Kohlenstoffbrennen

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Das Kohlenstoffbrennen ist eine Kernfusionsreaktion, durch die in massereichen Sternen mit einer Ausgangsmasse von mindestens vier Sonnenmassen Energie freigesetzt wird. Sie tritt ein, nachdem die Fusion leichterer Elemente zum Erliegen gekommen ist. Der irreführende Begriff Kohlenstoffbrennen ist historisch bedingt und hat dabei nichts mit einer chemischen Verbrennung zu tun.

Das Kohlenstoffbrennen setzt hohe Temperaturen von über 6·108 Kelvin und Dichten von über 2·108 kg/m³ voraus. Der Energieumsatz ist dabei proportional zur 27. Potenz der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5 % eine Steigerung auf 373 % bei der Energiefreisetzung.

Erster Fusionstyp[Bearbeiten]

Die erste Möglichkeit einer Fusion besteht darin, dass sich Kohlenstoff 12C mit Helium 4He verbindet.

12C + 4He 16O + γ

Zweiter Fusionstyp[Bearbeiten]

Eine weitere Möglichkeit ist das Verschmelzen von zwei Kohlenstoffkernen 12C. In einer Reihe von Reaktionen werden jeweils ein oder zwei andere Kerne erzeugt:

12C + 12C 24Mg + γ  
12C + 12C 23Mg + n (endotherm)
12C + 12C 23Na + 1H  
12C + 12C 20Ne + 4He  
12C + 12C 16O + 2 4He (endotherm)

Für die beiden als endotherm gekennzeichneten Reaktionen muss Energie aufgewendet werden, d. h., sie liefern dem Stern keine Energie. Die zweite Reaktion, bei der Magnesium 23Mg und ein Neutron n entstehen, ist einer der wenigen Fusionsprozesse im Laufe der Sternentwicklung, bei denen überhaupt Neutronen frei werden.

Ablauf[Bearbeiten]

Das Kohlenstoffbrennen setzt ein, wenn das Heliumbrennen erloschen ist. Während des Heliumbrennens wandeln Sterne Helium (He) in Kohlenstoff und Sauerstoff um, bis nicht mehr genug Helium vorhanden ist, um die Fusion aufrechtzuerhalten. Der inaktive, hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehende Kern stürzt daraufhin durch die Gravitationskraft in sich zusammen, was einen Temperatur- und Dichteanstieg bewirkt, bis schließlich die Entzündungstemperatur für das Kohlenstoffbrennen erreicht ist. Durch den daraufhin erzeugten Strahlungsdruck stabilisiert sich der Kern, und seine weitere Kompression wird gestoppt. Durch die Temperaturerhöhung im Inneren des Sterns kann in einer Schale um den Kernbereich wieder das Heliumbrennen einsetzen, als so genanntes Schalenbrennen. Der starke Anstieg bei der Energiefreisetzung durch Kernfusion bewirkt ein Aufblähen des Sterns zum roten Riesenstern.

Während des Kohlenstoffbrennens reichert sich der Kernbereich mit den Reaktionsprodukten Sauerstoff, Magnesium (Mg) und Neon (Ne) an, bis nach einigen tausend Jahren der Kohlenstoff aufgebraucht ist und die Fusionsreaktion zum Erliegen kommt. Danach kühlt sich der Kern wieder ab und zieht sich erneut zusammen. Im Artikel Stern findet sich eine exemplarische Zeitskala für die Dauer der einzelnen Brennphasen. Die Kontraktion bewirkt einen Temperaturanstieg, bis das Neonbrennen einsetzen kann. Um den Kern des Sterns setzt dann wiederum das Schalenbrennen von Kohlenstoff, weiter außen von Helium und Wasserstoff (siehe auch Wasserstoffbrennen) ein.

Nach Abschluss des Neonbrennens werden Sterne mit Massen zwischen vier und acht Sonnenmassen instabil, da sie nicht genügend Masse besitzen, um im Kern durch eine weitere Kompression den Anstieg der Temperatur auf die benötigte Temperatur des Sauerstoffbrennens zu erreichen. Damit fehlt im Kern der nach außen gerichtete Strahlungsdruck aufgrund des Fehlens der Fusionsreaktion. Daraufhin kollabiert der Kern aufgrund seiner eigenen Masse beschleunigt. Nach dem Pauli-Prinzip dürfen keine zwei Elektronen im selben Zustand existieren. Demnach müssen Elektronen auf höhere Energieniveaus ausweichen. Dies bewirkt einen Entartungsdruck, der dem Kollaps schließlich entgegenwirkt. Doch anders als bei Sternen mit einer Masse bis drei Sonnenmassen ist hier dieser Entartungsdruck nicht ausreichend, um die Kontraktion vollständig zum Erliegen zu bringen. Infolgedessen kommt es zu einem inversen Beta-Zerfall der Protonen, wonach aus allen Protonen im Kern Neutronen entstehen. Dabei nimmt der Entartungsdruck schlagartig ab und die Kernumwandlungen beschleunigen sich. All dies geschieht in wenigen Sekunden im gesamten Kern und führt zu einer enormen Energiefreisetzung und hat als Resultat eine sogenannte Supernova. Als Überrest bleibt schließlich nur noch ein etwa 10 km im Durchmesser umfassender Neutronenstern.

Sterne mit Massen größer als acht Sonnenmassen fahren mit dem Neonbrennen fort und fusionieren schließlich alle leichteren Elemente bis hin zu Eisen. Die einzelnen Brennphasen gehen dabei immer schneller ineinander über.