Sternentwicklung (5) Wie Sterne Energie erzeugen Triple-Alpha-Prozeß: wie geht es weiter

Transkript

1 Sternentwicklung (5) Wie Sterne Energie erzeugen Triple-Alpha-Prozeß: wie geht es weiter

2 Kosmische Elementehäufigkeit Harkinsche Regel: Elemente mit geradzahliger Ordnungszahl sind häufiger als Elemente mit ungerader Ordnungszahl die meisten Elemente bauen sich aus Alphateilchen auf

3 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 N Fe N H lg N Fe N H 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.

4 Wiederholung: Helium-Brennen (Tripel-Alpha-Prozeß) Drei Alpha-Teilchen müssen innerhalb von 6, s simultan zusammenstoßen, weil ansonsten der Be-Kern sofort wieder in zwei Alpha- Teilchen zerfällt. Resonanzreaktion mit einer Resonanztemperatur von 1, K ermöglicht die Folgereaktion zu Kohlenstoff Folgereaktion (50%) 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.

5 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

6 Schalenbrennen

7 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

8 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

9 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.

10 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)

11 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 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

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