Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

schwerer werdenden Elemente benötigen immer heißere Bedingungen, um miteinander zu fusionieren und dadurch schwerere Atome zu synthetisieren. Das Kohlenstoffbrennen erfordert ca. eine Milliarde Grad, die aber nur von sehr schweren Sternen mit mehr als dem Achtfachen der Masse der Sonne aufgebracht werden können. In dieser Brennphase werden Neon, Natrium und Magnesium erzeugt. Im darauffolgenden Neonbrennen wird weiterhin Magnesium, aber auch Sauerstoff, aus einem energiebedingten Abspalten eines α-Teilchens von Neonkernen synthetisiert. Die Verschmelzung von zwei Sauerstoffkernen führt hauptsächlich zur Bildung von Silizium, aber auch kleineren Mengen von Phosphor und Schwefel. Nur durch die weitere Aufheizung nach Beendigung des Sauerstoffbrennens kann Silizium schließlich durch den sogenannten α-Prozess in eine ganze Reihe von Elementen verwandelt werden. Denn durch den Einfang von α-Teilchen werden Isotope von Elementen mit geraden Ordnungszahlen bzw. Kernladungszahlen aufgebaut: Silizium (Z = 14) zu Schwefel (16) zu Argon (18) zu Kalzium (20) zu Titan (22) zu Chrom (24) zu Eisen (26) zu Nickel (28). Das schwerste Isotop ist 56 Ni (Nickel) mit 28 Protonen und 28 Neutronen. Es ist radioaktiv und zerfällt über 56 Co (Kobalt) mit 27 Protonen und 29 Neutronen zu stabilem 56 Fe (Eisen) mit 26 Protonen und 30 Neutronen.
Tabelle 3.4: Kernbrennphasen eines Sterns mit 20 Sonnenmassen. Die Angaben in der vierten und letzten Spalte hängen von der Masse des Sterns ab. Die letzte Spalte gibt dabei speziell die Masse des hinterlassenen Kerns an, welcher in der jeweiligen Fusionsphase synthetisiert wurde. So besitzt der Stern z.B. nach dem Ende des Wasserstoffbrennens einen 10 Sonnenmassen schweren Heliumkern.

Brennstoff
Temp. in Mio Grad K
Dichte in g/cm 3
Dauer in Jahren
Fusionsprodukte
Masse in Sonnenmassen M ☉
H
37
4,5
8,1 Mio
He
10
He
190
970
1,2 Mio
C, O
6
C
870
170 000
980
Ne, Na, Mg
5
Ne
1600
300 000
0,6
Mg, O
3
O
2000
6 Mio
1,3
Si, S
2
Si
3300
43 Mio
11,5 Tage
Fe, Ni
1,5
    Auf diese Weise werden alle Elemente »aufgebraucht«, bis sich zum Schluss ein gewaltiger Kern aus Eisen und Nickel im Sterninneren gebildet hat. Bis zu diesem Punkt kann dank des Massendefekts Energie aus der Fusion gewonnen werden. Für die Fusion von Elementen, die schwerer als Eisen und auch Nickel sind, wird aber aus kernphysikalischen Gründen Energie benötigt . Anstatt Energie aus diesem Prozess zu gewinnen, bedeutet dies also, dass ein Stern Energie aufbringen müsste, um noch schwerere Elemente zu bilden. Dies geschieht natürlich nicht. Deswegen endet das Leben eines Sterns ziemlich abrupt, wenn er einen Eisen-Nickel-Kern in seinem Zentrum erzeugt hat.
    Ohne eine weitere Energiequelle siegt letztendlich die Schwerkraft: Das Zentrum kollabiert, und eine riesige Schockwelle wird ausgelöst, die den Stern in einer gigantischen Supernova-Explosion komplett zerreißt. Die Vorgänge der Explosion werden in Kapitel 4 beschrieben. Vor der Explosion gleicht der Stern in seinem fortgeschrittenen Entwicklungsstadium jedoch ganz im Sinne der kosmischen Küche einer riesigen Zwiebel. Ein solches Zwiebelschalenmodell eines massereichen Sterns ist in Abbildung 3.10 anschaulich dargestellt. Denn das Schalenbrennen hat dazu geführt, dass der Stern zu diesem Zeitpunkt von außen nach innen aus vielen Schichten verschiedener Elemente besteht. Außen ist eine Wasserstoffschicht, dann kommen Schichten aus Helium, Kohlenstoff, Neon, Sauerstoff, Silizium sowie diversen anderen Elementen, die in kleineren Mengen im Schalenbrennen synthetisiert wurden. Der Kern aus Eisen und Nickel befindet sich schließlich im Zentrum.
    Der durch die Implosion des Eisen-Nickel-Kerns eines massereichen Sterns verursachten Schockwelle folgt zunächst die plötzliche Verdichtung des Sterns nach innen. Nach Auftreffen auf den Kern wird die Schockwelle reflektiert und läuft nach außen durch die vielen Element-Schichten von Silizium, Sauerstoff, Kohlenstoff, Helium und auch Wasserstoff hindurch. Dadurch entsteht eine kurze, aber extreme Aufheizung der Sternmaterie. Durch den Kollaps des Eisen-Nickel-Kerns wird so viel Energie freigesetzt, dass das gesamte, während des früheren Sternlebens in vielen Brennphasen mühselig synthetisierte Eisen und Nickel und Teile des umgebenden Siliziums schlagartig wieder vollständig in Neutronen zerlegt wird. Diese Neutronen bestrahlen das Material in der Sternhülle. Die Bombardierung mit Neutronen und die vorübergehend hohen