Damit ein Stern als Stern bezeichnet werden kann muss er „leben“ das bedeutet, dass er Kernfusion betreibt und dabei schwerere Elemente entstehen. Objekte, die als Sterne bezeichnet werden aber keine Kernfusion betreiben, fallen in die Kategorie der Sternähnlichen Objekte, ein Beispiel davon sind Neutronensterne welche auch als Sternleichen bezeichnet werden.

Es gibt viele Verschiedene Elemente, welche auf die verschiedensten Weisen entstehen. Beim Urknall entstanden die ersten Elemente, nämlich vor allem Wasserstoff und Helium. Auch jetzt noch sind 90% aller Atome im Universum Wasserstoff, 9,9% sind Helium und die übrigen 0,1% sind alle übrigen Atomen. Dies hat zur Ursache, dass Wasserstoff und Helium die leichtesten Elemente sind und alle anderen Elemente erst durch Kernfusion entstehen müssen.

Die Elemente in Sternen entstehen durch Kernfusion. Kernfusion findet statt, wenn zwei Atomkerne mit so hoher Geschwindigkeit aufeinanderstoßen, dass sie, anstatt voneinander abzuprallen, miteinander verschmelzen.

Die Geschwindigkeit, die für Kernfusion benötigt wird, wird in Sternen durch hohe Temperaturen erreicht (z.B. die Sonne hat ca. 15mio °C), da desto wärmer etwas ist, desto schneller sind die Teilchen. Sterne erreichen diese Temperaturen aufgrund ihre hohe Masse. Durch diese haben sie eine starke Gravitation, welche den Stern zusammenzieht, somit entsteht ein sehr hoher Druck, und Wärme und Druck stehen im Verhältnis zueinander (Je höher der Druck ist, desto wärmer ist es).

Wenn ein Stern heiß genug wird (0,08 Sonnenmassen), setzt die erste Fusionsphase, nämlich die Wasserstofffusion, dabei verschmelzen im Kern eines Sternes, Wasserstoff- zu Heliumatomen. In dieser Phase bleibt der Stern, bis nur etwa 10-20% des Wasserstoffes fusioniert wurden. Danach ist der Wasserstoff im Kern schon zu Helium geworden, und der restliche Wasserstoff kann vorerst nicht fusioniert werden, da er in äußeren Schichten liegt, in welchen es nicht heiß genug ist.

Während der Kernfusion entsteht ein Druck, der gegen die Gravitation drückt und den Stern auf einer stabilen Größe hält, wenn diese Fusion jedoch ausbleibt, beginnt der Stern zusammenzufallen. In diesem Vorgang steigt der Druck und somit auch die Temperatur, und wenn die Temperatur dabei genug steigt, kann der Stern mit der Heliumfusion beginnen.

Wenn das Heliumbrennen einsetzt, wird es im Bereich um den Kern heiß genug, um mit dem Wasserstoffbrennen zu beginnen „das Schalenbrennen setzt ein“. Durch den hohen Druck der Wasserstoff Fusion, die jetzt nach außen drückt, wird der Stern zu einem „Roten Riesen“. Und schleudert dabei seine äußerste Schicht in den Weltraum.

Wenn jetzt das Helium zu Neige geht, beginnt der Stern erneut zusammenzufallen und bei ausreichender Masse setzt das Kohlenstoffbrennen ein. Dieser Vorgang kann dann, öfter mit anderen Phasen, wiederholt werden. Wie häufig dieser Vorgang wiederholt wird, hängt von der Masse des Sternes ab. Hat der Stern irgendwann nicht mehr genug Masse, um in die nächste Phase überzugehen gibt es für ihn Verschiedene Ausgänge: Supernovä, Neutronensterne, Schwarze Löcher, Zwergsterne, … .

Weitere Gründe, warum so hohe Temperaturen benötigt werden, sind die Notwendigkeit von Plasma und durch Temperatur steigende Wahrscheinlichkeit. Plasma ist ein Aggregatzustand, bei dem die Atomkerne vollständig ionisiert sind, d.h. Atomkerne und Elektronen bewegen sich frei und unabhängig voneinander, im Plasma, umher und ermöglicht so, da sich die Elektronen sonst voneinander abstoßen; dass sich die Atomkerne nähern können.

Beim Wasserstoffbrennen wird zuerst der Wasserstoff zu schwerem Wasserstoff fusioniert (²H/Deuterium), dieser fusioniert dann mit einem weiteren Wasserstoffatom, und es entsteht Helium-3. Wenn anschließend zwei Helium-3 Atome fusionieren, entsteht das uns bekannte Helium-4, und es bleiben zwei Wasserstoffatome übrig.

4H → He

Beim Heliumbrennen oder auch „Drei-Alpha-Prozess“ genannt, werden erst zwei Helium-4 Atome zu Beryllium-8 fusioniert. Hier kommt die vorher erwähnte Wahrscheinlichkeit ins Spiel: Beryllium-8 ist sehr instabil, d.h. es kann nur sehr kurz existieren (Halbwertszeit: 8,19*10^-17 Sekunden) bevor es zerfällt. In dieser Zeit muss ein weiteres Helium-4 mit dem Beryllium fusionieren damit stabiler Kohlenstoff entstehen kann, und dies geschieht mit nur geringer Wahrscheinlichkeit. Um diese Wahrscheinlichkeit zu erhöhen, müssen höhere Temperaturen herrschen damit die Atomkerne schnell genug sind, um dieses Zeitfenster zu treffen.

2He → Be →→ Be + He → C

Ab dem Kohlenstoffbrennen steigt die Vielfalt und Komplexität der möglich entstehenden Elemente. Aus z.B. Kohlenstoff können schon vier Elemente: Neon, Magnesium, Natrium und Sauerstoff entstehen. Nach dem Kohlenstoffbrennen gibt es noch das Neonbrennen, das Sauerstoffbrennen und das Siliziumbrennen. Wobei desto schwerer die Fusionierten Elemente sind, desto kürzer kann sich ein Stern in dieser Phase halten kann. Es ist aber nicht mehr möglich in genaue einzelne Phasen zu unterteilen, da im Stern viele Fusionen gleichzeitig stattfinden.

In den Massereichsten Sternen können Elemente bis zu Eisen entstehen, für schwere Elemente werden Ereignisse wie Supernovä benötigt.

— Ingo Fabian Reiter 2023/05/17 19:19

Quellen: www.weltderphysik.de www.chemie.de de.wikipedia.org/wiki/Wasserstoffbrennen de.wikipedia.org/wiki/Drei-Alpha-Prozess de.wikipedia.org/wiki/Kohlenstoffbrennen en.wikipedia.org/wiki/Beryllium-8 wissenstexte.de/physik/sterne www.mpifr-bonn.mpg.de

Bilder: www.wikipedia.org