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Dr. Hannelore Hämmerle
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Max-Planck-Institut für Astrophysik, Garching

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Energie der Zukunft. Fusion 2100

Vom Lebenswandel der Sterne

Kernfusion, die über einen Umweg läuft

Im Innern der Sterne laufen in großem Stil Fusionsreaktionen ab. Eine der häufigsten ist der Proton- Proton-Prozess (rechts): Zunächst verschmelzen zwei Wasserstoffkerne (Protonen, orange), wobei eines der beiden Protonen in ein Neutron (blau) umgewandelt wird und ein Deuteriumkern entsteht. Im nächsten Schritt lagert sich an dem Deuteriumkern ein weiteres Proton an und bildet einen 3-Heliumkern. Schließlich fusionieren zwei dieser 3-Heliumkerne zu einem stabilen 4-Heliumkern. Bei den Reaktionen wird Energie in Form von Gammaquanten frei. Der Drei-Alpha-Prozess (oben) erzeugt aus zwei 4-Heliumkernen (Alphateilchen) zunächst 8-Beryllium, das im nächsten Moment mit einem weiteren 4-Heliumkern zu einem stabilen 12-Kohlenstoffkern verschmilzt. Bild vergrößern
Im Innern der Sterne laufen in großem Stil Fusionsreaktionen ab. Eine der häufigsten ist der Proton- Proton-Prozess (rechts): Zunächst verschmelzen zwei Wasserstoffkerne (Protonen, orange), wobei eines der beiden Protonen in ein Neutron (blau) umgewandelt wird und ein Deuteriumkern entsteht. Im nächsten Schritt lagert sich an dem Deuteriumkern ein weiteres Proton an und bildet einen 3-Heliumkern. Schließlich fusionieren zwei dieser 3-Heliumkerne zu einem stabilen 4-Heliumkern. Bei den Reaktionen wird Energie in Form von Gammaquanten frei. Der Drei-Alpha-Prozess (oben) erzeugt aus zwei 4-Heliumkernen (Alphateilchen) zunächst 8-Beryllium, das im nächsten Moment mit einem weiteren 4-Heliumkern zu einem stabilen 12-Kohlenstoffkern verschmilzt. [weniger]

Dann bezieht die Sonne ihre Energie aus zwei Quellen. Während in der Schale Wasserstoff zu Helium fusioniert, läuft im Innern der Drei- Alpha-Prozess ab: Aus jeweils drei Heliumkernen (Alphateilchen) entsteht ein Kohlenstoffkern; das geschieht allerdings über einen Umweg. So ergibt die Fusion von zwei Heliumkernen zunächst einen instabilen Berylliumkern mit einer Halbwertszeit von nur 10-16 Sekunden.

Erst wenn dieser während seiner extrem kurzen Existenz mit einem weiteren Heliumkern kollidiert, entsteht stabiler Kohlenstoff. Durch den Einfang weiterer Heliumkerne können sich außerdem Sauerstoff- und Neonkerne bilden. Um das Helium zu zünden, kontrahiert der Kern, wie schon erwähnt, und erhitzt sich dabei. Gleichzeitig aber dehnt sich die äußere Hülle stark aus, was die Oberflächentemperatur von Werten um die 6000 Grad auf rund 3000 Grad Celsius  sinken lässt. Die Sonne hat ihren Radius um das 100-Fache vergrößert und leuchtet in rötlichem Licht bis zu 5000 Mal heller als heute – sie ist zu einem roten Riesen geworden. Entsprechend wandert sie im Hertzsprung-Russell-Diagramm auf den Riesenast.

„Um einen solchen Entwicklungsweg zu erfassen, bedarf es numerischer Programme, die den Stern als ideale Gaskugel darstellen“, sagt Achim Weiß. Im Prinzip geht es da- rum, den Stern rechnerisch in „Zwiebelschalen“ aufzuteilen und für diese jeweils die chemische Zusammensetzung, die physikalische Struktur (Masse, Temperatur, Dichte, Energiedurchfluss) sowie die Art der Kernreaktion zu bestimmen. Um einen Stern zu einem ganz bestimmten Zeitpunkt durchzurechnen, benötigen Weiß und seine Kollegen typischerweise tausend Schichten.

Das Ergebnis zeigt dann eine Momentaufnahme der stellaren Gaskugel: ein Sternmodell. In einem zweiten Schritt berechnet Weiß dann die Veränderungen, die in diesem Modell während einer gewissen Zeit ablaufen, etwa durch die nukleare Fusionsprozesse. Danach erzeugt der Astrophysiker des nächsten Modell, das jetzt etwas älter ist. So folgt der Forscher der Entwicklung eines Sterns im Computer.

Um die Rechnungen an der Natur zu testen, bedarf es zunächst einer Art Urmodell. Dazu nutzt Weiß die messbaren Zustandsgrößen eines echten, unentwickelten Sterns als Näherungswerte – also Masse, Leuchtkraft und Radius. Dann setzt er diese Zustandsgrößen für das Zentrum gleich null und beginnt, von innen schrittweise nach außen zu rechnen. „Erst wenn man damit eine Lösung für das Urmodell gefunden hat, beginnt man mit der eigentlichen Rechnung“, sagt der Astrophysiker.

Wie sieht das weitere Schicksal eines Sterns von der Masse unserer Sonne aus? Achim Weiß löst dieses zeitliche Problem, indem er für einen späteren Zeitpunkt im Leben der Sonne, sagen wir eine Million Jahre, ein weiteres Modell berechnet. „Um den kompletten Lebensweg eines Sterns darzustellen, braucht man etwa 10 000 einzelne Modelle“, meint Weiß. Gerade im fortgeschrittenen Sternalter darf ihr zeitlicher Abstand aber nicht zu groß sein. Denn nach dem Riesenstadium überschlagen sich die Ereignisse – sobald sich das Helium im Innern vollständig in Kohlenstoff und Sauerstoff umgewandelt hat. Dann ist der Kern von zwei Schalen umschlossen: In der inneren verbrennt Helium zu Kohlenstoff, in der äußeren Wasserstoff zu Helium.

Innerhalb weniger zehntausend Jahre durchlebt ein Stern im Folgenden eine wilde Phase: Der Kohlenstoff-/Sauerstoffkern kontrahiert, während die Hülle expandiert. Das vollzieht sich jedoch nicht gleichmäßig, sondern in mehr oder weniger periodischen Schüben, während derer sich der Stern aufbläht und dabei noch einmal stark an Größe und Leuchtkraft zulegt. Dabei brennen die beiden äußeren Schalen nicht gleichzeitig, sondern wechseln sich ab.

Konvektion mischt das Gas ordentlich durch

„Katzenauge“ nennen Astronomen diesen planetarischen Nebel. Er kündet vom langsamen Sterben eines Sterns mit der Masse unserer Sonne. Bild vergrößern
„Katzenauge“ nennen Astronomen diesen planetarischen Nebel. Er kündet vom langsamen Sterben eines Sterns mit der Masse unserer Sonne. [weniger]

Unterdessen geschieht im Stern Erstaunliches: „Das komplizierte Spiel der Kräfte schafft die Bedingungen für die Nukleosynthese schwerer Elemente“, sagt Achim Weiß, „und im Stern entwickeln sich heftige Konvektionsströme.“ Diese Ströme transportieren Energie durch Teilchen und mischen das Gas ordentlich durch. Auf dieselbe Weise überträgt sich auch die von einem Heizkörper abgestrahlte Wärme: Heiße Luft steigt nach oben, kühle sinkt ab. Wer die Hand über einen heißen Heizkörper hält, fühlt dieses Phänomen am eigenen Leib. Im Zuge dieses „Strudels“ gelangt im Stern etwas Wasserstoff aus der äußeren Schicht in die darunterliegende Helium verbrennende Schale. Dort können die Protonen mit dem Kohlenstoff reagieren, wobei Neutronen freikommen. Diese werden von den im Stern von Anfang an in geringen Mengen vorhandenen Eisenteilchen eingefangen und bilden neutronenreiche Eisenisotope.

Lagern sich zu viele Neutronen an, kommt es zum radioaktiven Beta- Zerfall, der wiederum stabile Kobaltkerne erzeugt. So werden die Neutronen nach und nach von den immer schwereren Atomkernen eingefangen. Dieser sogenannte s-Prozess (von englisch slow für langsam) bringt alle Elemente bis zum Blei hervor. Laut Achim Weiß „wird die Sonne eines Tages Barium und andere seltene Erden wie Lanthan erzeugen“.

In jedem Fall steht jetzt der Tod des Sterns unmittelbar bevor. In der letzten Phase verliert er innerhalb von einigen zehntausend Jahren etliche Zehntel seiner Masse, wobei schließlich 99 Prozent im Kohlenstoff-/Sauerstoffkern stecken und nur jeweils ein halbes Prozent in der dünnen Wasserstoffhülle und der Heliumschale. Der Kohlenstoff-/Sauerstoffkern wird gleichsam freigeweht und tritt auf ähnliche Weise zutage wie ein Stein in der Wüste, von dem der Wind den Sand weggeblasen hat. Das abgetragene Material umschließt den Stern als eine expandierende Hülle, wird von ihm zum Leuchten angeregt und bietet die unterschiedlichsten Formen wie Ringe, Kugeln oder asymmetrische Gebilde. Im „harten Kern“ kommen die Fusionsprozesse schließlich vollständig zum Erliegen.

Der kümmerliche Rest besitzt eine Temperatur von einigen zehntausend Grad und ist lediglich so groß wie die Erde. Im Hertzsprung-Russell- Diagramm taucht er jetzt als weißer Zwerg auf, der zunächst noch heiß und hell ist, aber in Ermangelung nuklearer Fusionen zuerst schnell, dann aber immer langsamer auskühlt und dunkler wird – genau wie die braunen Zwerge. Wenn der Rechner die Zustandsparameter für einen solchen weißen Zwerg ausgespuckt hat – endlose  Zahlenkolonnen mit Werten wie Dichte, Radius, Masse oder Temperatur –, ist für Weiß normalerweise Schluss. Denn ein weißer Zwerg ist der Endzustand eines Sterns niedriger und mittlerer Masse.

 
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