Sterne

Werbung
Sternentwicklung (5)
Wie Sterne Energie erzeugen – Triple-Alpha-Prozeß: wie geht es weiter…
Kosmische Elementehäufigkeit
Harkinsche Regel:
Elemente mit geradzahliger Ordnungszahl sind häufiger als
Elemente mit ungerader Ordnungszahl
 die meisten Elemente bauen sich aus „Alphateilchen“ auf…
Die kosmische Elementhäufigkeiten hängen vom Alter der kosmischen Umgebung
(Sternpopulation) ab und können aufgrund verschiedener An- und Abreicherungsmechanismen lokal stark variieren.
Eine „summarische“ Größe für die Häufigkeit von Elementen mit Z>2 („Metalle“) ist
die Metallizität.
𝐹𝑒 𝐻 = 𝑙𝑔
𝑁𝐹𝑒
𝑁𝐻
− 𝑙𝑔
𝑁𝐹𝑒
𝑁𝐻
𝑆𝑜𝑛𝑛𝑒
Ein Stern, der die gleiche Metallizität wie die Sonne besitzt, hat die Metallizität 0
0,3  doppelte Metallizität
Sterne mit geringer Metallizität  alte Population I – Sterne
Sterne mit hoher Metallizität  junge Population II - Sterne
Ob ein Stern Planeten besitzt, korreliert mit dessen Metallizität.
Wiederholung: Helium-Brennen (Tripel-Alpha-Prozeß)
Drei Alpha-Teilchen müssen
innerhalb von 6,7 ∙ 10−17 s
simultan zusammenstoßen,
weil ansonsten der Be-Kern
sofort wieder in zwei AlphaTeilchen zerfällt.
 Resonanzreaktion mit einer
Resonanztemperatur von
1,2 ∙ 108 K ermöglicht die
Folgereaktion zu Kohlenstoff
(50%)
Folgereaktion
Der Kohlenstoffkern ist
energetisch angeregt, und zwar
mit einer Resonanzenergie von
7,656 MeV. Sie verhindert, daß
der Kern nicht wieder sofort in
drei Alphateilchen zerfällt.
Folgereaktion: Das Kohlenstoff-Brennen
Das „Kohlenstoffbrennen“ setzt ein, wenn die Energieerzeugungsrate durch das
Heliumbrennen immer ineffektiver wird. Der Kohlenstoff- Sauerstoffkern beginnt
zu kontrahieren, bis die Zündtemperatur für das Kohlenstoffbrennen von 600 Millionen K
bei einer Dichte von 200 Millionen kg/m³ erreicht ist.
Energieerzeugungsrate ~ 𝑇 27 ( 5% Erhöhung T  373% Energiefreisetzung)
Hauptreaktion:
Weitere Reaktionskanäle:;
Neutronenfreisetzung!
Beim „Kohlenstoffbrennen“ werden hauptsächlich Natrium, Neon und Magnesium gebildet
Schalenbrennen
Folgereaktion: Das Neon-Brennen
Wenn in einem Sternkern Kohlenstoffkerne zusammenstoßen, kann dabei u. a. auch Neon produziert werden.
Neon wiederum kann exotherm durch Alphateilcheneinfang zu Magnesium fusionieren.
 Neon-Brennen
Die Alphateilchen werden durch Photodisintegration von Ne-Kernen produziert:
Ab einer Zündtemperatur von 1,2 Milliarden K kann ein Ne-Kern ein Alphateilchen
einfangen und damit zu einem Magnesiumkern fusionieren:
Alternative: Neutroneneinfang
Das „Neonbrennen“ wird erst bei Sternen ab ca. 8 Sonnenmassen möglich:
• Existenz eines aus dem „Kohlenstoffbrennen“ resultierenden O-Ne-Mg - Kerns
• Temperatur: 1,2 Milliarden Kelvin
• Dichte > 4 Milliarden kg/m³
Mit dem Neonbrennen sind unter gewissen
Umständen außergewöhnliche Reaktionsfolgen möglich, so die Fusion von Phosphor
Folgereaktion: Das Sauerstoff-Brennen
Während des vorangegangenen Neonbrennens bildete sich ein inaktiver Kern aus
Sauerstoff und Magnesium im Zentralbereich des Sterns. In Ermangelung weiteren
Brennstoffs kommt das Neonbrennen zum Erliegen. Die Zündtemperatur liegt bei
1.5 Milliarden K bei einem Druck von mindestens 10 Milliarden kg/m³.
Wichtigste Reaktionen:
Wird durch Neonbrennen wieder
verbraucht
Das Hauptprodukt des Sauerstoffbrennens ist Silizium.
Es sammelt sich im Sternkern an und bildet einen
Silizium-Kern, der von einer sauerstoffbrennenden
Schale umgeben ist.
Folgereaktion: Das Silizium-Brennen
Für das Siliziumbrennen ist mindestens eine Temperatur von 2,7 Milliarden K bei einem
Druck von mehr als 30 Milliarden kg/m³ erforderlich. Als Ergebnis entsteht Nickel, Kobalt
und Eisen.
Wichtigste Reaktionen:
Das Siliziumbrennen ist energetisch sehr ineffektiv. Die dabei entstehende Gammastrahlung
ist in der Lage, Siliziumkerne zu zertrümmern  Photodisintegration. Da diese Reaktion
endotherm ist, entzieht sie Energie aus der Reaktionszone (Kühleffekt)
Typische Zeitskalen für die Brennphasen für einen Stern von 10 Sonnenmassen
Brennphase
Typische Temperatur
Dauer
Wasserstoffbrennen
20 Millionen K
1 Million Jahre
Heliumbrennen
200 Millionen K
10000 Jahre
Kohlenstoffbrennen
800 Millionen K
600 Jahre
Neonbrennen
1,4 Milliarden K
1 Jahr
Sauerstoffbrennen
2 Milliarden K
1/2 Jahr
Siliziumbrennen
3,5 Milliarden K
1 Tag
Kernkollaps
> 40 Milliarden K
< 1 Sekunde
Herunterladen