1 Nukleosynthese & Sterne

1.1 Nukleosynthese – Big Bang

Mit dem Urknall vor ca. 13.8 Ga begann die Existenz von Raum und Zeit. In den ersten Sekunden expandierte der ausschließlich mit Strahlung erfüllte Kosmos mit Überlichtgeschwindigkeit. Dabei kühlte er ab und es kondensierten die ersten Elementarteilchen wie zunächst Quarks und später beispielsweise Elektronen, Protonen und Neutronen. Nach wenigen Minuten war der junge Kosmos soweit abgekühlt, dass Protonen Elektronen einfangen konnten und sich als erstes chemisches Element Wasserstoff bildete. Durch Zusammenstöße von Protonen mit Neutronen und einem weiteren Proton entstand als zweites chemisches Element Helium, und nach weiteren Zusammenstößen in winzigen Spuren Lithium. Für die Fusion schwererer Elemente war die Stoßkraft der Protonen und Neutronen im schnell expandierenden Kosmos schon nicht mehr ausreichend. Da der Elektroneneinfang eines Protons etwa fünfmal schneller abläuft als die Fusion von Protonen und Neutronen zu Helium, bestand die chemische Zusammensetzung des Anfangsuniversums zu etwa 80% aus Wasserstoff und zu 20% aus Helium.

Welche Elemente wurden in der Big Bang Nukleosynthese gebildet?

H, He, und Spuren von Li.

Welcher Prozess bildete die Elemente während der Big Bang Nukleosynthese?

Während der Kondensation aus der heißen Frühphase zunächst Elementar-Teilchen wie Quarks und Elektronen. Aus diesen bildeten sich Protonen und Neutronen. Protonen und Elektronen verbanden sich schließlich zu H. Die hohe Dichte zu dieser Zeit führte für eine gewisse Zeit zu vielen Kollisionen von Protonen, wobei sich He-Kerne, und Spuren von Li bildeten, die sich später ebenso mit Elektronen zu den entsprechenden Atomen verbanden.

Unser Universum entstand vor …

✗… ca. 13.3 Ga

✓… ca. 13.8 Ga

✗… ca. 18.3 Ga

✗… ca. 18.8 Ga

In welchem Zustand bestand das Universum unmittelbar nach dessen Entstehung?

✓Es bestand vollständig aus Strahlung

✗Es bestand aus Quarks und Strahlung

✗Es bestand vollständig aus Quarks

✗Es bestand vollständig aus H und He

Wie in etwa war die initiale Zusammensetzung des Universums nach der Big Bang Nukleosynthese?

✓80% H

✓20% He

✗80% He

✗20% H

1.2 Nukleosynthese – Spallation

Die drei Leichtgewichte Be, Li und B können weder im Stern durch Fusion, noch nachfolgend durch den r-, s- oder p-Prozess gebildet werden. Nur geringe Spuren von Li entstanden bei der Big-Bang Nukleosynthese. Die drei Elemente Be, Li und B entstehen durch Spallationsreaktionen im interstellaren Medium. Dieser Prozess wird manchmal auch l-Prozess für light elements genannt. Spallation heißt, z.B. ein Proton trifft auf ein Nukelus, zerstört diesen und dabei wird ein neues Element produziert. Zwei ablaufende Spallationsreaktionen sind beispielsweise: (i) Ein Proton trifft ein 12C Nukleus, das eine Proton bleibt im Nukleus, aber zwei andere werden heraus geschlagen. Dabei entsteht 11B, oder kurz: 12C(p,2p)11B. (ii) Wieder trifft ein Proton ein 12C Nukleus, das eine Proton bleibt im Nukleus, aber vier Protonen und zwei Neutronen werden heraus geschlagen. Dabei entsteht 7Li, oder kurz: 12C(p,4p2n)7Li.

Welche leichten Elemente wurden/werden nicht in der Big Bang oder einem anderen Nukleosynthese-Prozess gebildet?

Li, Be, B – allerdings werden Spuren von Li auch in der Big Bang Nukleosynthese produziert.

Welcher Prozess bildete die leichten Elemente, die nicht in der Big Bang oder einem anderen Nukleosynthese-Prozess gebildet wurden/werden?

Li, Be und B werden hauptsächlich durch Spallation produziert (Spuren von Li werden auch in der Big Bang Nukleosynthese produziert). D.h., ein Proton trifft z.B. einen 12C Nukleus, aus dem dabei 2 Protonen heraus geschlagen werden, wobei 11B entsteht. Diese Spallationsprozesse laufen primär im ISM ab, das daher der Hauptbildungsort der drei leichten Elemente Li, B und B ist.

Die Atomzahl der drei leichten Elemente nimmt in der folgenden Sequenz zu:

Spallation bedeutet, dass ein größerer Nukleus zu einem kleineren zerstört wird, wenn er z.B. von einem Proton getroffen wird.

✓Wahr

✗Falsch

1.3 Nukleosynthese – Stellar

Ein Stern entsteht in einer kollabierenden Molekülwolke. Dort steigt der Druck sprungartig, und unter enormer Energiefreisetzung beginnt H zu He zu fusionieren. Diese Fusionsreaktion nennt man ›H-Brennen‹. Nach dieser Initialzündung beginnt im Stern eine Fusionskette, während der schwere Elemente bis hin zum Fe entstehen können. Die einzelnen Brennstufen und dabei ablaufenden Fusionsreaktionen sind in den Reaktionsgleichungen dargestellt. Diese Fusionskette bricht je nach Sternmasse schon früher ab. Unsere Sonne ist vergleichsweise klein und messearm, und wird nur bis zum He-Brennen gelangen.

Welche Elemente werden in der stellaren Nukleosynthese gebildet?

Die stellare Nukleosynthese meint primär Fusionsprozesse.

Beschreibe das Grundkonzept des Fusionsprozesses.

In der Fusion kollidieren mindestens zwei Nuklei, bleiben zusammen, und bilden dabei einen größeren Nukleus. Das ist jedoch nur möglich, wenn die Bindungsenergie (pro Nucleus) des größeren Nukleus größer ist als die Gesamt-Bindungsenergie (pro Nucleus) der kollidierenden Nuklei. Das ist für Elemente bis Fe möglich

Welches ist der letzte Nukleus, der in der stellaren Nukleosynthese gebildet werden kann?

✗54Fe

✓56Fe

✗58Ni

✗62Ni

Fusion wird auch ›Brennen‹ genannt.

✓Wahr

✗Falsch

1.4 Nukleosynthese – r-s-p-Prozesse

Elemente mit Ordnungszahlen oberhalb Fe entstehen in Stoßprozessen von Neutronen mit dem Nukleus eines Elements. Z.B. werden bei Supernova-Explosion enorme Mengen Neutronen freigesetzt. Finden sehr viele Stoßprozesse statt, z.B. bei hohen Neutronen-Dichten, können einzelne Nukleonen in kurzer Abfolge von Neutronen getroffen werden und diese einfangen. Dabei entstehen immer schwerere Nuklide. Das nennt man den r-Prozess (rapid). Bei diesem Prozess können überschwere Nuklide entstehen die instabil sind und meist sehr schnell über beta^- Reaktionen zerfallen, und dabei Elemente höherer Ordnungszahl bilden. Gibt es dagegen nur wenige Stoßprozesse, werden seltener Neutronen eingefangen. Das nennt man den s-Prozess (slow). Überschwere Nuklide werden nicht gebildet, da das erste überschwere radioaktive Nuklide in der Regel schneller zerfällt als der s-Prozess ein schwereres Isotop bilden könnte. Teilweise werden dadurch stabile Nuklide abgeschirmt, wenn sich vor diesen ein kurzlebiges, radioaktives Nuklid befindet. Dieses abgeschirmte Isotop kann dann ausschließlich über den r-Prozess gebildet werden. Der Anteil an r- und s-Prozess Nukliden eines Elements ist aus Modellrechnungen bekannt. Einige wenige Nuklide können mit diesen beiden Prozessen nicht gebildet werden. Das sind immer die leichtesten Nuklide eines Elements, die nicht über eine r- oder s-Prozess Reaktions-Kette erreicht werden können. Deren Bildung ist noch nicht eindeutig geklärt, und wird oft kollektiv p-Prozess genannt. Der Name leitet sich aus einem möglichen Prozess ab, bei dem Protonen an den Nukleus angelagert werden. Eine andere Möglichkeit ist die (gamma,xn)-Reaktion (gamma Einfang, Verlust von x Neutronen) und anschließendem beta^+ Zerfall.

Welche Elemente bilden sich bei der r-, s-, und p-Prozess Nukleosynthese?

Primär Elemente schwerer als Fe.

Wie unterscheiden sich der r-, s-, und p-Prozess?

Der r-Prozess findet in einer Region mit relativ hoher Neutronen-Dichte statt. Das bedeutete, existierende Neutronen werden in schneller Folge mit weiteren Neutronen beschossen, und es ist möglich, dass sich dabei sehr schwere Nuklide eines bestimmten Elements bilden. Diese zerfallen natürlich sofort wieder in Richtung stabiler Nuklide mit höherer Massen-Zahl. Im Gegensatz dazu findet der s-Prozess in einer Region mit relativ geringer Neutronen-Dichte statt. Das bedeutete, existierende Neutronen werden nur hin und wieder von Neutronen getroffen. D.h., instabile Nuklide zerfallen in der Regel, bevor sie erneut von einem Neutron getroffen werden. Schwere Nuklide können daher nicht gebildet werden. Die Natur des p-Prozess ist noch ungeklärt. Ursprünglich dachte man, dass manche stabile Elemente durch Protonen-Anlagerung entstehen können – eine Möglichkeit, die weiterhin in Betracht gezogen wird.

Welches sind primäre Bildungsumgebungen der r-, s-, und p-Prozess Nukleosynthese?

✓AGB Sterne

✗Big Bang

✗Spallation

✓Super-Nova

Nuklide, die im r- und s-Prozess gebildet werden, zerfallen anschließend schnell durch einen … -Zerfall.

✓… beta^-

✗… beta⁺

Die mit seltensten Nuklide werden im …-Prozess gebildet.

✗… r

✗… s

✓… p

1.5 Nuklid-Karte

Jedes chemische Element steht für eine Sammlung vieler radioaktiver und/oder stabiler Isotope. Ein Isotope besteht aus einem Nukleus (= Kern) von Protonen und Neutronen, die von Elektronen umgeben sind. Als Nuklid wird der Nukleus eines bestimmten Isotops bezeichnet. Die Anzahl der Protonen (= Atomzahl, Z) in einem Nukleus definiert das chemische Element. Die Isotope eines Elements haben im Nukleus variable Mengen an Neutronen (= N). Die Summe der Protonen und Neutronen ist die Massenzahl (nicht die Masse!) eines Isotops (= Z + N). Die verschiedenen Nuklide sind in der ›Nuklid-Karte‹ dargestellt. Z wird entlang der y-Achse und N entlang der x-Achse abgetragen. D.h., die chemischen Elemente befinden sich entlang der y-Achse, und die Isotope eines Elements entlang der x-Achse. Isotope mit derselben Massenzahl fallen entlang diagonaler Linien mit der Steigung -1. Stabile Isotope befinden sich im ›Tal der Stabilität‹, zwischen Isotopen die zu diesem Tal hin zerfallen. Die Nuklid-Karte gibt es in unterschiedlichen Ausführungen, die jeweils eine Menge verschiedener Informationen über die Nuklid-Eigenschaften enthalten, wie z.B. deren Stabilität, Bildung, radioaktiven Zerfall, usw.

Wie funktioniert der grundsätzliche Aufbau der Nuklid-Karte?

Die Nuklid-Karte (NK) zeigt die Systematik der Kerne, d.h., Nuklide der chemischen Elemente. Ebenso wie das PSE die Systematik der Elektronen-Schale der chemischen Elemente darstellt. Jedes chemische Element ist durch die Anzahl der Protonen im Kern definiert, welche Atomzahl genannt und mit ›Z‹ abgekürzt wird. Die Atomzahl ist entlang der y-Achse in der NK aufgetragen, d.h., die chemischen Elemente werden in positiver Richtung entlang der y-Achse schwerer. Isotope sind durch die Anzahl der Neutronen im Kern eines chemischen Elements definiert. Die Anzahl der Neutronen sind entlang der x-Achse der NK aufgetragen, und mit ›N‹ abgekürzt. Jedes Nuklid ist als durch eine spezifische Kombination aus Z und N definiert, und die Massenzahl eines Nuklids ist die Summe aus Z+N. D.h., die Massenzahl ist immer eine ganze Zahl, da sie nicht mehr als die Summe der Protonen und Neutronen darstellt. Die tatsächliche Masse eines Nuklids ist zwar nahe, aber nicht identisch mit der Massenzahl.

Erkläre das ›Tal der Stabilität‹.

Nur eine kleine Anzahl Nuklide jedes chemischen Elements sind stabil, manchmal nur eines, bei den sehr schweren Elementen sogar gar keines. Die große Mehrheit der Nuklide ist instabil, mit meist kurzen Halbwertszeiten von Tagen bis Stunden bis weniger als eine Milli-Sekunde. Diese radioaktiven Isotope sind entweder leichter und schwerer als die stabilen Isotope, und zerfallen durch entweder beta- oder beta+ Zerfälle in Richtung der stabilen Isotope mit intermediären Massen. Diese Zerfälle von leichteren und schwereren Isotopen bilden die Flanken des Tals, und enden im Tal selbst, welches die stabilen Isotope mit den intermediären Massen darstellt. Daher wird es das ›Tal der Stabilität‹ genannt.

Was ist ein Nuklid, ein Isotop und ein chemisches Element?

✓Nuklid bezeichnet nur den Elementkern ohne Elektronen-Hülle.

✗Isotope bezeichnet den Elementkern ohne Elektronen-Hülle.

✓Ein chemisches Element ist die Summe aller Isotope mit demselben Z.

✓Isotop bezeichnet den Elementkern mit Elektronen-Hülle.

✓Ein Nuklid definiert sich über die Anzahl seiner Protonen und Neutronen.

✗Ein chemisches Element ist die Summe aller Nuklide mit demselben Z.

Was ist der Unterschied zwischen PSE und NK?

✗Das PSE ist die Systematik der Elektronenhülle von Elementen, die NK die Systematik des radioaktiven Zerfalls der Elemente.

✗Das PSE ist die Systematik der Elektronenhülle von Elementen, die NK die Systematik der Isotope der Elemente.

✓Das PSE ist die Systematik der Elektronenhülle von Elementen, die NK die Systematik der Kerne der Elemente.

Isotope mit gleichen Massenzahlen liegen in der NK auf Geraden mit der Steigung 1.

✗Wahr

✓Falsch

1.6 Präsolare Körner – Isotopen-Zusammensetzungen

Präsolare Körner sind durch ihre sehr anderen Isotopen-Zusammensetzungen charakterisiert. Das Material in unserem Sonnensystem hat typischerweise maximal Isotopen-Variationen im Promille-Bereich der Delta-Notation. Präsolare Körnern haben dagegen Isotopen-Variationen bis hin zu Größenordnungen einzelner Isotopen-Verhältnisse. Typische und große Isotopen-Variationen findet man z.B. in O, C, N, Si, Cr, Ti. Die Körner werden entsprechend ihrer Isotopen-Zusammensetzung in Gruppen eingeteilt, die wiederum deren Ursprungsort und Entstehung zugeordnet werden können, z.B. Roten Riesen, AGB Sternen, Supernovas, usw. Präsolare Körner können nach Säureaufschlüssen isoliert, oder mit Hilfe von in-situ Techniken identifiziert werden.

1.7 Präsolare Körner – Arten und Häufigkeiten

Präsolare Körner kommen aus anderen Sternen, z.B. aus Roten Riesen, AGB Sternen, aber auch aus (Super)Novas. Dieser Körner gelangen von diesen Sternen ins ISM, wo sie durch Evaporation und Rekondensation – ausgelöst durch galaktische, kosmische Strahlung – zerstört werden können. Ein Anteil von etwa 3% überlebt im ISM als unveränderte, präsolare Körner (=Sternenstaub). Diese können Teil von protoplanetaren Scheiben werden, und schließlich in Meteorite eingebaut werden. Präsolare Körner sind sub-µm klein und z.B. SiC, TiC, Graphit, Nanodiamanten, Korund, etc. – aber auch Silikate. Deren Häufigkeiten sind sehr variable, aber immer nur im ppm Bereich.

1.8 Modellierung der Stern-Bildung in Molekülwolken

Sterne – inklusive unserer Sonne – bilden sich Clustern und nicht als einzelne Sterne. Diese Sternentwicklung in Clustern aus einer kollabierenden Molekülwolke kann in Modellen simuliert werden. Dabei kann beispielsweise verfolgt werden wie viele Sterne eine protoplanetare Scheibe entwickeln, und wie stabil und langlebig solche Scheiben sind. Allerdings müssen diese Modelle noch vorsichtig interpretiert werden, da diese wahrscheinlich noch zu limitiert sind, um tatsächlich quantitativ ausgewertet zu werden, zumal in Bezug auf protoplanetare Scheiben.

Welche quantitativen Schlüsse können aus den Simulationen gezogen werden?

Im Moment eher in Bezug auf die Sternbildung. Die Bildung und Häufigkeiten protoplanetarer Scheiben können eher nicht quantitativ interpretiert werden.

Was ist der Unterschied zwischen kleineren Sternbildungsbereichen und massiven Stern-Clustern?

In kleineren Sternbildungsbereichen können eher Sterne mit protoplanetaren Scheiben entstehen, wohingegen diese in massiven Stern-Clustern schnell wieder durch den Einfluss benachbarten Sterne zerstört werden – sofern sich protoplanetare Scheiben dort überhaupt bilden.

Wie groß in etwa war die Molekülwolke, aus der unser Sonnensystem entstand?

Die Simulationen sind künstlerische Animationen, ohne astrophysikalische Basis.

✗Wahr

✓Falsch

Unsere Sonne bildete sich …

✗… als Einzelstern

✗… in einem massiven Sternen-Cluster

✓… in der Nachbarschaft mit anderer Sterne

1.9 Vergleich von Stern-Größen

Sterne verändern ihre Größe massiv – um mehrere Größenordnungen – während ihres Lebenszyklus. Die Sonne beispielsweise wird ein Roter Riese, und ihr Durchmesser dann größer als der Erd-Orbit.

Für was steht die Abkürzung HRD und was ist das?

Hertzsprung-Russell-Diagramm. Es ist das fundamentalste Klassifikationsdiagramm für Sterne.

Nenne 3 Haupt Sternklassen im HRD.

Die Hauptreihe/Hauptreihen-Sterne. Rote Riesen Sterne. Über-Riesen Sterne. Neutronen-Stern. Weiße Zwerge. AGB (Asymptotische Riesen-Achsen) Sterne.

Wie groß ungefähr ist ein Weißer Zwerg?

✗Etwa der Größe des Mondes.

✗Etwa der Größe des Mars.

✓Etwa der Größe der Venus. Etwa der Größe der Erde.

Kurz vor dem Ende ihres Lebens-Zyklus wird die Erde eine Roter Riese.

✗Wahr

✓Falsch

1.10 Hertzsprung-Russell Diagramm

Das Hertzsprung-Russell Diagramm (meist einfach nur ›HRD‹ genannt), beschreibt die Entwicklung von Sternen von deren Geburt bis zu ihrem Tod. Es ist eines der fundamentalsten Diagramme in der Astronomie. Und tatsächlich ist das HRD nicht ein Diagramm, sondern existiert in vielen Varietäten, je nachdem was auf den beiden Achsen dargestellt ist. Diese Vielseitigkeit unterstreicht den fundamentalen Charakter des HRD. Die Sonne liegt in der Mitte der Hauptreihe, ist ein G2V Stern und in der Mitte ihres Lebens-Zyklus. Sterne beginnen ihre Reise rechts unten (klein & kalt), bewegen sich anschließend durch die Hauptreihe bis etwas oben links (heiß & größer), knicken dann nach oben rechts ab und werden zu einem Roten Riesen, Über-Risen, AGB-Stern, … (kalt & riesig) – abhängig von deren anfänglicher Masse. Schließlich enden sie unten links als Zwerg, Neutronen-Stern, Schwarzes Loch, … (heiß & klein) – erneut abhängig von ihren anfänglichen Masse.

Was kann man im HRD ablesen?

Der Entwicklungsphase von Sternen von ihrer Geburt bis zum Tod. D.h., deren Veränderungen in z.B. Größe, Temperatur, Leuchtkraft oder Farbe.

Nenne 3 Haupt Sternklassen im HRD.

Die Hauptreihe/Hauptreihen-Sterne. Rote Riesen Sterne. Weiße Zwerge. AGB (Asymptotische Riesen-Achsen) Sterne.

Es gibt nicht nur ein HRD, sondern viele, die auf verschiedene Arten konstruiert werden können.

✓Wahr

✗Falsch

Wo im HRD befindet sich die Sonne?

✗In etwa der Mitte der Weißen Zwerge

✗In etwa der Mitte der AGB Sterne

✗In etwa der Mitte der Roten Riesen

✓In etwa der Mitte der Hauptreihe

Welche Stern-Klasse ist eine Haupt-Quelle für präsolare Körner?

1.11 Bindungsenergien der Nuklide

Die Bindungsenergie ist ein Maß dafür, wie stark die Bindung zwischen den einzelnen Nukleonen (d.h. einem Proton oder Neutron) ist. Je größer die Bindungsenergie, desto stärker die Bindung zwischen den Nukleonen. Der Unterschied in den Bindungsenergien zweier Nuklide ist die Energie die entweder frei wird oder nötig ist, wenn sich ein Nuklid aus dem anderen bildet. Ein Nuklid bildet sich aus einem anderen bei der Kollision von Nukelonen oder dem radioaktiven Zerfall. Wenn sich aus leichten Nukliden schwerer bilden (in Richtung höherer Massenzahlen) werden massive Energiemengen frei. Das geschieht Beispielswiese in Sternen. Beim radioaktiven Zerfall (in Richtung niedrigerer Massenzahlen) werden immer noch gewaltige Energiemengen frei. Das Nuklid mit der höchsten Bindungsenergie ist 62Ni. Bei der Bildung von Nuklide bis 62Ni wird Energie frei, z.B. in Sternen. Bei der Bildung von Nukliden schwerer als 62Ni wird Energie benötigt, z.B. in Supernovas. Das schwerste stabile Nuklid ist 209Bi. Die Gesamtbindungsenergie der Nuklide steigt kontinuierlich an.

Was ist entlang der Achsen des Bindungsenergien-Diagramms der Nuklide aufgetragen?

x-Achse: alle stabilen Nuklide. y-Achse: die Bindungsenergie der Nuklide, geteilt durch die Anzahl der Nukleonen (= Protonen + Neutronen) im jeweiligen Nuklid.

Wo entstehen die Nuklide?

Nuklide ansteigender Massenzahl bis etwa Fe haben ansteigende Bindungsenergien pro Nukleon. Das bedeutet, wenn Nuklide mit einer Gesamt-Massenzahl kleiner Fe kollidieren, fusionieren sie zu schweren Nukliden. Sie fusionieren, da ihre Gesamt-Bindungsenergie pro Nukleon höher ist, als die der einzelnen, kollidierenden Nuklide. Solche Fusionsprozesse laufen in Sternen ab. Nuklide mit ansteigender Massenzahl ab etwa Fe haben fallende Bindungsenergien pro Nukleon. Das heißt, kollidieren Nuklide mit einer Gesamt-Massenzahl höher als Fe, fusionieren sie nicht, da die Bindungsenergie des hypothetischen, entstehenden Nuklids kleiner wäre, als die Bindungsenergien der jeweiligen, kollidierenden Nuklide. Damit Nuklide mit Massenzahlen höher als Fe entstehen können, muss Energie zugeführt werden. Das kann z.B. während Stern-Explosionen durch die Anlagerung von Neutronen an bestehende Nuklide geschehen. Stern-Explosionen sind der Entstehungsort vieler schwerer Nuklide.

Welches ist das schwerste Nuklid, das durch Fusion gebildet werden kann?

1.12 Zwiebelschalen-Modell der Stellaren Nukleosynthese

Alle Sterne beginnen auf dieselbe Weise – mit H-Brennen, d.h. der Fusion von H zu He. Abhängig von der initialen Sternmasse durchlaufen Sterne dann unterschiedliche lange Fusionsketten. Ab Sternmassen >10 mal unserer Sonne fusionieren weitere Elemente, um schließlich maximal Fe zu bilden. Schwerere Elemente werden näher zum Kern des Sterns gebildet, da sie mehr Energie benötigen, um die Coulomb-Barrieren der positiv geladenen Element-Kerne zu überwinden. Höhere Energien erhalten diese Reaktionen aus dem höheren Druck im Stern-Innneren. Der Wechsel von einer Brennstufe zur nächsten, z.B. vom H- zum He-Brennen, erfolgt kontinuierlich. Um den inneren Kern findet in den umliegenden Schalen weiterhin H-, He-, … Brennen statt. Diese Schalen wandern langsam nach außen, während sich der Kern des z.B. He-brennens ausdehnt. Dasselbe geschieht, wenn die nächste Brennstufe einsetzt. Mit der Zeit bildet sich auf diese Weise ein Schalenbau des Sterns, mit Wasserstoffbrennen in der äußersten Schale und – im Extremfall – Si-Brennen im Kern. Gleichzeitig bildet sich ein Temperaturgradient mit hohen Temperaturen im Kern. Elemente mit höherer Ordnungszahl als Fe können nicht durch diese Fusionsprozesse entstehen. Das heißt, mit Entstehen von Fe endet die Fusion. Da in dem Moment im Kern keine Strahlung mehr aus Fusion entsteht, kann diese auch nicht mehr von innen den Stern in hydrodynamischem Gleichgewicht mit der nach innen gerichteten Gravitationskraft halten. Der Stern kollabiert (›core-collapse‹) in einer Supernova.

Was markiert den Beginn einer Stern-Entstehung?

Der Druck in einer H-reiche Wolke wird so enorm, dass H-Atome ihre abstoßende Coulomb-Barriere (Abstoßung der positiv geladenen H-Atomkerne (=Protonen)) überwinden, und zu He fusionieren. Diese Fusion markiert die Geburt eines neuen Sterns.

Was löst den ›core-collapse‹ in einem Stern aus, und was schließt sich mehr oder weniger direkt daran an?

In der letzten Stufe der Element-Fusion im Kern eines Sterns wird Fe produziert. Keine weitere Elemente können produziert werden, und die Fusion endet. Da nun keine Strahlung mehr aus der Fusion produziert wird, welche den gravitative Druck ausgleichen könnte, kollabiert der Kern des Sterns (core-collapse). Das nach innen fallende Material nach dem core-collapse prallt irgendwann von innen wieder nach außen und in den Weltraum, was dann eine Super-Nova ist.

Welche minimale Masse braucht ein Stern, um alle Stufen der Element-Fusion von H bis Fe zu durchlaufen?

✗0.25 x die Sonnenmasse

✗2.5 x die Sonnenmasse

✓25 x die Sonnenmasse

✗250 x die Sonnenmasse

Es heißt ›Zwiebelschalen-Modell der stellaren Nukelosynthese‹, da H im Kern des Sterns gebildet wird, und zunehmend schwerere Elemente hin zur Oberfläche des Sterns.

✗Wahr

✓Falsch

Was ist die Lebenszeit massiver Sterne (25 x Sonnenmasse)?

✓Einige Millionen Jahre.

✗Einige Hundert Millionen Jahre.

✗Einige Milliarden Jahre.