Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

Sterntemperaturen wie denen der Sonne hat die p-p-Kette also einen Startvorteil, der bei steigender Temperatur jedoch schnell von der steileren Temperaturabhängigkeit der CNO-Zyklen wettgemacht wird.

Abb. 3.8 : Im Kohlenstoff(-Sauerstoff-Stickstoff)-Zyklus wird durch insgesamt sechs Schritte Helium aus Wasserstoffatomen synthetisiert.
    Prozess der Wasserstofffusion wird in der Astronomie Wasserstoffbrennen genannt. Es verschafft dem Stern für 90% seines Lebens die nötige Energie, um das Gleichgewicht zwischen Schwerkraft und Druckkraft zu gewährleisten. Seine Temperatur, Größe und Helligkeit kann der Stern auf diese Weise während des gesamten Wasserstoffbrennens in seinem Zentrum relativ konstant halten.
    Die vom Wasserstoffbrennen freigesetzte Energie wandert nun durch den gesamten Stern vom Zentrum an seine Oberfläche, wo sie dann als Licht abgestrahlt wird. Für den Transport der Energie vom Sternzentrum nach außen hin gibt es mehrere Möglichkeiten: Energietransport durch Wärmeleitung, durch Strahlung oder durch Konvektion. Wärmeleitung findet in Sternen statt, ist aber nicht besonders effizient. Eine andere Transportart ist die der Strahlung, bei der sich die Photonen, die sich eigentlich mit Lichtgeschwindigkeit fortbewegen, erst einmal durch die Sternmaterie kämpfen müssen. Da die Photonen auf ihrem Weg durch das ionisierte Plasma oft gestreut, verschluckt und wieder ausgesandt werden, ist das Sterninnere für Licht ziemlich undurchlässig. Energietransport durch Strahlung ist daher sehr zeitaufwendig. Außerdem gibt es in allen Sternen Gebiete, die für Photonen völlig undurchlässig sind. Dort übernimmt die sogenannte Konvektion den Energietransport. Dabei wird die Energie durch aufsteigende Gaspakete in Richtung Oberfläche transportiert.
    Die Wirkung dieser drei Wärmetransportmechanismen kann jeder anhand einer brennenden Kerze selbst erleben. Hält man seine Finger seitlich neben die Flamme, so spürt man ihre Wärme. Das ist die Wärmestrahlung. Hält man aus derselben Entfernung eine metallene Stecknadel in die Flamme hinein, so verbrennt man sich nach kurzer Zeit die Finger an der Nadel. Das ist Wärmeleitung. Hält man die Finger im selben Abstand über die Flamme, verbrennt man sich die Finger sofort in der aufsteigenden heißen Luft. Das ist Konvektion. An diesem Beispiel wird auch sofort klar, dass Wärmeleitung in Gasen verglichen zu Wärmeleitung in Metall kaum eine Rolle spielt und dass Konvektion viel effizienter transportiert als Wärmestrahlung.
    Nach dem zentralen Wasserstoffbrennen im Stern kommt es dann zu weiteren Brennphasen. Der Stern hat ja noch 10% seiner Lebenszeit vor sich. Nachdem der Wasserstoff im Zentrum des Sterns aufgebraucht ist, frisst sich das Wasserstoffbrennen in einer riesigen brennende Schale langsam aber sicher weiter nach außen fort. Dieser Vorgang wird auch Schalenbrennen genannt. Abbildung 3.9 zeigt das zentrale Wasserstoffbrennen in einem noch nicht sehr weit entwickelten Stern im Vergleich zu einem schon weiter entwickelten Stern in der nächsten Brennphase.

Abb. 3.9 : Schematische Darstellung des zentralen Wasserstoffbrennen (links; in einem sogenannten Hauptreihenstern) sowie einer späteren Entwicklungsphase (rechts; in einem Riesenstern), in der Helium zu Kohlenstoff im Kern und Wasserstoff zu Helium in einer Brennschale fusioniert wird.
    Da der innere, aus Helium bestehende Bereich des Sterns nun keine Energie mehr produziert, sondern nur noch Wärme nach außen abgibt, zieht er sich mit der Zeit zusammen und heizt sich dabei weiter auf. Dies geschieht, bis das Zentrum heiß genug ist, um dort Helium zu schwereren Elmenten zu fusionieren wie z.B. Kohlenstoff und Sauerstoff durch die Fusion von drei bzw. vier Heliumkernen. Die Fusion von zwei α-Teilchen, also von Heliumkernen, führt zu einem Berylliumkern, der durch den Einfang eines weiteren α-Teilchens zu einem Kohlenstoffkern mit der Massenzahl 12 verwandelt wird. Dies ist der sogenannte 3α-Prozess. Wenn ein solcher Kohlenstoffkern noch ein weiteres α-Teilchen einfängt, bildet sich schließlich ein Sauerstoffkern.
    Nach Abschluss einer Brennphase im Sternzentrum, also wenn das dazugehörige Ausgangselement aufgebraucht ist, wird für kurze Zeit keine Energie mehr produziert. Dadurch gewinnt die Schwerkraft die Oberhand und komprimiert den Stern. Die Dichte im Zentrum des Sterns wird erhöht, was zu einer Aufheizung und zur Zündung der nächsten Kernbrennphase führt. Denn die immer