Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

Rand des Kohlenstoff-Sauerstoff-Kerns bildet sich eine Helium-Brennschale, und der Stern wandert dabei vom Horizontalast zur Basis des sogenannten »Asymptotischen Riesenasts«.
    Mit der Zeit wird die Helium-Brennschale jedoch immer dünner und aufgrund dessen thermisch instabil. Dies bedeutet, dass sie auf jegliche Wärmezufuhr oder -abnahme schnell reagiert. Jeder noch so kleine Temperaturanstieg durch die Hitze des darunterliegenden fusionierenden Kerns führt deswegen sofort zu einem unkontrollierbaren Anstieg der Temperatur in der Helium-Brennschale. Aufgrund der hohen Temperaturabhängigkeit des 3α-Prozesses schießt dann die Produktionsrate des Kohlenstoffs in die Höhe, wodurch die Temperatur weiter zunimmt. Dadurch dehnt sich das Gas in und oberhalb der Helium-Brennschale aus.
    In der dünnen Helium-Brennschale steigt die Temperatur wegen der thermischen Instabilität trotz ihrer Ausdehnung weiter an. Gleichzeitig sinkt die Temperatur aufgrund der Ausdehnung oberhalb der Helium-Brennschale und somit insbesondere auch am Ort der weiter außen nach wie vor existierenden Wasserstoff-Brennschale. Die Leuchtkraft der Wasserstoff-Brennschale bricht deswegen enorm ein. Nach ein paar dutzend Jahren hat sich die Helium-Brennschale weit genug ausgedehnt, dass sie thermisch wieder stabil wird, d.h., jede weitere Ausdehnung führt dann wieder zu einer Abkühlung und nicht zu weiterer Aufheizung.
    Durch die wieder einsetzende Kontraktion der Sternhülle steigt die Temperatur am Ort der Wasserstoff-Brennschale an und bringt die Brennschale ordentlich zum Fusionieren. Solche »thermischen Pulse« der Helium-Brennschale treten in nahezu regelmäßigen Abständen von ein paar tausend Jahren in allen Sternen auf, in denen gleichzeitig eine Helium- und eine Wasserstoff-Brennschale existieren.
    Bevor ein solcher thermischer Puls auftritt, wird die Leuchtkraft des Sterns durch die Leuchtkraft der Wasserstoff-Brennschale dominiert. Während des Pulses erreicht die Leuchtkraft der Helium-Brennschale für ein paar Jahrzehnte ein Vielfaches der Wasserstoff-Brennschale. Der größte Teil dieser Energie wird jedoch in die Expansion der Sternhülle gesteckt, so dass die Gesamtleuchtkraft des Sterns während des thermischen Pulses letztendlich trotzdem abnimmt.
    Während des Pulses entsteht oberhalb der Helium-Brennschale eine kurzlebige Konvektionszone. Sie reicht während des Pulses nach oben fast bis zur momentanen Lage der Wasserstoff-Brennschale. Dies bedeutet, dass Material zwischen den beiden Schalen in die Helium-Brennschale gemischt wird und weitere Reaktionsprodukte anschließend bis knapp zur Wasserstoff-Brennschale hochgespült werden.
    Nach dem Puls senkt sich die Wasserstoff-Brennschale dann wieder tiefer in den Stern und somit in die Region hinein, die während des Pulses durchmischt wurde. Daraufhin senkt sich die Hüllenkonvektionszone des Sterns bis kurz oberhalb der neuen Lage der Wasserstoff-Brennschale, was allerdings tiefer als die Lage der Wasserstoff-Brennschale während des Pulses ist. Durch das Absenken der Wasserstoff-Brennschale gelangen die nach außen gemischten Produkte der Helium-Brennschale dann in die weiter oben liegende Wasserstoff-Brennschale. Und durch das Absenken der Hüllenkonvektionszone werden sie dann wie in einem Fahrstuhl sogar weiter hoch bis an die Sternoberfläche transportiert.
    Die Helium-Brennschale fusioniert also Helium ( 4 He) zu Kohlenstoff ( 12 C) und Sauerstoff ( 16 O) und die Wasserstoff-Brennschale dann im CNO-Zyklus diesen Kohlenstoff und Sauerstoff zu Stickstoff ( 14 N). Der Stickstoff bleibt aber unterhalb der Wasserstoff-Brennschale zurück, wenn diese zwischen zwei Pulsen weiter nach außen brennt.
    Im nächsten Puls wird dieser Stickstoff durch die kurzlebige Konvektionszone oberhalb der Helium-Brennschale dann aber doch in die Helium-Brennschale gemischt. Dort wird er sofort in einer Reaktionskette zu Fluor ( 18 F) zu Sauerstoff ( 18 O) zu Neon ( 22 Ne) verbrannt. In massereichen Sternen folgt hierauf dann noch eine weitere Verbrennung des Neons zu Magnesium ( 25 Mg). Die hierbei freigesetzten Neutronen sind die Basis für den in Kapitel 5.1 beschriebenen s-Prozess.
    Für nur mäßig massereiche Sterne ist nun das Ende ihrer Entwicklung eingeläutet. Sie besitzen nicht genügend Masse, um durch Kontraktion den Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern in ihrem Inneren so weit aufzuheizen, dass Kohlenstoff-Fusion zünden könnte. Die einzig verbleibenden Energiequellen sind die