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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91563" data-attributes="member: 2506"><p>Hat ein Stern eine Masse von mindestens 4 Sonnenmassen, so kann auch nach dem Ende des Heliumbrennens noch Energie freigesetzt werden. Zunächst aber kontrahiert der Stern wieder, bis das Gas in der Kernregion auf 2×108 [Kg/m3] verdichtet ist und eine Temperatur von 600 Millionen [K] angenommen hat. Jetzt kann der Kohlenstoff fusionieren:</p><p></p><p>12C + 4He ’ 16O + ³</p><p>13C + 4He ’ 16O + n</p><p></p><p>Die Fusion des Kohlenstoffisotops 13C stellt somit eine Neutronenquelle dar, auch bei der folgenden zweiten Fusion wird ein Neutron freigesetzt:</p><p></p><p>Kohlenstoffbrennen</p><p></p><p>12C + 12C ’ 24Mg + ³</p><p>12C + 12C ’ 23Mg + n</p><p>12C + 12C ’ 23Na + 1H</p><p>12C + 12C ’ 20Ne + 4He</p><p>12C + 12C ’ 16O + 2 4He</p><p></p><p>Mit diesen Neutronen können im s- Prozess weitere Elemente gebildet werden. Bei den Reaktionen, in denen 23Mg und 16O entstehen, wird keine Energie freigesetzt, sondern sogar ein wenig verbraucht. Nach einer relativ kurzen Zeit - einige Tausend Jahre - ist das Kohlenstoffbrennen beendet. Der Kern besteht jetzt aus Magnesium, Sauerstoff und Neon. Selbst letzteres kann unter geeigneten Bedingungen in einem weiteren Schritt Energie freisetzen.</p><p></p><p></p><p></p><p>Neonbrennen</p><p></p><p>Sterne mit einer Mindestmasse von 8 Sonnenmassen können im Anschluss an das Kohlenstoffbrennen auch noch ihr Neon fusionieren. Nach dem Ende der C- Fusionen versiegt wieder einmal der Energienachschub aus dem Zentrum (wenn auch in den Schalen um den Kern weiter Helium bzw. Wasserstoff fusionieren). In dieser Folge setzen erneut Kontraktionen ein, die das Sternzentrum zu einer ungeheuren Dichte von 4 Milliarden [Kg/m3] zusammenpressen. Die Temperatur steigt dabei auf unvorstellbare 1200 Millionen Kelvin. Unter diesen Bedingungen werden die Gammaphotonen überaus energiereich und sie sind jetzt imstande, zuvor erbrütete Kerne durch Fotodissoziation zu zerschlagen.</p><p></p><p>So wird mancher Neonkern zu Sauerstoff und Helium zertrümmert:</p><p></p><p>20Ne + ³ ’ 16O + 4He</p><p></p><p>Ist das geschehen, kann ein anderer Neonkern mit dem nun wieder zur Verfügung stehenden Helium verschmelzen und dabei erneut Energie freisetzen:</p><p></p><p>20Ne + 4He ’ 24Mg + ³</p><p></p><p>Der Neon- Kern kann jedoch auch ein Neutron einfangen und dabei Energie freisetzen. Das gebildete Neonisotop kann dann wieder mit einem ±- Teilchen reagieren, wobei wieder ein Neutron freigesetzt wird:</p><p></p><p>Neonbrennen</p><p></p><p>20Ne + n ’ 21Ne + ³</p><p>21Ne + 4He ’ 24Mg + n</p><p></p><p>Aus den Reaktionen geht hervor, dass im Laufe dieser Fusionen das Neon in die Elemente Sauerstoff und Magnesium umgewandelt wird, sich das Sternzentrum also damit anreichert. Nach dem Verbrauch des Neons erlischt abermals die Energieversorgung aus dem Zentrum. Wenn auch in Schalen um den Kern jetzt noch Kohlenstoff, Helium und Wasserstoff fusionieren, reicht doch die freigesetzte Energie nicht aus, den weiteren Kollaps aufzuhalten. Das Sternzentrum wird nochmals durch die Gravitation verdichtet.</p><p></p><p>Sauerstoffbrennen</p><p></p><p>Und zwar geht die Verdichtung jetzt so weit, bis eine Temperatur von 1½ Milliarden [K] und eine Dichte von 10 Milliarden [Kg/m3] erreicht ist. Unter diesen Bedingungen kann eine Reihe von Reaktionen der Sauerstoffkerne ablaufen, wobei vor allem Silizium, Phosphor und Schwefel gebildet werden:</p><p></p><p>Sauerstoffbrennen</p><p></p><p>16O + 16O ’ 32S + ³</p><p>16O + 16O ’ 31S + n</p><p>16O + 16O ’ 31P + 1H</p><p>16O + 16O ’ 28Si + 4He</p><p>16O + 16O ’ 24Mg + 2 4He</p><p></p><p>Es dauert nur wenige Jahre, bis aller Sauerstoff im Sternzentrum verbraucht ist. Wieder setzen anschließend Kontraktionen ein, bis die Bedingungen geschaffen sind, dass nun auch noch als letzte Phase das Silizium fusioniert.</p><p></p><p></p><p></p><p>Siliziumbrennen</p><p></p><p>Die Temperatur muss jetzt mindestens auf 2,7 Milliarden [K] gestiegen sein und die Dichte auf 30 Tonnen (!) pro [cm3], damit das Siliziumbrennen einsetzen kann. Es ist das letzte Mal, dass ein Stern (von mindestens 8 Sonnenmassen) noch einmal für ein paar Tage in einem stabilen hydrostatischen Gleichgewicht in seinem Zentrum Energie freisetzt. In Schalen um den Kern fusionieren derweil weiterhin Sauerstoff, Neon, Kohlenstoff, Helium und Wasserstoff.</p><p></p><p>Während des Siliziumbrennens fusionieren zwei Siliziumkerne zu einem Nickelisotop:</p><p></p><p>28Si + 28Si ’ 56Ni + ³</p><p></p><p>Das Nickelisotop ist jedoch nicht stabil und zerfällt alsbald in einem ²+- Zerfall unter Abgabe eines Positrons und eines Elektronneutrinos zu Kobalt:</p><p></p><p>56Ni ’ 56Co + e+ + ½e</p><p></p><p>Doch auch das Kobalt ist nicht stabil und zerfällt wiederum, diesmal zum stabilen Eisenkern:</p><p></p><p>56Co ’ 56Fe + e+ + ½e</p><p></p><p>Am Ende befindet sich im Sternzentrum eine Eisenkugel von vielleicht 10 000 [Km] Durchmesser mit einer maximalen Masse von ca. 2,8 bis 3 Sonnenmassen.</p><p></p><p>Siliziumbrennen</p><p></p><p>Jetzt kann die Gravitation noch einmal das Sternzentrum verdichten, ohne jedoch auf eine Gegenwehr zu stoßen. Das Eisen (56Fe) wird durch einen Photodissoziation genannten Prozess in 14 Heliumkerne (4He) gespalten, verursacht durch hochenergetische Gammaphotonen, die in den umliegenden Schalen produziert wurden und nun in den Kern eindringen. Dies führt zum sofortigen Kollaps des Sternzentrums. Bei diesem Kollaps kann der Druck so hoch ansteigen, dass die Bindungsenergie der Kernbausteine verringert wird und sich die Atomkerne praktisch auflösen. Die so freigesetzten Protonen fangen ein Elektron ein (inverser Betazerfall) und bilden damit ein Neutron. Womit dann der gesamte Kern fast ausschließlich aus Neutronen besteht. Das ist die Geburtsstunde eines Neutronensterns, bei genügend großer Masse auch eines stellaren Schwarzen Lochs.</p><p></p><p>Verrücktes Gas</p><p></p><p>Bei den Temperaturen, die in einem Stern, ja selbst auf seiner Oberfläche herrschen, kann keine Materie in festem oder flüssigem Zustand bestehen. Unter diesen Bedingungen können nur Gase existent sein, wenn sie auch ganz und gar nicht die Eigenschaften besitzen, welche wir von unserer Umgebung gewohnt sind. So sind unter Normalbedingungen die Atome bzw. Moleküle der Gase elektrisch neutral, weil genau so viele (negative) Elektronen in der Elektronenhülle den Atomkern umgeben, um die positive Ladung der Protonen zu neutralisieren.</p><p></p><p>Bei hohen Temperaturen, ab 10 000 [K], verlassen jedoch die ersten Elektronen das Atom, weil die zugeführte (kinetische) Energie so groß wird, dass ein Aufenthalt in der Hülle nicht mehr möglich ist. Dadurch wird das Atom natürlich elektrisch (positiv) geladen, weil die Ladung der Protonen nicht mehr vollständig neutralisiert wird. Das Gas ist ionisiert. Und zwar umso mehr, je weniger Elektronen sich in der Elektronenwolke aufhalten. Ein solches Gas nennt man Plasma. Das geht soweit, dass im Sterninnern kein Atom mehr ein Elektron besitzt. Nun leistet die Gravitation ihren Beitrag: sie presst das Gas immer mehr zusammen, je tiefer man in den Stern eindringt. So liegt die Gasdichte im Außenbereich bei vielleicht 5 [gcm-3], während sie im Kern eines massereichen Sterns leicht um den Faktor 10 Millionen verstärkt wird. Entsprechend hoch ist damit auch der Druck des Gases.</p><p></p><p>Den Gasdruck kann man sich vorstellen als die Häufigkeit und Heftigkeit, mit der die Gasmoleküle in einem geschlossenen Gefäß gegen die Gefäßwandung prallen; mit ansteigendem Druck geschieht dies häufiger und heftiger. In einem Stern übernimmt dabei die Gravitation die Funktion der Gefäßwandung.</p><p></p><p>Im Sterninnern kommt noch ein wichtiger Faktor hinzu, der Strahlungsdruck. Das Verhalten der Strahlungsphotonen (ein Photon ist die kleinste Energieeinheit einer beliebigen elektromagnetischen Schwingung, man kann auch sagen ein Strahlungsquant) kann man sich in Analogie zu den gerade beschriebenen Molekülen vorstellen.</p><p>Strahlungs- und Gasdruck würden jeden Stern unweigerlich auseinander reißen, wenn die Gravitation die Materie nicht mit gnadenlosem Griff zusammenpressen würde.</p><p></p><p>Bedingt durch die ungemütlichen Bedingungen im Sterninnern, also extremer Gas- und Strahlungsdruck sowie höllischer Temperatur, müssen sich alle Atome und was von ihnen übrig geblieben ist, alle Teilchen der Materie mit sehr großer Geschwindigkeit bewegen. Normalerweise ist diese Geschwindigkeit abhängig von der Temperatur (Temperatur ist ja nichts anderes als Bewegung von Teilchen) und dem Druck. Bei sehr hohen Dichten wie im Kern eines Sterns spielt die Temperatur hierbei aber keine Rolle mehr. Vielmehr ist die hohe Geschwindigkeit darin begründet, dass die Teilchen extrem nahe zusammengequetscht sind. </p><p></p><p>Nun können aber nicht gleiche Teilchen (Elektronen, Protonen oder Neutronen; Teilchen mit gleichem Spin, das ist der Eigendrehimpuls) gleiche Lagen und Geschwindigkeiten einnehmen (Pauli- Verbot), sie können sich nicht beliebig einander nähern, sondern müssen sich durch ihren Impuls unterscheiden. Das erreichen sie, indem sie sich schnell bewegen. Je höher die Dichte, umso höher ist die Geschwindigkeit, und umso größer sind dann auch die Geschwindigkeitsdifferenzen. Ein solches Gas nennt man entartet.</p><p></p><p>Mit zunehmender Dichte entarten zuerst die Elektronen, bis ihre Geschwindigkeit in den relativistischen Bereich (d.h. in der Nähe der Lichtgeschwindigkeit) gelangt. Steigt der Druck weiter, vereinigen sich die Elektronen mit den Protonen, es entsteht ein Neutronenstern. Auch dieses Neutronengas entartet mit weiter steigender Dichte, und ab 1014 [gcm-3] bewegen auch sie sich im relativistischen Bereich. Weiteres zur Entartung unter Zustandsgleichung und Entartung. </p><p></p><p><span style="color: red">Braune Zwerge:</span></p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91563, member: 2506"] Hat ein Stern eine Masse von mindestens 4 Sonnenmassen, so kann auch nach dem Ende des Heliumbrennens noch Energie freigesetzt werden. Zunächst aber kontrahiert der Stern wieder, bis das Gas in der Kernregion auf 2×108 [Kg/m3] verdichtet ist und eine Temperatur von 600 Millionen [K] angenommen hat. Jetzt kann der Kohlenstoff fusionieren: 12C + 4He ’ 16O + ³ 13C + 4He ’ 16O + n Die Fusion des Kohlenstoffisotops 13C stellt somit eine Neutronenquelle dar, auch bei der folgenden zweiten Fusion wird ein Neutron freigesetzt: Kohlenstoffbrennen 12C + 12C ’ 24Mg + ³ 12C + 12C ’ 23Mg + n 12C + 12C ’ 23Na + 1H 12C + 12C ’ 20Ne + 4He 12C + 12C ’ 16O + 2 4He Mit diesen Neutronen können im s- Prozess weitere Elemente gebildet werden. Bei den Reaktionen, in denen 23Mg und 16O entstehen, wird keine Energie freigesetzt, sondern sogar ein wenig verbraucht. Nach einer relativ kurzen Zeit - einige Tausend Jahre - ist das Kohlenstoffbrennen beendet. Der Kern besteht jetzt aus Magnesium, Sauerstoff und Neon. Selbst letzteres kann unter geeigneten Bedingungen in einem weiteren Schritt Energie freisetzen. Neonbrennen Sterne mit einer Mindestmasse von 8 Sonnenmassen können im Anschluss an das Kohlenstoffbrennen auch noch ihr Neon fusionieren. Nach dem Ende der C- Fusionen versiegt wieder einmal der Energienachschub aus dem Zentrum (wenn auch in den Schalen um den Kern weiter Helium bzw. Wasserstoff fusionieren). In dieser Folge setzen erneut Kontraktionen ein, die das Sternzentrum zu einer ungeheuren Dichte von 4 Milliarden [Kg/m3] zusammenpressen. Die Temperatur steigt dabei auf unvorstellbare 1200 Millionen Kelvin. Unter diesen Bedingungen werden die Gammaphotonen überaus energiereich und sie sind jetzt imstande, zuvor erbrütete Kerne durch Fotodissoziation zu zerschlagen. So wird mancher Neonkern zu Sauerstoff und Helium zertrümmert: 20Ne + ³ ’ 16O + 4He Ist das geschehen, kann ein anderer Neonkern mit dem nun wieder zur Verfügung stehenden Helium verschmelzen und dabei erneut Energie freisetzen: 20Ne + 4He ’ 24Mg + ³ Der Neon- Kern kann jedoch auch ein Neutron einfangen und dabei Energie freisetzen. Das gebildete Neonisotop kann dann wieder mit einem ±- Teilchen reagieren, wobei wieder ein Neutron freigesetzt wird: Neonbrennen 20Ne + n ’ 21Ne + ³ 21Ne + 4He ’ 24Mg + n Aus den Reaktionen geht hervor, dass im Laufe dieser Fusionen das Neon in die Elemente Sauerstoff und Magnesium umgewandelt wird, sich das Sternzentrum also damit anreichert. Nach dem Verbrauch des Neons erlischt abermals die Energieversorgung aus dem Zentrum. Wenn auch in Schalen um den Kern jetzt noch Kohlenstoff, Helium und Wasserstoff fusionieren, reicht doch die freigesetzte Energie nicht aus, den weiteren Kollaps aufzuhalten. Das Sternzentrum wird nochmals durch die Gravitation verdichtet. Sauerstoffbrennen Und zwar geht die Verdichtung jetzt so weit, bis eine Temperatur von 1½ Milliarden [K] und eine Dichte von 10 Milliarden [Kg/m3] erreicht ist. Unter diesen Bedingungen kann eine Reihe von Reaktionen der Sauerstoffkerne ablaufen, wobei vor allem Silizium, Phosphor und Schwefel gebildet werden: Sauerstoffbrennen 16O + 16O ’ 32S + ³ 16O + 16O ’ 31S + n 16O + 16O ’ 31P + 1H 16O + 16O ’ 28Si + 4He 16O + 16O ’ 24Mg + 2 4He Es dauert nur wenige Jahre, bis aller Sauerstoff im Sternzentrum verbraucht ist. Wieder setzen anschließend Kontraktionen ein, bis die Bedingungen geschaffen sind, dass nun auch noch als letzte Phase das Silizium fusioniert. Siliziumbrennen Die Temperatur muss jetzt mindestens auf 2,7 Milliarden [K] gestiegen sein und die Dichte auf 30 Tonnen (!) pro [cm3], damit das Siliziumbrennen einsetzen kann. Es ist das letzte Mal, dass ein Stern (von mindestens 8 Sonnenmassen) noch einmal für ein paar Tage in einem stabilen hydrostatischen Gleichgewicht in seinem Zentrum Energie freisetzt. In Schalen um den Kern fusionieren derweil weiterhin Sauerstoff, Neon, Kohlenstoff, Helium und Wasserstoff. Während des Siliziumbrennens fusionieren zwei Siliziumkerne zu einem Nickelisotop: 28Si + 28Si ’ 56Ni + ³ Das Nickelisotop ist jedoch nicht stabil und zerfällt alsbald in einem ²+- Zerfall unter Abgabe eines Positrons und eines Elektronneutrinos zu Kobalt: 56Ni ’ 56Co + e+ + ½e Doch auch das Kobalt ist nicht stabil und zerfällt wiederum, diesmal zum stabilen Eisenkern: 56Co ’ 56Fe + e+ + ½e Am Ende befindet sich im Sternzentrum eine Eisenkugel von vielleicht 10 000 [Km] Durchmesser mit einer maximalen Masse von ca. 2,8 bis 3 Sonnenmassen. Siliziumbrennen Jetzt kann die Gravitation noch einmal das Sternzentrum verdichten, ohne jedoch auf eine Gegenwehr zu stoßen. Das Eisen (56Fe) wird durch einen Photodissoziation genannten Prozess in 14 Heliumkerne (4He) gespalten, verursacht durch hochenergetische Gammaphotonen, die in den umliegenden Schalen produziert wurden und nun in den Kern eindringen. Dies führt zum sofortigen Kollaps des Sternzentrums. Bei diesem Kollaps kann der Druck so hoch ansteigen, dass die Bindungsenergie der Kernbausteine verringert wird und sich die Atomkerne praktisch auflösen. Die so freigesetzten Protonen fangen ein Elektron ein (inverser Betazerfall) und bilden damit ein Neutron. Womit dann der gesamte Kern fast ausschließlich aus Neutronen besteht. Das ist die Geburtsstunde eines Neutronensterns, bei genügend großer Masse auch eines stellaren Schwarzen Lochs. Verrücktes Gas Bei den Temperaturen, die in einem Stern, ja selbst auf seiner Oberfläche herrschen, kann keine Materie in festem oder flüssigem Zustand bestehen. Unter diesen Bedingungen können nur Gase existent sein, wenn sie auch ganz und gar nicht die Eigenschaften besitzen, welche wir von unserer Umgebung gewohnt sind. So sind unter Normalbedingungen die Atome bzw. Moleküle der Gase elektrisch neutral, weil genau so viele (negative) Elektronen in der Elektronenhülle den Atomkern umgeben, um die positive Ladung der Protonen zu neutralisieren. Bei hohen Temperaturen, ab 10 000 [K], verlassen jedoch die ersten Elektronen das Atom, weil die zugeführte (kinetische) Energie so groß wird, dass ein Aufenthalt in der Hülle nicht mehr möglich ist. Dadurch wird das Atom natürlich elektrisch (positiv) geladen, weil die Ladung der Protonen nicht mehr vollständig neutralisiert wird. Das Gas ist ionisiert. Und zwar umso mehr, je weniger Elektronen sich in der Elektronenwolke aufhalten. Ein solches Gas nennt man Plasma. Das geht soweit, dass im Sterninnern kein Atom mehr ein Elektron besitzt. Nun leistet die Gravitation ihren Beitrag: sie presst das Gas immer mehr zusammen, je tiefer man in den Stern eindringt. So liegt die Gasdichte im Außenbereich bei vielleicht 5 [gcm-3], während sie im Kern eines massereichen Sterns leicht um den Faktor 10 Millionen verstärkt wird. Entsprechend hoch ist damit auch der Druck des Gases. Den Gasdruck kann man sich vorstellen als die Häufigkeit und Heftigkeit, mit der die Gasmoleküle in einem geschlossenen Gefäß gegen die Gefäßwandung prallen; mit ansteigendem Druck geschieht dies häufiger und heftiger. In einem Stern übernimmt dabei die Gravitation die Funktion der Gefäßwandung. Im Sterninnern kommt noch ein wichtiger Faktor hinzu, der Strahlungsdruck. Das Verhalten der Strahlungsphotonen (ein Photon ist die kleinste Energieeinheit einer beliebigen elektromagnetischen Schwingung, man kann auch sagen ein Strahlungsquant) kann man sich in Analogie zu den gerade beschriebenen Molekülen vorstellen. Strahlungs- und Gasdruck würden jeden Stern unweigerlich auseinander reißen, wenn die Gravitation die Materie nicht mit gnadenlosem Griff zusammenpressen würde. Bedingt durch die ungemütlichen Bedingungen im Sterninnern, also extremer Gas- und Strahlungsdruck sowie höllischer Temperatur, müssen sich alle Atome und was von ihnen übrig geblieben ist, alle Teilchen der Materie mit sehr großer Geschwindigkeit bewegen. Normalerweise ist diese Geschwindigkeit abhängig von der Temperatur (Temperatur ist ja nichts anderes als Bewegung von Teilchen) und dem Druck. Bei sehr hohen Dichten wie im Kern eines Sterns spielt die Temperatur hierbei aber keine Rolle mehr. Vielmehr ist die hohe Geschwindigkeit darin begründet, dass die Teilchen extrem nahe zusammengequetscht sind. Nun können aber nicht gleiche Teilchen (Elektronen, Protonen oder Neutronen; Teilchen mit gleichem Spin, das ist der Eigendrehimpuls) gleiche Lagen und Geschwindigkeiten einnehmen (Pauli- Verbot), sie können sich nicht beliebig einander nähern, sondern müssen sich durch ihren Impuls unterscheiden. Das erreichen sie, indem sie sich schnell bewegen. Je höher die Dichte, umso höher ist die Geschwindigkeit, und umso größer sind dann auch die Geschwindigkeitsdifferenzen. Ein solches Gas nennt man entartet. Mit zunehmender Dichte entarten zuerst die Elektronen, bis ihre Geschwindigkeit in den relativistischen Bereich (d.h. in der Nähe der Lichtgeschwindigkeit) gelangt. Steigt der Druck weiter, vereinigen sich die Elektronen mit den Protonen, es entsteht ein Neutronenstern. Auch dieses Neutronengas entartet mit weiter steigender Dichte, und ab 1014 [gcm-3] bewegen auch sie sich im relativistischen Bereich. Weiteres zur Entartung unter Zustandsgleichung und Entartung. [COLOR=red]Braune Zwerge:[/COLOR] [/QUOTE]
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