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Kohlenstoffbrennen

Das Kohlenstoffbrennen ist eine Kernfusionsreaktion, durch die in massereichen Sternen mit einer Ausgangsmasse von mindestens 4 Sonnenmassen Energie erzeugt 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. Die Energieerzeugungsrate ist dabei proportional zur 27. Potenz der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5 % eine Steigerung von 273 % bei der Energiefreisetzung.

Inhaltsverzeichnis

Erster Fusionstyp

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

12C + 4He 16O + γ

Zweiter Fusionstyp

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 + 24He (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

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 sich der Kern abkühlt und wieder zusammenzieht. 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.

Sterne mit Massen zwischen 4 und 8 Sonnenmassen werden nun instabil und stoßen ihre äußeren Hüllen über einen starken Sternwind ab, wodurch ein planetarischer Nebel gebildet wird. Zurück bleibt der Kern des Sterns als weißer Zwerg, bestehend aus Sauerstoff, Neon und Magnesium.

Sterne mit Massen größer als 8 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.


Siehe auch