Astronomie

Verschmilzt ein Stern auf der Hauptreihe Helium mit Beryllium?

Verschmilzt ein Stern auf der Hauptreihe Helium mit Beryllium?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Wenn ein Stern damit fertig ist, seinen gesamten Wasserstoff zu Helium zu verschmelzen, beginnt er dann, Helium zu Beryllium zu verschmelzen und so weiter und so weiter bis hin zu Eisen.

Wenn der Stern zu Beryllium verschmilzt, befindet sich der Stern dann immer noch in der Hauptreihenphase und beginnt er an diesem Punkt in die Phase des Roten Riesen zu wachsen, oder gibt es keine vorgegebene Regel, wann er zu wachsen beginnt?


Was definiert die Hauptsequenz?

Hauptreihensterne sind durch Wasserstofffusion in ihren Kernen gekennzeichnet, entweder durch die Proton-Proton-Kette (für Sterne mit geringerer Masse) oder den CNO-Zyklus (für Sterne mit mehr als etwa dem 1,5-fachen der Sonnenmasse). Außerhalb des Kerns findet keine nennenswerte Verschmelzung statt; die äußeren Schichten sind am strahlenden oder konvektiven Energietransport beteiligt, jedoch nicht an der Energieerzeugung. Wenn im Kern eine Wasserstofffusion stattfindet, sagen wir im Allgemeinen, dass sich ein Stern noch auf der Hauptreihe befindet.

Dies ändert sich bei Sternen, die sich außerhalb der Hauptreihe entwickeln. Einige rote Riesen mit geringer Masse können über den CNO-Zyklus in einer Schicht außerhalb eines weitgehend nicht reaktiven Heliumkerns Wasserstoff zu Helium fusionieren; das wird bezeichnet als Muschelverbrennung. In massereicheren Sternen werden schwerere Elemente (z. B. Helium, Kohlenstoff usw.) im Inneren des Kerns verschmolzen, und das Brennen der Schale setzt sich in den äußeren Schichten fort. In einem relativ massereichen Stern, der sich weit in der Nach-Hauptsequenz-Phase seines Lebens befindet, könnten Sie beispielsweise sehen, wie Sauerstoff, Neon, Kohlenstoff, Helium und Wasserstoff in aufeinanderfolgenden Schichten immer weiter vom Kern entfernt fusioniert werden.

Ein weit verbreitetes Missverständnis ist, dass ein Stern seinen gesamten Wasserstoff verbraucht, bevor er die Hauptreihe verlässt; das ist nicht wahr. Es verbraucht lediglich den Großteil des Wasserstoffs in seinem Kern; in den äußeren Schichten ist noch viel vorhanden, was die Schalenfusion ermöglicht.

Post-Hauptsequenz-Evolution

Betrachten wir Sterne mit etwa einer Sonnenmasse. Wenn die Wasserstofffusion im (jetzt entarteten) Kern aufhört, verschwindet die Druckquelle, die den Stern im hydrostatischen Gleichgewicht hält. Die Wasserstoffverbrennung beginnt in einer Hülle um den Kern herum. Nach einiger Zeit beginnt sich der Kern zusammenzuziehen, die äußere Hülle dehnt sich aus und der Stern soll sich auf dem Roten Riesenzweig befinden. Schließlich steigen die Temperaturen bis zu dem Punkt, an dem der Triple-Alpha-Prozess auftreten kann, und es tritt ein Heliumblitz auf, der den Beginn des horizontalen Zweigs und der Heliumfusion über den Triple-Alpha-Prozess markiert. Das Brennen der Wasserstoffhülle geht weiter.

Wie Sie feststellen werden - und wie andere gesagt haben - Sterne nicht Helium zu Beryllium zu irgendeinem signifikanten Grad während eines beliebigen Teils dieses Prozesses oder der Post-Hauptsequenz-Entwicklung im Allgemeinen zu verschmelzen. Es ist endotherm; der Triple-Alpha-Prozess ist exotherm.


Verschmilzt ein Stern auf der Hauptreihe Helium mit Beryllium?

Sterne nicht Helium zu Beryllium zu verschmelzen, außer als sehr, sehr kurzer Zwischenschritt in Richtung Kohlenstoff. Die Helium-Helium-Fusion zu Beryllium ist endotherm: Sie verbraucht Energie. Erschwerend kommt hinzu, dass das resultierende Beryllium-8 eine extrem kurze Halbwertszeit von weniger als hat $10^{-16}$ Sekunden. Helium wäre das Ende der Fusion in Sternen (und es gäbe uns nicht), wenn es nicht einen Zufall gäbe: Das durch Helium-Helium-Fusion gebildete Beryllium-8 hat fast genau die gleiche Energie wie ein angeregter Zustand von Kohlenstoff-12.

Dies erhöht die Wahrscheinlichkeit, dass sich ein dritter Helium-4-Kern mit einem kurzlebigen Beryllium-8-Kern zu Kohlenstoff-12 verbindet, stark. Das ist stabil. Die nächste Stufe nach der Wasserstoffverbrennung ist somit die Dreifach-Heliumverbrennung (der Dreifach-Alpha-Prozess), bei der Beryllium außer als Zwischenprodukt im Wesentlichen umgangen wird.

Wenn der Stern zu Beryllium verschmilzt, befindet sich der Stern dann noch in der Hauptsequenzphase und beginnt er an diesem Punkt in die Phase des Roten Riesen zu wachsen, oder gibt es keine vorgegebene Regel dafür, wann er zu wachsen beginnt?

Ein Stern verlässt die Hauptreihe lange bevor er Helium fusioniert. Es verlässt die Hauptreihe, wenn der Stern die Wasserstofffusion im Kern nicht mehr aufrechterhalten kann. Dies geschieht, wenn der Kern keinen Wasserstoff mehr enthält. An diesem Punkt ist das bei der Wasserstofffusion zurückbleibende Helium im Wesentlichen Asche. Die Wasserstofffusion schreitet am Rand des Kerns voran (Schalenbrennen), aber der an Wasserstoff verarmte Kern ist an dieser Stelle viel zu kalt, um Helium zu Kohlenstoff (nicht Beryllium) zu verschmelzen. So kollabiert es und wird allmählich heißer.

Der Stern beginnt, Helium zu Kohlenstoff (und auch Sauerstoff) zu verschmelzen, wenn die Masse des Posthauptreihensterns groß genug ist. An diesem Punkt kollabiert der Rote Riese und verhält sich fast wie ein Hauptreihenstern mit zweitem Leben. Dieses zweite Leben dauert jedoch nicht sehr lange.


Welche Elemente verschmelzen Sterne?

Die massereichsten Sterne können alle Elemente bis einschließlich bilden Eisen in ihren Kernen. Aber Eisen ist das schwerste Element, das sie herstellen können. Fusion von Eisen erzeugt keine Energie, und ohne Energieversorgung wird der Stern bald sterben.

Können Sterne außerdem Eisen verschmelzen? Noch höhere Masse Sterne verbrennt Neon, nachdem der Kohlenstoff aufgebraucht ist. Aber einmal Eisen erreicht ist, wird die Fusion gestoppt, da Eisen ist so fest gebunden, dass keine Energie können durch Fusion extrahiert werden. Eisen kann schmelzen, nimmt dabei aber Energie auf und die Kerntemperatur sinkt.

Werden hiervon alle Elemente von Sternen produziert?

Virtuell alle von die Elemente wir sehen weiter das Periodensystem wurden irgendwann während das Leben und Tod von a Star. Es wird allgemein angenommen, dass die meisten die Elemente im das Universum schwerer als Helium entstanden in Sterne wenn leichtere Kerne zu schwereren Kernen verschmelzen. Das Dieser Vorgang wird als Nukleosynthese bezeichnet.

Warum verschmilzt Eisen nicht in einem massereichen Stern?

Eisen kann wegen der wahnsinnigen Energie- und Kraftmengen, die erforderlich sind, um nicht zu etwas Schwererem zu verschmelzen, Sicherung Eisen Atome. Das Eisen in dem Sterne Kern ist nicht der Grund, warum die Star ging zur Supernova, ihre Gesamtmasse ließ sie explodieren. Aber die Eisen in seinem Kern ließ es sterben.


Wissenschaft vor der Haustür

Als ich anfing, etwas über Sterne zu lernen, erwartete ich, dass es sich um gewalttätige und chaotische Orte handelte. Und bis zu einem gewissen Grad sind sie es sicherlich.

Der Druck in ihren Kernen ist unglaublich hoch – hoch genug, um Protonen zusammenzuschlagen, und das ist keine leichte Aufgabe. Und in der Nähe ihrer Oberflächen verdrehen und verwickeln sich Magnetfeldschleifen und eine Reihe von Eruptionen stören von Zeit zu Zeit die Satellitenfunktion auf der Erde.

Jenseits des Offensichtlichen sind Sterne jedoch überraschend…friedlich.

Während sie stabil sind, produzieren sie nur genug Energie, um ihre eigene Masse aufrechtzuerhalten. Ihre Art, die Homöostase aufrechtzuerhalten, ist in ihrer Einfachheit wunderschön.

Aber das kann nicht ewig dauern. Schließlich verbrauchen Sterne ihren Wasserstofftreibstoff. Ihre Kerne beginnen sich zusammenzuziehen und ihre äußere Hülle dehnt sich zu enormen Ausmaßen aus.

Was kommt als nächstes für einen Star – und warum?

Lassen Sie uns zunächst einige alte Konzepte durchgehen, die für das Verständnis der Entwicklung eines Sterns mittlerer Masse wichtig sind.

Kommt dieser Typ bekannt vor?

Das ist ein Atom, dem grundlegendsten Baustein des Universums. Jede existierende Substanz besteht aus verschiedenen Kombinationen von Atomen, und jedes Atom besteht aus verschiedenen Kombinationen von subatomaren Teilchen.

Das wichtigste subatomare Teilchen für die stellare Astronomie ist das Proton – auch bekannt als Wasserstoffkern. Es ist grundlegend für die Energieproduktion in Sternen.

Dieser Vorgang ist Ihnen vielleicht bereits bekannt. Im Wesentlichen werden vier Protonen durch den immensen Druck im Kern eines Sterns zusammengeschlagen. Dazu müssen die Sterne die Coulomb-Barriere– das ist die Kraft, die versucht, die Kollision zweier Teilchen mit der gleichen Ladung zu verhindern.

Sie haben das schon einmal gesehen. Wie schwer ist es, zwei passende Enden von Magneten zusammenzukleben?

Das schaffst du wahrscheinlich nicht, besonders wenn die Magnete besonders stark sind. Aber es ist schwierig, selbst wenn sie klein sind. Es ist sogar noch schwieriger, sie so hart zusammenzuschlagen, dass sie tatsächlich Sicherung.

Sterne haben dafür einen ausreichend hohen Innendruck – und sie sind auf die Fusion von Protonen angewiesen, um Energie zu erzeugen.

Es ist wichtig zu beachten, dass die Coulomb-Barriere schwerer zu durchbrechen ist, wenn die abstoßende Kraft zwischen gleich geladenen Teilchen stärker wird. Und es wird stärker, wenn Sie mehr der gleich geladenen Teilchen hinzufügen.

Mit anderen Worten, wenn du versuchst zu zerschlagen vier Protonen zusammen (wie in der Proton-Proton-Kette), es ist einfacher, als wenn Sie die Anzahl der Protonen erhöhen und versuchen, zu zerschlagen sechs.

Okay, kommen wir zurück zur Proton-Proton-Kette. Beachten Sie, dass das Endergebnis ein Heliumkern ist?

Wenn Sterne Wasserstoffkerne als Brennstoff verschmelzen, werfen sie Helium-“Aschen” in die Mitte ihrer Kerne. Diese Heliumkerne haben doppelt so viele Protonen wie Wasserstoff, daher ist die Coulomb-Barriere doppelt so stark. Selbst der immense Druck in den Kernen von Sternen reicht nicht aus, um ihn zu überwinden…noch.

Für den größten Teil der Lebensdauer eines Sterns ist es stabil. Sein innerer Druck führt einen ständigen Kampf gegen die Kraft seiner eigenen Schwerkraft.

Der Innendruck eines Sterns wird durch seine Energieproduktion aufrechterhalten. Was ist, wenn seine Energieproduktion schwankt?

Dann setzt eine wirklich schöne Dynamik ein: die Druck-Temperatur-Thermostat.

Dieser Mechanismus schafft es, die Energieproduktion genau auszubalancieren, solange der Stern Wasserstoff in seinem Kern verschmilzt. Wenn die Energieproduktion jemals sinkt, kompensiert der Stern. Wenn es jemals wieder steigt, entschädigt der Stern.

Auf diese Weise schafft es der Star, zu halten hydrostatisches Gleichgewicht, die im Grunde eine Star-Version der Homöostase ist.

Aber dieses Druck-Temperatur-Thermostat funktioniert nicht ewig. Schließlich wird dem Stern der Wasserstoff ausgehen, um in seinem Kern zu verschmelzen. Der Kern beginnt sich dann unter seinem Eigengewicht zusammenzuziehen, wodurch tatsächlich Wärmeenergie erzeugt wird.

Dies stabilisiert den Kern nicht. Stattdessen wirkt der Kern wie ein Kochfeld und zündet die Wasserstofffusion in einer Schicht des Sterns, die den Kern umgibt. Diese Schicht brennt wie ein Buschfeuer nach außen durch den Stern.

Währenddessen zieht sich der Kern weiter zusammen… und schließlich, wird es heiß genug – ungefähr 100.000.000 K –, um die inerte Heliumasche zu schmelzen, die die Wasserstofffusion hinterlassen hat.

Also… wie sieht das Innere des Sterns gerade aus?

Im Moment schauen wir auf den Stern, während er mit der Heliumkernfusion beginnt.

Heliumfusion wird normalerweise als die Triple-Alpha-Prozess. Warum? Denn zum Verschmelzen werden drei Heliumkerne benötigt, und Astronomen nennen auch Heliumkerne Alphateilchen.

Und warum sie sie so nennen ... na ja, das schlägt mich. Ich gehe davon aus, dass es etwas mit der Physik des Lichts zu tun hat. Entweder das oder die Quantenmechanik. Aber ich könnte falsch liegen.

Wie auch immer, hier ist der lang erwartete Triple-Alpha-Prozess:

Beachten Sie, dass zwei Heliumkerne zu einem Berylliumkern verschmelzen, der dann mit einem weiteren Heliumkern zu einem Kohlenstoffkern verschmilzt.

Ooh, wir sprechen endlich über Kohlenstoffkerne in Sternen. Ich habe mich darauf gefreut.

Jetzt verstehst du, warum ich erwähnte, sechs Protonen zusammenzuschlagen, oder? Das ist die Gesamtmenge an Protonen, die wir während des Triple-Alpha-Prozesses fusionieren müssen.

Also… wie kommt es eigentlich zur Heliumfusion?

Nun, das hängt vom Stern ab.

Massive Sterne – die weiter oben im Hauptfolge, wie wir es nennen – haben Sie es einfach. Sie sind in der Lage, allmählich Helium zu schmelzen, wenn sich ihre Kerne zusammenziehen und ihre äußeren Schichten sich auszudehnen beginnen. Sie haben genug Masse, dass der Druck bereits hoch genug ist, um eine höhere Coulomb-Barriere zu durchbrechen.

Was jedoch mittelschwere Sterne angeht…

Diese Sterne haben nicht genug Masse, um die Heliumasche, die in ihre Zentren fällt, zu verschmelzen. Der Kern zieht sich unter seinem Eigengewicht weiter zusammen, bis der Druck-Temperatur-Thermostat vollständig bricht zusammen. Der Kern wird degenerieren.

Links: Normalgas. Auf der rechten Seite: degenerieren Gas.

Mit anderen Worten ... der Kern ist so dicht gepackt, dass die frei schwebenden Elektronen im Stern plötzlich von Bedeutung sind.

Da es mehr davon gibt als Heliumkerne, kontrollieren sie den Druck im Kern. Aber sie werden so dicht gedrängt, dass sie buchstäblich nicht näher zusammenpassen können. Sie bleiben sozusagen “fest,” und bewegen sich mit bestimmten Geschwindigkeiten. Im Wesentlichen kann der Druck im Kern nicht zunehmen oder abnehmen. Es steckt fest, aber…

…aber die Kerntemperatur hängt von den Kernen ab, und, Sie stecken nicht fest. Sie sausen immer noch herum und erzeugen Energie. Der Druck kann weder steigen noch sinken, aber die Temperatur steigt weiter – unkontrolliert.

… nennen wir a Heliumblitz.

Denken Sie daran, dass im entarteten Kern die Temperatur – kontrolliert durch die Kerne – weiter ansteigt. Also irgendwann der Kern werden heiß genug werden, um den Triple-Alpha-Prozess zu zünden. Dabei wird Kernenergie erzeugt.

Es gibt nur ein Problem ... der Druck-Temperatur-Thermostat funktioniert nicht. In einem massereicheren Stern würde der Kern reagieren, indem er sich ausdehnt und den Druck verringert, so dass sich die Kernreaktionen verlangsamen würden. Aber das ist in einem degenerierten Kern unmöglich.

Stattdessen bekommen wir eine außer Kontrolle geratene Explosion, die so heftig ist, dass der Heliumkern für einen Moment mehr als 1.000.000.000.000 Mal so viel Energie pro Sekunde erzeugt wie die Sonne.

Ähm, Leute…das ist eigentlich vergleichbar mit der kombinierten Leuchtkraft von alle die Sterne in unserer Galaxie.

Aber... warte eine Sekunde. Würde eine so starke Explosion den Stern nicht zerstören?

Überraschenderweise ... tut es das nicht. Und hier ist der Grund.

Verglichen mit dem Rest des sich ausdehnenden Sterns ... ist der Heliumschmelzkern winzig. (Denken Sie daran, dass 1 R ist gleich dem Radius unserer Sonne. Ebenso 1 M ist gleich dem Masse unserer Sonne.)

Weil der Heliumkern so klein ist und die sich ausdehnende Hülle des Sterns so verdammt ist enorm, geht die meiste Energie des Heliumblitzes tatsächlich in die Erwärmung des Kerns oder wird von der sich ausdehnenden Hülle absorbiert.

Auch der Heliumblitz ist sehr schnell vorbei. Innerhalb von Sekunden wird der Kern so heiß, dass er nicht mehr entartet ist. Der Druck-Temperatur-Thermostat ist in der Lage, wieder einzuschalten.

Der Stern ist dann in der Lage, die Heliumfusion wieder unter Kontrolle zu bringen und beginnt in seinem Kern stetig Helium zu fusionieren.

Nun, da wir gesehen haben, wie verschiedene Arten von Sternen beginnen, Helium zu fusionieren, was kommt als nächstes für einen Stern?

An diesem Punkt divergiert die Hauptsequenzentwicklung in eine Entwicklung mit mittlerer Masse nach dem Heliumblitz und eine Entwicklung mit hoher Masse, nachdem Helium allmählich zu fusionieren beginnt. Wir werden untersuchen, was als nächstes für verschiedene Stars kommt.


Nukleosynthese im Spätstadium

Beispielsweise, Kohlenstoffverbrennung (bei 6x10 8 K):

und Sauerstoffverbrennung (bei 10 9 K):

(Die meisten) dieser Reaktionen erzeugen Energie. Wenn der Stern massiv genug ist, kann er leuchten, indem er in seinem Kern zunehmend massereichere Kerne bildet. Bis das heißt.

Einmal Eisen ( Fe ) gemacht ist, stecken wir fest. Eisen ist das stabilste aller Elemente – es wird keine Kernfusion durchlaufen. Wenn ein Stern massiv genug ist, um Eisen zu erzeugen, hat er keinen Treibstoff mehr. Was jetzt? Bricht die Hölle los. Das werden wir später sehen.


Sekundäre Helium-Fusionsprozesse

Der CNO-Wasserstofffusionsprozess wandelt Kohlenstoff-12 und Sauerstoff-16 in vier andere Isotope um, während Wasserstoff in Helium-4 umgewandelt wird. Diese Isotope sind Kohlenstoff-13, Stickstoff-14, Stickstoff-15 und Sauerstoff-15. Zwei dieser Isotope, Kohlenstoff-13 und Stickstoff-14, können durch Kombination mit Helium-4 während der Heliumfusionsstufe zerstört werden. Bei diesen Reaktionen werden Neutronen freigesetzt, die sich entweder mit anderen Isotopen zu schwereren Elementen verbinden oder in ein Proton und ein Elektron zerfallen. Da die CNO-Isotope in einem Stern nur in geringen Mengen vorhanden sind, ist die Energiefreisetzung durch ihre Fusion mit Helium-4 im Allgemeinen vernachlässigbar, die Bedeutung dieser Fusionsprozesse liegt in ihrer Wirkung auf die im Universum vorkommenden Isotope. Die Absorption eines Neutrons durch einen Kern kann Isotope außerhalb des C 12 &rarr O 16 &rarr 20 &rarr Mg 24 -Pfads erzeugen.

Die Zerstörung von Kohlenstoff-13 erfolgt durch folgende Reaktion mit Helium-4:

Bei dieser Reaktion absorbiert der Kohlenstoff einen Heliumkern und setzt ein Neutron frei, um Sauerstoff-16 zu werden, wobei 2,21 MeV Energie freigesetzt werden.

Die Zerstörung von Stickstoff-14 durch die Aufnahme von Helium-4 erzeugt den instabilen Kern Fluor-18, der in Sauerstoff-18 zerfällt. Diese Reaktionen sind wie folgt:

N 14 + He 4 &rarr F 18 +
F 18 &rarr O 18 + e + + &nue

Die bei diesen Prozessen freigesetzte Energie beträgt 4,42 MeV.

Der aus Stickstoff-14 erzeugte Sauerstoff-18 kann durch die Aufnahme eines Helium-4-Kerns zerstört werden. Diese Interaktion hat zwei Zweige, einen, der Neon-21 erzeugt, und einen zweiten, der Neon-22 erzeugt. Die erste dieser Reaktionen ist wie folgt:

Diese Reaktion ist endotherm und absorbiert insgesamt 0,699 MeV Energie aus dem Gas.

Die zweite Reaktion ist wie folgt:

O 18 + He 4 &rarr Ne 22 +
Ne 22 + He 4 &rarr Mg 25 + keine

Die erste dieser Reaktionen ist exotherm und erzeugt 9,67 MeV Energie. Die Reaktion, die das Magnesium-25 erzeugt, ist endotherm und schluckt 0,48 MeV Energie.


Verschmilzt ein Stern auf der Hauptreihe Helium mit Beryllium? - Astronomie

In diesem Abschnitt werden wir uns auf die Entwicklung sonnenähnlicher Sterne konzentrieren. Ein Stern verbringt die meiste Zeit seines Lebens auf der Hauptreihe und fusioniert Wasserstoff zu Helium. Was passiert in den späteren Stadien des Lebens eines Sterns mit sonnenähnlicher Masse? Wir werden dieser Frage im Detail nachgehen, indem wir uns die evolutionäre Abfolge eines sonnenähnlichen Sterns ansehen.

Denken Sie daran, dass die Fusion in einem sonnenähnlichen Stern nur im Kern des Sterns stattfindet, wo die Temperatur hoch genug ist, damit die PP-Kettenfusion stattfindet. Energie wird durch den Random Walk der Photonen durch die Strahlungszone nach außen und dann durch die Bewegung des Plasmas durch die Konvektionszone nach außen transportiert.

© 2005 Pearson Prentice Hall, Inc.

Wenn sich ein Stern im hydrostatischen Gleichgewicht befindet, wird die nach innen gerichtete Schwerkraft durch den Druck nach außen ausgeglichen. Wenn sich ein Stern erwärmt, erhöht sich der Druck. Ist der Druck größer als die Gravitationskraft, dehnt sich der Stern aus. Die Expansion kühlt den Stern ab, was bedeutet, dass sich die Teilchen langsamer bewegen und der Druck sinkt. Der Stern kommt wieder in das hydrostatische Gleichgewicht. Neben dem von den Partikeln ausgeübten Gasdruck gibt es auch den Strahlungsdruck, der von den Photonen ausgeübt wird.

Die Fusion im frühen Universum wandelte einen Teil des Wasserstoffs in Helium um, etwa 92 % Wasserstoff und 8 % Helium, nach Anzahl der Atome. Da ein Heliumatom massereicher ist, beträgt die relative Masse von Wasserstoff etwa 25 % und Helium 25 %.

Wenn ein Stern geboren wird, besteht seine Materie aus diesem ursprünglichen Verhältnis von Wasserstoff und Helium mit einer kleinen Menge schwererer Elemente, die im ganzen Stern vermischt sind. Während sich der Stern entwickelt, wird immer mehr Wasserstoff zu Helium verschmolzen. Da das Helium massiver ist, neigt es dazu, in den Kern zu fallen. Im Laufe der Zeit füllt sich der Kern mit Helium.

Unsere Sonne ist jetzt etwa fünf Milliarden Jahre alt. Ein Stern wie unsere Sonne lebt etwa zehn Milliarden Jahre auf der Hauptreihe und verschmilzt Wasserstoff zu Helium. Im Laufe der Zeit wird der Kern allmählich heißer, und der Stern dehnt sich aus und wird heller.

Heliumatome enthalten zwei Protonen, haben also die doppelte Ladung von Wasserstoffatomen. Dies bedeutet, dass sie sich viel schneller bewegen müssen, um die elektromagnetische Abstoßung zu überwinden und zu verschmelzen.

Da sich der Kern mit Helium füllt, gibt es weniger Fusion, wodurch weniger Wärme erzeugt wird. Es gibt weniger Wärmedruck sowie weniger Strahlungsdruck. Das Zentrum des Kerns füllt sich mit Heliumasche und die Fusion bewegt sich zum äußeren Kern. Während der Druck abnimmt, nimmt die Gravitationskraft nicht ab, sodass sich der Kern zusammenzieht.

Wenn sich der Kern mit Heliumasche füllt, stoppt die Fusion im Kern. Ohne Fusion im Kern nimmt der Druck stark ab und der Kern zieht sich unter der Schwerkraft zusammen. Wenn sich der Kern zusammenzieht, erwärmt er sich.

Verbrennungsstufe der Wasserstoffhülle

Wenn sich der Kern zusammenzieht, führt dies dazu, dass die Materialhülle um den Kern herum nach innen fällt. Die Wasserstoffatome beschleunigen beim Fallen und verwandeln die potentielle Gravitationsenergie in kinetische Energie. Dadurch wird das Material erhitzt, bis Wasserstoff in einer den Kern umgebenden Hülle zu Helium zu verschmelzen beginnt. Diese Fusion erzeugt viel Druck, wodurch sich der Stern zu einem roten Unterriesen ausdehnt.

Der Kern zieht sich weiter zusammen und die Schalenfusion nimmt zu. In der Schalenfusionsstufe ist die Fusionsrate höher als in der Kernfusionsstufe. Dies bewirkt eine Erhöhung der Leuchtkraft.

Ein Großteil des Materials im Stern ist strahlungsundurchlässig, und die Energie wird über Konvektion nach außen transportiert, wodurch die Oberflächentemperatur relativ konstant bleibt.

Die Zunahme der Leuchtkraft führt zusammen mit der konstanten Oberflächentemperatur dazu, dass sich der Stern im HR-Diagramm senkrecht nach oben in die Region des Roten Riesen bewegt. Sein Radius ist etwa hundertmal größer als der eines Hauptreihensterns. Der Kern ist immer noch nicht heiß genug, um Helium zu verschmelzen. Da Heliumkerne zwei Protonen haben, ist die elektromagnetische Abstoßung viel stärker. Zum Schmelzen von Helium ist eine viel höhere Temperatur erforderlich als für die Wasserstofffusion.

Elektronenentartungsdruck

In der Phase des Roten Riesen erzeugt die starke Gravitationskraft im Kern durch quantenmechanische Effekte eine andere Art von Druck. Der Druck der Elektronenentartung entsteht, weil Elektronen Fermionen sind, nicht unterscheidbare Teilchen, die dem Pauli-Ausschlussprinzip gehorchen. Zwei Elektronen können nicht denselben Zustand einnehmen. Dies bedeutet, dass sie einem zu starken Zusammendrücken stark widerstehen.

Der Elektronenentartungsdruck ist temperaturunabhängig. Wenn die Temperatur im Kern ansteigt, steigt der Gasdruck, der Elektronenentartungsdruck jedoch nicht. Wenn der Kern komprimiert wird, dominiert der Elektronenentartungsdruck den Gasdruck. Dadurch kann die Temperatur bis zu dem Punkt ansteigen, an dem eine Heliumfusion möglich ist.

Heliumkerne, die durch Fusion in der Hülle entstehen, sinken in den Kern ein und erhöhen dessen Masse. Dies erhöht die Anziehungskraft im Kern, wodurch er sich zusammenzieht.

Der Kern schrumpft weiter und die Schalenfusion nimmt zu, bis der Kern schließlich die Temperatur erreicht, bei der Helium stattfinden kann. Im Kern geschieht die Heliumfusion explosionsartig. Stoßwellen durchdringen den Stern mit einer solchen Kraft, dass bis zu etwa ein Drittel des äußeren Bereichs des Sterns weggeblasen wird.

Helium verschmilzt in einem zweistufigen Prozess zu Kohlenstoff. Zwei Heliumkerne verschmelzen zu Beryllium, das sehr instabil ist, und dann verbindet sich ein weiterer Heliumkern zu Kohlenstoff. Heliumkerne werden auch Alphateilchen genannt. Die Verschmelzung von Helium zu Kohlenstoff wird oft als Triple-Alpha-Prozess bezeichnet, da drei Alpha-Teilchen beteiligt sind.

Wenn der äußere Teil des Sterns weg ist, nimmt die Leuchtkraft des Sterns ab. Die hohe Temperatur der Heliumschmelze im Kern bewirkt, dass sich der Kern ausdehnt. Durch die Expansion kühlt es etwas ab und die Schmelzrate im Kern sinkt. Die Kernexpansion drückt auch die Hülle weiter nach außen, wodurch ihre Temperatur und Fusionsrate reduziert wird. Die Reduzierung der Fusionsrate verringert die Leuchtkraft des Sterns.

Die Heliumkernfusion und die Wasserstoffschalenfusion gehen weiter, und starke Sternwinde tragen Materie von der Oberfläche des Sterns.

Ähnlich wie beim Hauptreihenstern, als das Helium den Kern füllte, führt die Heliumfusion im Kern dazu, dass er sich mit Kohlenstoff füllt. Dadurch wird die Fusion im Kern wieder gestoppt. Der Kern zieht sich wieder zusammen und erwärmt sich.

Wenn die Temperatur im kontrahierenden inerten Kern hoch genug wird, beginnt die Heliumfusion in einer Hülle um den Kern herum. Eine zweite äußere Hülle, in der Wasserstoff zu Helium verschmilzt, trägt ebenfalls zur Hitze und zum Druck im Stern bei.

Die Doppelschalenfusion erhöht den Druck auf ein enormes Niveau, wodurch sich der Stern stark ausdehnt. Es erhebt sich wieder in die Region des Roten Riesen, größer denn je. Die Fusion wird instabil und eine Reihe von explosiven Heliumblitzen findet in der Helium-Fusionshülle statt. Die äußeren Schichten des Sterns pulsieren und werden instabil, indem sie in den Weltraum geschleudert werden.

Dieses Bild eines planetarischen Nebels zeigt die äußeren Schichten des Sterns, die sich in den Weltraum ausdehnen. Der Kern des Sterns liegt intakt in der Mitte. Der weißglühende inerte Kohlenstoffkern ist jetzt ein weißer Zwergstern.


Zusammenfassung

Wenn Sterne beginnen, Wasserstoff zu Helium zu verschmelzen, liegen sie auf der Hauptreihe des Nullzeitalters. Die Zeit, die ein Stern in der Hauptsequenz verbringt, hängt von seiner Masse ab. Massivere Sterne schließen jede Evolutionsstufe schneller ab als masseärmere Sterne. Die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium verändert die innere Zusammensetzung eines Sterns, was wiederum zu Änderungen seiner Temperatur, Leuchtkraft und seines Radius führt. Schließlich, wenn Sterne altern, entwickeln sie sich von der Hauptreihe weg und werden zu Roten Riesen oder Überriesen. Der Kern eines Roten Riesen zieht sich zusammen, aber die äußeren Schichten dehnen sich durch die Wasserstofffusion in einer Hülle außerhalb des Kerns aus. Der Stern wird größer, röter und leuchtender, wenn er sich ausdehnt und abkühlt.

22.2 Sternhaufen

Sternhaufen bieten einen der besten Tests für unsere Berechnungen darüber, was passiert, wenn Sterne altern. Die Sterne in einem bestimmten Haufen wurden ungefähr zur gleichen Zeit gebildet und haben die gleiche Zusammensetzung, daher unterscheiden sie sich hauptsächlich in der Masse und damit in ihrem Lebensstadium. Es gibt drei Arten von Sternhaufen: kugelförmig, offen und Assoziationen. Kugelsternhaufen haben Durchmesser von 50–450 Lichtjahren, enthalten Hunderttausende von Sternen und sind in einem Halo um die Galaxie verteilt. Offene Sternhaufen enthalten typischerweise Hunderte von Sternen, befinden sich in der Ebene der Galaxie und haben Durchmesser von weniger als 30 Lichtjahren. Assoziationen finden sich in Gas- und Staubregionen und enthalten extrem junge Sterne.

22.3 Überprüfung der Theorie

Das H-R-Diagramm von Sternen in einem Haufen ändert sich systematisch, wenn der Haufen älter wird. Die massereichsten Sterne entwickeln sich am schnellsten. In den jüngsten Haufen und Assoziationen stehen leuchtstarke blaue Sterne auf der Hauptreihe, die masseärmsten Sterne liegen rechts von der Hauptreihe und ziehen sich noch zu dieser hin zusammen. Im Laufe der Zeit entwickeln sich Sterne mit zunehmend geringerer Masse weg von der Hauptreihe (oder schalten sie aus). In Kugelsternhaufen, die alle mindestens 11 Milliarden Jahre alt sind, gibt es überhaupt keine leuchtenden blauen Sterne. Astronomen können den Abbiegepunkt aus der Hauptreihe verwenden, um das Alter eines Sternhaufens zu bestimmen.

22.4 Weitere Entwicklung der Sterne

Nachdem Sterne zu Roten Riesen geworden sind, werden ihre Kerne schließlich heiß genug, um Energie zu erzeugen, indem Helium zu Kohlenstoff (und manchmal etwas Sauerstoff) fusioniert wird. Die Verschmelzung von drei Heliumkernen erzeugt Kohlenstoff durch den Triple-Alpha-Prozess. Der schnelle Beginn der Heliumfusion im Kern eines massearmen Sterns wird als Heliumblitz bezeichnet. Danach wird der Stern stabil und reduziert kurzzeitig seine Leuchtkraft und Größe. Bei Sternen mit einer Masse von etwa der doppelten Sonnenmasse oder weniger hört die Fusion auf, nachdem das Helium im Kern aufgebraucht ist. Die Fusion von Wasserstoff und Helium in Schalen um den sich zusammenziehenden Kern macht den Stern wieder zu einem leuchtend roten Riesen, aber nur vorübergehend. Wenn der Stern ein roter Riese ist, kann er seine äußeren Schichten abstoßen und dadurch heiße innere Schichten freilegen. Planetarische Nebel (die nichts mit Planeten zu tun haben) sind von solchen Sternen ausgestoßene Gashüllen, die durch die ultraviolette Strahlung des sterbenden Zentralsterns zum Leuchten gebracht werden.

22.5 Die Entwicklung massereicherer Sterne

In Sternen mit Massen von mehr als etwa 8 Sonnenmassen können Kernreaktionen mit Kohlenstoff, Sauerstoff und noch schwereren Elementen eisenschwere Kerne aufbauen. Die Bildung neuer chemischer Elemente wird als Nukleosynthese bezeichnet. Die späten Evolutionsstadien treten sehr schnell auf. Letztendlich müssen alle Sterne alle ihre verfügbaren Energievorräte aufbrauchen. Beim Sterben stoßen die meisten Sterne mit schweren Elementen angereicherte Materie in den interstellaren Raum aus, wo sie zur Bildung neuer Sterne verwendet werden kann. Jede nachfolgende Sternengeneration enthält daher einen größeren Anteil an Elementen, die schwerer sind als Wasserstoff und Helium. Diese fortschreitende Anreicherung erklärt, warum die Sterne in offenen Sternhaufen (die sich in jüngerer Zeit gebildet haben) mehr schwere Elemente enthalten als die in alten Kugelsternhaufen, und sie sagt uns, woher die meisten Atome auf der Erde und in unserem Körper kommen.


Endnoten

  1. Die Schwerkraft als Kraft wäre eine Newtonsche Interpretation. Technisch ist es nicht genau, aber es dient dazu, zu visualisieren, wie die Schwerkraft in der Ferne funktioniert. Gravitation als Verzerrung der Raumzeit wäre eine Einsteinsche Erklärung. Selbst dann beschreiben beide die Auswirkungen der Schwerkraft, ohne eine befriedigende Antwort auf „Was ist Schwerkraft?“ zu geben. Mein Verständnis der Physik auf Sesselebene reicht gerade aus, um die Umrisse einer Debatte darüber zu erfassen, ob die Gravitation fundamental ist (wie elektromagnetische oder nukleare Kräfte) oder eine emergente Eigenschaft auf Quantenebene ist.
  2. Die Gründe für eine ungleichmäßige Verteilung können zusätzliche Einblicke in die frühesten Phasen des Universums geben. Beweise für diese ungleichmäßige ursprüngliche Verteilung gibt es in der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung (CMB), die vom Urknall übrig geblieben ist. Weitere Informationen finden Sie unter Datenvisualisierungen der Wilkinson Microwave Anisotropy Probe. Die Entdeckung des CMB bei etwa 3° Kelvin durch Penzias und Wilson im Jahr 1964 führte zu einem Nobelpreis und lieferte unterstützende Daten für die Urknalltheorie.
  3. Ich empfehle, nach „Main Sequence“ zu suchen, um einen Überblick über verschiedene Arten von Sternen zu erhalten. Ein anderer Begriff, den Sie verwenden können, ist "Hertzsprung-Russell-Diagramm". Die Masse eines Sterns beeinflusst, wie schnell er die verfügbaren Kernbrennstoffe und sein endgültiges Schicksal verbraucht.

Vorgestelltes Bild: Die Galaxie, die in diesem vom NASA/ESA-Weltraumteleskop Hubble aufgenommenen Bild dargestellt ist, ist eine Balkenspirale, bekannt als NGC 7541, im Sternbild Fische (die Fische). Es wird tatsächlich beobachtet, dass NGC 7541 eine überdurchschnittlich hohe Sternentstehungsrate aufweist, was der Theorie, dass Spiralstäbe als stellare Kinderstuben fungieren, Gewicht verleiht, indem sie das Material und den Brennstoff einschließen und nach innen leiten, der benötigt wird, um neue Babysterne zu erschaffen und zu nähren. Mit freundlicher Genehmigung von ESA/Hubble & NASA, A. Riess et al.


Vom Hauptreihenstern zum Roten Riesen

Schließlich ist der gesamte Wasserstoff im Kern eines Sterns, wo er heiß genug für Fusionsreaktionen ist, aufgebraucht. Der Kern enthält dann nur noch Helium, „kontaminiert" durch den kleinen Prozentsatz schwerer Elemente, mit denen der Stern beginnen musste. Das Helium im Kern kann man sich als angesammelte “Asche” aus der nuklearen “Verbrennung” von Wasserstoff während der Hauptsequenzstufe vorstellen.

Durch Wasserstofffusion im stellaren Kern kann keine Energie mehr erzeugt werden, da der Wasserstoff vollständig weg ist und die Fusion von Helium, wie wir sehen werden, viel höhere Temperaturen erfordert. Da die Zentraltemperatur noch nicht hoch genug ist, um Helium zu fusionieren, gibt es keine nukleare Energiequelle, um die Zentralregion des Sterns mit Wärme zu versorgen. Die lange Zeit der Stabilität endet nun, die Schwerkraft übernimmt wieder und der Kern beginnt sich zusammenzuziehen. Wieder wird die Energie des Sterns teilweise durch Gravitationsenergie geliefert, wie es von Kelvin und Helmholtz beschrieben wurde (siehe Quellen des Sonnenscheins: Thermal- und Gravitationsenergie). Wenn der Kern des Sterns schrumpft, wird die Energie des nach innen fallenden Materials in Wärme umgewandelt.

Die dabei entstehende Wärme strömt wie alle Wärme nach außen, wo es etwas kühler ist. Dabei erwärmt die Hitze eine Wasserstoffschicht, die die ganze lange Hauptsequenzzeit knapp außerhalb des Kerns verbracht hat. Like an understudy waiting in the wings of a hit Broadway show for a chance at fame and glory, this hydrogen was almost (but not quite) hot enough to undergo fusion and take part in the main action that sustains the star. Now, the additional heat produced by the shrinking core puts this hydrogen “over the limit,” and a shell of hydrogen nuclei just outside the core becomes hot enough for hydrogen fusion to begin.

New energy produced by fusion of this hydrogen now pours outward from this shell and begins to heat up layers of the star farther out, causing them to expand. Meanwhile, the helium core continues to contract, producing more heat right around it. This leads to more fusion in the shell of fresh hydrogen outside the core (Figure 1). The additional fusion produces still more energy, which also flows out into the upper layer of the star.

Figure 1. Star Layers during and after the Main Sequence: (a) During the main sequence, a star has a core where fusion takes place and a much larger envelope that is too cold for fusion. (b) When the hydrogen in the core is exhausted (made of helium, not hydrogen), the core is compressed by gravity and heats up. The additional heat starts hydrogen fusion in a layer just outside the core. Note that these parts of the Sun are not drawn to scale.

Most stars actually generate more energy each second when they are fusing hydrogen in the shell surrounding the helium core than they did when hydrogen fusion was confined to the central part of the star thus, they increase in luminosity. With all the new energy pouring outward, the outer layers of the star begin to expand, and the star eventually grows and grows until it reaches enormous proportions (Figure 2).

Figure 2. Relative Sizes of Stars: This image compares the size of the Sun to that of Delta Boötis, a giant star, and Xi Cygni, a supergiant. Note that Xi Cygni is so large in comparison to the other two stars that only a small portion of it is visible at the top of the frame.

When you take the lid off a pot of boiling water, the steam can expand and it cools down. In the same way, the expansion of a star’s outer layers causes the temperature at the surface to decrease. As it cools, the star’s overall color becomes redder. (We saw in Radiation and Spectra that a red color corresponds to cooler temperature.)

So the star becomes simultaneously more luminous and cooler. On the H–R diagram, the star therefore leaves the main-sequence band and moves upward (brighter) and to the right (cooler surface temperature). Over time, massive stars become red supergiants, and lower-mass stars like the Sun become red giants. (We first discussed such giant stars in The Stars: A Celestial Census here we see how such “swollen” stars originate.) You might also say that these stars have “split personalities”: their cores are contracting while their outer layers are expanding. (Note that red giant stars do not actually look deep red their colors are more like orange or orange-red.)

Just how different are these red giants and supergiants from a main-sequence star? Table 2 compares the Sun with the red supergiant Betelgeuse, which is visible above Orion’s belt as the bright red star that marks the hunter’s armpit. Relative to the Sun, this supergiant has a much larger radius, a much lower average density, a cooler surface, and a much hotter core.

Table 2. Comparing a Supergiant with the Sun
Property Sonne Beteigeuze
Mass (2 × 10 33 g) 1 16
Radius (km) 700,000 500,000,000
Surface temperature (K) 5,800 3,600
Core temperature (K) 15,000,000 160,000,000
Luminosity (4 × 10 26 W) 1 46,000
Average density (g/cm 3 ) 1.4 1.3 × 10 –7
Age (millions of years) 4,500 10

Red giants can become so large that if we were to replace the Sun with one of them, its outer atmosphere would extend to the orbit of Mars or even beyond (Figure 3). This is the next stage in the life of a star as it moves (to continue our analogy to human lives) from its long period of “youth” and “adulthood” to “old age.” (After all, many human beings today also see their outer layers expand a bit as they get older.) By considering the relative ages of the Sun and Betelgeuse, we can also see that the idea that “bigger stars die faster” is indeed true here. Betelgeuse is a mere 10 million years old, which is relatively young compared with our Sun’s 4.5 billion years, but it is already nearing its death throes as a red supergiant.

Figure 3. Betelgeuse: Betelgeuse is in the constellation Orion, the hunter in the right image, it is marked with a yellow “X” near the top left. In the left image, we see it in ultraviolet with the Hubble Space Telescope, in the first direct image ever made of the surface of another star. As shown by the scale at the bottom, Betelgeuse has an extended atmosphere so large that, if it were at the center of our solar system, it would stretch past the orbit of Jupiter. (credit: Modification of work by Andrea Dupree (Harvard-Smithsonian CfA), Ronald Gilliland (STScI), NASA and ESA)


Inhalt

In 1920, Arthur Eddington, on the basis of the precise measurements of atomic masses by F.W. Aston and a preliminary suggestion by Jean Perrin, proposed that stars obtained their energy from nuclear fusion of hydrogen to form helium and raised the possibility that the heavier elements are produced in stars. [6] [7] [8] This was a preliminary step toward the idea of stellar nucleosynthesis. In 1928 George Gamow derived what is now called the Gamow factor, a quantum-mechanical formula yielding the probability for two contiguous nuclei to overcome the electrostatic Coulomb barrier between them and approach each other closely enough to undergo nuclear reaction due to the strong nuclear force which is effective only at very short distances. [9] : 410 In the following decade the Gamow factor was used by Atkinson and Houtermans and later by Edward Teller and Gamow himself to derive the rate at which nuclear reactions would occur at the high temperatures believed to exist in stellar interiors.

In 1939, in a Nobel lecture entitled "Energy Production in Stars", Hans Bethe analyzed the different possibilities for reactions by which hydrogen is fused into helium. [10] He defined two processes that he believed to be the sources of energy in stars. The first one, the proton–proton chain reaction, is the dominant energy source in stars with masses up to about the mass of the Sun. The second process, the carbon–nitrogen–oxygen cycle, which was also considered by Carl Friedrich von Weizsäcker in 1938, is more important in more massive main-sequence stars. [11] : 167 These works concerned the energy generation capable of keeping stars hot. A clear physical description of the proton–proton chain and of the CNO cycle appears in a 1968 textbook. [5] Bethe's two papers did not address the creation of heavier nuclei, however. That theory was begun by Fred Hoyle in 1946 with his argument that a collection of very hot nuclei would assemble thermodynamically into iron. [1] Hoyle followed that in 1954 with a paper describing how advanced fusion stages within massive stars would synthesize the elements from carbon to iron in mass. [2] [12]

Hoyle's theory was extended to other processes, beginning with the publication of the 1957 review paper "Synthesis of the Elements in Stars" by Burbidge, Burbidge, Fowler and Hoyle, more commonly referred to as the B 2 FH paper. [3] This review paper collected and refined earlier research into a heavily cited picture that gave promise of accounting for the observed relative abundances of the elements but it did not itself enlarge Hoyle's 1954 picture for the origin of primary nuclei as much as many assumed, except in the understanding of nucleosynthesis of those elements heavier than iron by neutron capture. Significant improvements were made by Alastair G. W. Cameron and by Donald D. Clayton. In 1957 Cameron presented his own independent approach to nucleosynthesis, [13] informed by Hoyle's example, and introduced computers into time-dependent calculations of evolution of nuclear systems. Clayton calculated the first time-dependent models of the so-process in 1961 [14] and of the r-process in 1965, [15] as well as of the burning of silicon into the abundant alpha-particle nuclei and iron-group elements in 1968, [16] [17] and discovered radiogenic chronologies [18] for determining the age of the elements.

The most important reactions in stellar nucleosynthesis:

    fusion:
  • The proton–proton chain
  • The carbon–nitrogen–oxygen cycle
  • The triple-alpha process
  • The alpha process
    : a process found most commonly in brown dwarfs
    capture:
    • The r-process
    • The s-process
    • The rp-process
    • The p-process

    Hydrogen fusion Edit

    Hydrogen fusion (nuclear fusion of four protons to form a helium-4 nucleus [19] ) is the dominant process that generates energy in the cores of main-sequence stars. It is also called "hydrogen burning", which should not be confused with the chemical combustion of hydrogen in an oxidizing atmosphere. There are two predominant processes by which stellar hydrogen fusion occurs: proton–proton chain and the carbon–nitrogen–oxygen (CNO) cycle. Ninety percent of all stars, with the exception of white dwarfs, are fusing hydrogen by these two processes.

    In the cores of lower-mass main-sequence stars such as the Sun, the dominant energy production process is the proton–proton chain reaction. This creates a helium-4 nucleus through a sequence of reactions that begin with the fusion of two protons to form a deuterium nucleus (one proton plus one neutron) along with an ejected positron and neutrino. [20] In each complete fusion cycle, the proton–proton chain reaction releases about 26.2 MeV. [20] The proton–proton chain reaction cycle is relatively insensitive to temperature a 10% rise of temperature would increase energy production by this method by 46%, hence, this hydrogen fusion process can occur in up to a third of the star's radius and occupy half the star's mass. For stars above 35% of the Sun's mass, [21] the energy flux toward the surface is sufficiently low and energy transfer from the core region remains by radiative heat transfer, rather than by convective heat transfer. [22] As a result, there is little mixing of fresh hydrogen into the core or fusion products outward.

    In higher-mass stars, the dominant energy production process is the CNO cycle, which is a catalytic cycle that uses nuclei of carbon, nitrogen and oxygen as intermediaries and in the end produces a helium nucleus as with the proton–proton chain. [20] During a complete CNO cycle, 25.0 MeV of energy is released. The difference in energy production of this cycle, compared to the proton–proton chain reaction, is accounted for by the energy lost through neutrino emission. [20] The CNO cycle is very temperature sensitive, a 10% rise of temperature would produce a 350% rise in energy production. About 90% of the CNO cycle energy generation occurs within the inner 15% of the star's mass, hence it is strongly concentrated at the core. [23] This results in such an intense outward energy flux that convective energy transfer becomes more important than does radiative transfer. As a result, the core region becomes a convection zone, which stirs the hydrogen fusion region and keeps it well mixed with the surrounding proton-rich region. [24] This core convection occurs in stars where the CNO cycle contributes more than 20% of the total energy. As the star ages and the core temperature increases, the region occupied by the convection zone slowly shrinks from 20% of the mass down to the inner 8% of the mass. [23] Our Sun produces on the order of 1% of its energy from the CNO cycle. [25] [a] [26] : 357 [27] [b]

    The type of hydrogen fusion process that dominates in a star is determined by the temperature dependency differences between the two reactions. The proton–proton chain reaction starts at temperatures about 4 × 10 6 K , [28] making it the dominant fusion mechanism in smaller stars. A self-maintaining CNO chain requires a higher temperature of approximately 16 × 10 6 K , but thereafter it increases more rapidly in efficiency as the temperature rises, than does the proton–proton reaction. [29] Above approximately 17 × 10 6 K , the CNO cycle becomes the dominant source of energy. This temperature is achieved in the cores of main-sequence stars with at least 1.3 times the mass of the Sun. [30] The Sun itself has a core temperature of about 15.7 × 10 6 K . As a main-sequence star ages, the core temperature will rise, resulting in a steadily increasing contribution from its CNO cycle. [23]

    Helium fusion Edit

    Main sequence stars accumulate helium in their cores as a result of hydrogen fusion, but the core does not become hot enough to initiate helium fusion. Helium fusion first begins when a star leaves the red giant branch after accumulating sufficient helium in its core to ignite it. In stars around the mass of the sun, this begins at the tip of the red giant branch with a helium flash from a degenerate helium core, and the star moves to the horizontal branch where it burns helium in its core. More massive stars ignite helium in their core without a flash and execute a blue loop before reaching the asymptotic giant branch. Such a star initially moves away from the AGB toward bluer colours, then loops back again to what is called the Hayashi track. An important consequence of blue loops is that they give rise to classical Cepheid variables, of central importance in determining distances in the Milky Way and to nearby galaxies. [31] : 250 Despite the name, stars on a blue loop from the red giant branch are typically not blue in colour but are rather yellow giants, possibly Cepheid variables. They fuse helium until the core is largely carbon and oxygen. The most massive stars become supergiants when they leave the main sequence and quickly start helium fusion as they become red supergiants. After the helium is exhausted in the core of a star, it will continue in a shell around the carbon-oxygen core. [19] [22]

    In all cases, helium is fused to carbon via the triple-alpha process, i.e., three helium nuclei are transformed into carbon via 8 Be. [32] : 30 This can then form oxygen, neon, and heavier elements via the alpha process. In this way, the alpha process preferentially produces elements with even numbers of protons by the capture of helium nuclei. Elements with odd numbers of protons are formed by other fusion pathways.

    The reaction rate density between species EIN und B, having number densities neinEIN,B is given by:

    where k is the reaction rate constant of each single elementary binary reaction composing the nuclear fusion process:

    here, σ(v) is the cross-section at relative velocity v, and averaging is performed over all velocities.

    Semi-classically, the cross section is proportional to π λ 2 > , where λ = h / p is the de Broglie wavelength. Thus semi-classically the cross section is proportional to m E < extstyle >> .

    However, since the reaction involves quantum tunneling, there is an exponential damping at low energies that depends on Gamow factor EG, giving an Arrhenius equation:

    wo S(E) depends on the details of the nuclear interaction, and has the dimension of an energy multiplied for a cross section.

    One then integrates over all energies to get the total reaction rate, using the Maxwell–Boltzmann distribution and the relation :

    The exponent can then be approximated around E0 as:

    And the reaction rate is approximated as: [34]

    Values of S(E0) are typically 10 −3 – 10 3 keV·b , but are damped by a huge factor when involving a beta decay, due to the relation between the intermediate bound state (e.g. diproton) half-life and the beta decay half-life, as in the proton–proton chain reaction. Note that typical core temperatures in main-sequence stars give kT of the order of keV.

    Thus, the limiting reaction in the CNO cycle, proton capture by 14
    7 Nein
    , has S(E0)

    S(0) = 3.5 keV·b, while the limiting reaction in the proton–proton chain reaction, the creation of deuterium from two protons, has a much lower S(E0)

    S(0) = 4×10 −22 keV·b. [35] [36] Incidentally, since the former reaction has a much higher Gamow factor, and due to the relative abundance of elements in typical stars, the two reaction rates are equal at a temperature value that is within the core temperature ranges of main-sequence stars.


    Schau das Video: Jetzt verschmelzen wir mit der Energie der Plejaden! Du bist nicht allein! (Februar 2023).