vom Vorlage:IconExternal am 19. September 2016; abgerufen am 19. September 2016 ().  </ref> <ref name="eb">XI. Sternentwicklung. (PDF 1,3; MB) Eberhard Karls Universität Tübingen Institut für Astronomie & Astrophysik, S. 6, archiviert vom Vorlage:IconExternal (nicht mehr online verfügbar) am 23. März 2014; abgerufen am 19. September 2016: „Die Grenzmassen bei 8 bzw. 10 M_☉ sind nicht genau bekannt (<math>\pm</math> 1-2 M_☉), da z. B. Massenverlust metallizitätsabhängig ist.“ </ref> <ref name="mpa1"> A. Weiss: Nukleosynthese. (PDF; 1,6 MB) Max-Planck-Institut für Astrophysik, 20. Juli 2012, S. 80–84 (79-83), archiviert vom Vorlage:IconExternal am 16. März 2014; abgerufen am 19. September 2016.  </ref> <ref name="mpa2"> A. Weiss: Nukleosynthese. (PDF; 1,6 MB) Max-Planck-Institut für Astrophysik, 20. Juli 2012, S. 82–83 (81-82), archiviert vom Vorlage:IconExternal 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“  </ref> <ref name="ru"> 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.  </ref> <ref name="wi"> Astro-Lexikon T 3. In: wissenschaft-online.de. Abgerufen am 19. September 2016.  </ref> </references>