Schalenbrennen

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_☉):

• Wasserstoffbrennen: mindestens 0,08 M_☉
• Heliumbrennen: mindestens 0,25 bzw. 0,5 M_☉
• Kohlenstoffbrennen: mindestens 4 bzw. 5 M_☉. Gemäß den folgenden Quellen ist aber eigentlich die Masse des Kerns nach dem Heliumbrennen entscheidend, die bei mindestens 1 bzw. 1,06 M_☉ liegen muss.
• Neonbrennen: mindestens 8 bzw. 11 M_☉. Gemäß den folgenden Quellen sind die Grenzmassen nicht genau bestimmt.
• Sauerstoffbrennen: mindestens 8 bzw. 11 M_☉
• Siliciumbrennen: mindestens 8 bzw. 11 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 35 40 oder 60 Mio. Kelvin
• Heliumbrennen: mindestens 100 180 oder 200 Mio. K
• Kohlenstoffbrennen: mindestens 500 600 810 830 oder 900 Mio. K
• Neonbrennen: mindestens 1,2 1,6 oder 1,7 Mrd. K
• Sauerstoffbrennen: mindestens 1,5 1,9 zwischen 1,5 und 2 oder 2,3 Mrd. K
• Siliciumbrennen: mindestens 2,7 3,3 oder 4,1 Mrd. K

Dauer der Brennphasen

Die Dauer der jeweiligen Brennphase im Kern des Sterns beträgt:

Brennphase	Stern mit 15 M☉	mit 25 M☉
Wasserstoffbrennen	11 Mio. Jahre	7 Mio. Jahre
Heliumbrennen	2 Mio. Jahre	500 bzw. 700 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☉	Stern mit 25 M☉
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;

Siehe auch

• Letzte Brennphasen bei Sternen

Literatur

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