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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91574" data-attributes="member: 2506"><p>Durch die voranschreitende Kontraktion und den damit weiter ansteigenden Druck entartet das Gas im Kern, in Abhängigkeit von der Gesamtmasse des Sterns (siehe auch weiter unten Verrücktes Gas ). Durch den Entartungsdruck wird jetzt aber eine weitere Kontraktion unterbunden, nur noch die Temperatur erhöht sich.</p><p></p><p>Ab 100 Millionen [K] beginnt das Heliumbrennen, bei dem Heliumkerne zu Kohlenstoff verschmelzen. Der Ausdruck "Brennen" ist ein wenig unglücklich gewählt, denn das Helium "verbrennt" nicht in einer chemischen Reaktion, sondern hier fusionieren Atomkerne. Die Heliumfusion wird auch nach ihrem Entdecker Edwin Salpeter als Salpeter- Prozess bezeichnet. Durch die nun wieder freigesetzte Energie dehnt sich der Kern aus und die Entartung wird durch die weiter ansteigende Temperatur zurückgenommen. Das Heliumbrennen zündet explosionsartig und wird daher als Helium- Blitz (Helium- Flash) bezeichnet (siehe hierzu auch Entstehung und Entwicklung der Sterne):</p><p></p><p> * 2 Heliumkerne 4He bilden zunächst Beryllium 8Be unter Abgabe eines Gammaquants. Dieser Vorgang benötigt sogar einen kleinen Energiebeitrag (92 [KeV]):</p><p> 4He + 4He ’ 8Be + ³</p><p> * Der Berylliumkern 8Be fusioniert mit einem Heliumkern 4He unter Abgabe von Energie zu Kohlenstoff 12C:</p><p> 8Be + 4He ’ 12C + ³</p><p></p><p>Das gebildete 8Be ist dabei aber sehr instabil und zerfällt rasch wieder (nach 10-16 <s>) in 2 4He. Nur ein sehr geringer Anteil des Berylliums, etwa jeder zehnmilliardste Kern kommt wirklich zur Fusion mit einem Heliumkern. Damit dieser Prozess tatsächlich abläuft, müssen 3 Alpha- Teilchen praktisch fast gleichzeitig zusammenstoßen. Daher der Name 3-Alpha-Prozess, in welchem 7,27 [MeV] an Energie freigesetzt werden</s></p><p><s></s></p><p><s>Derartige Reaktionen können nur unter extrem hohen Drucken und Temperaturen stattfinden und sind deshalb ausschließlich in Sternen mit genügender Masse möglich. Die Wahrscheinlichkeit für das synchrone Zusammentreffen dreier Heliumkerne ist sehr gering und somit konnte bei der Elemententstehung nach dem Urknall kein Kohlenstoff erzeugt werden, denn die Temperatur war dazu viel zu schnell abgesunken.</s></p><p><s></s></p><p><s>Manchmal trifft ein Alpha- Teilchen auch auf einen Kohlenstoffkern (12C), wobei unter Entsendung eines Gamma- Quants Sauerstoff (16O) entsteht.</s></p><p><s></s></p><p><s>12C + 4He ’ 16O + ³</s></p><p><s></s></p><p><s>Heliumbrennen Letztendlich besteht die Kernregion des Sterns aus einem Gemisch von Kohlenstoff und Sauerstoff. Auch bei diesen Reaktionen wird wieder Energie frei, die den Stern weiter stabil strahlen lässt. Sterne von der Masse der Sonne haben damit ihren Endzustand erreicht. Nach dem Abstoßen der Hülle bleibt der freigelegte Kohlenstoff- Sauerstoffkern als erdgroßer Weißer Zwerg übrig.</s></p><p><s></s></p><p><s>Während des Heliumbrennens wird in einer Schale um den Kern weiter Wasserstoff fusioniert, was einerseits stabilisierenden Strahlungsdruck liefert und die Kernregion mit frischem Brennstoff versorgt. Die Sternenhülle kontrahiert wieder, die Oberfläche wird heißer. Doch die Leuchtkraft sinkt trotz wieder verkleinerter Oberfläche, weil der Stern insgesamt weniger Energie freisetzt. In der ruhigen Phase des Heliumbrennens befinden sich beispielsweise die Riesen Aldebaran und Arktur (Spektralklasse K).</s></p><p><s></s></p><p><s>Kohlenstoffbrennen</s></p><p><s></s></p><p><s>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:</s></p><p><s></s></p><p><s>12C + 4He ’ 16O + ³</s></p><p><s>13C + 4He ’ 16O + n</s></p><p><s></s></p><p><s>Die Fusion des Kohlenstoffisotops 13C stellt somit eine Neutronenquelle dar, auch bei der folgenden zweiten Fusion wird ein Neutron freigesetzt:</s></p><p><s></s></p><p><s>Kohlenstoffbrennen</s></p><p><s></s></p><p><s>12C + 12C ’ 24Mg + ³</s></p><p><s>12C + 12C ’ 23Mg + n</s></p><p><s>12C + 12C ’ 23Na + 1H</s></p><p><s>12C + 12C ’ 20Ne + 4He</s></p><p><s>12C + 12C ’ 16O + 2 4He</s></p><p><s></s></p><p><s>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.</s></p><p><s></s></p><p><s></s></p><p><s></s></p><p><s>Neonbrennen</s></p><p><s></s></p><p><s>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.</s></p><p><s></s></p><p><s>So wird mancher Neonkern zu Sauerstoff und Helium zertrümmert:</s></p><p><s></s></p><p><s>20Ne + ³ ’ 16O + 4He</s></p><p><s></s></p><p><s>Ist das geschehen, kann ein anderer Neonkern mit dem nun wieder zur Verfügung stehenden Helium verschmelzen und dabei erneut Energie freisetzen:</s></p><p><s></s></p><p><s>20Ne + 4He ’ 24Mg + ³</s></p><p><s></s></p><p><s>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:</s></p><p><s></s></p><p><s>Neonbrennen</s></p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91574, member: 2506"] Durch die voranschreitende Kontraktion und den damit weiter ansteigenden Druck entartet das Gas im Kern, in Abhängigkeit von der Gesamtmasse des Sterns (siehe auch weiter unten Verrücktes Gas ). Durch den Entartungsdruck wird jetzt aber eine weitere Kontraktion unterbunden, nur noch die Temperatur erhöht sich. Ab 100 Millionen [K] beginnt das Heliumbrennen, bei dem Heliumkerne zu Kohlenstoff verschmelzen. Der Ausdruck "Brennen" ist ein wenig unglücklich gewählt, denn das Helium "verbrennt" nicht in einer chemischen Reaktion, sondern hier fusionieren Atomkerne. Die Heliumfusion wird auch nach ihrem Entdecker Edwin Salpeter als Salpeter- Prozess bezeichnet. Durch die nun wieder freigesetzte Energie dehnt sich der Kern aus und die Entartung wird durch die weiter ansteigende Temperatur zurückgenommen. Das Heliumbrennen zündet explosionsartig und wird daher als Helium- Blitz (Helium- Flash) bezeichnet (siehe hierzu auch Entstehung und Entwicklung der Sterne): * 2 Heliumkerne 4He bilden zunächst Beryllium 8Be unter Abgabe eines Gammaquants. Dieser Vorgang benötigt sogar einen kleinen Energiebeitrag (92 [KeV]): 4He + 4He ’ 8Be + ³ * Der Berylliumkern 8Be fusioniert mit einem Heliumkern 4He unter Abgabe von Energie zu Kohlenstoff 12C: 8Be + 4He ’ 12C + ³ Das gebildete 8Be ist dabei aber sehr instabil und zerfällt rasch wieder (nach 10-16 [s]) in 2 4He. Nur ein sehr geringer Anteil des Berylliums, etwa jeder zehnmilliardste Kern kommt wirklich zur Fusion mit einem Heliumkern. Damit dieser Prozess tatsächlich abläuft, müssen 3 Alpha- Teilchen praktisch fast gleichzeitig zusammenstoßen. Daher der Name 3-Alpha-Prozess, in welchem 7,27 [MeV] an Energie freigesetzt werden Derartige Reaktionen können nur unter extrem hohen Drucken und Temperaturen stattfinden und sind deshalb ausschließlich in Sternen mit genügender Masse möglich. Die Wahrscheinlichkeit für das synchrone Zusammentreffen dreier Heliumkerne ist sehr gering und somit konnte bei der Elemententstehung nach dem Urknall kein Kohlenstoff erzeugt werden, denn die Temperatur war dazu viel zu schnell abgesunken. Manchmal trifft ein Alpha- Teilchen auch auf einen Kohlenstoffkern (12C), wobei unter Entsendung eines Gamma- Quants Sauerstoff (16O) entsteht. 12C + 4He ’ 16O + ³ Heliumbrennen Letztendlich besteht die Kernregion des Sterns aus einem Gemisch von Kohlenstoff und Sauerstoff. Auch bei diesen Reaktionen wird wieder Energie frei, die den Stern weiter stabil strahlen lässt. Sterne von der Masse der Sonne haben damit ihren Endzustand erreicht. Nach dem Abstoßen der Hülle bleibt der freigelegte Kohlenstoff- Sauerstoffkern als erdgroßer Weißer Zwerg übrig. Während des Heliumbrennens wird in einer Schale um den Kern weiter Wasserstoff fusioniert, was einerseits stabilisierenden Strahlungsdruck liefert und die Kernregion mit frischem Brennstoff versorgt. Die Sternenhülle kontrahiert wieder, die Oberfläche wird heißer. Doch die Leuchtkraft sinkt trotz wieder verkleinerter Oberfläche, weil der Stern insgesamt weniger Energie freisetzt. In der ruhigen Phase des Heliumbrennens befinden sich beispielsweise die Riesen Aldebaran und Arktur (Spektralklasse K). Kohlenstoffbrennen 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[/s] [/QUOTE]
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