EINFÜHRUNG IN DIE ISOTOPENGEOCHEMIE

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Einführung
O vor, zu dessen weiterer Verbrennung erheblich höhere Temperaturen nötig sind, die in
Sternen mit einem C–O-Kern unterhalb ca. 1.4 M � (der Chandrasekhar-Grenze * ) nicht
erreicht werden. Nach Verbrauch des He im Kern zündet die 3a-Reaktion in einer Hülle um
den Kern; um diese herum vollzieht sich weiterhin die Verbrennung von H zu He: der Stern
enthält einen zwiebelschalenförmigen Aufbau. Sein Kern kühlt ab und kontrahiert, während
sich die Hülle wiederum ausdehnt: der Stern wird größer als je zuvor. Unsere Sonne
mag in diesem Stadium einen Durchmesser erreichen, der bis an die Umlaufbahn des Mars
reicht. Massereiche Sterne (> ca. 8M � ) sind noch größer; sie werden dann Überriesen
genannt (Abbildung 6). Sterne auf diesem „asymptotischen Riesenast“ (kurz: AGB-Sterne –
asymptotic giant branch stars; Abbildung 5) des HR-Diagramms verlieren noch mehr Masse
ihrer Hülle als im Stadium der Roten Riesen. Das Abstoßen der Hülle erfolgt dabei im
Spätstadium periodisch und katastrophal, z.B. als Folge der He-Blitze beim He-Schalenbrennen.
Während eines solchen Ereignisses wirft ein Stern mit einer Masse von weniger
als ca. 8 M � die gesamte noch verbliebene Hülle ab; es bleibt der ausgebrannte C–O-Kern
als heißer Weißer Zwerg zurück, der infolge seiner intensiven UV-Strahlung die Gashülle
zum Leuchten anregt. Diese ausgestoßenen Gashüllen (Abbildung 7) sind als Planetarische
Nebel bekannt, die sich innerhalb von 10 5 Jahren soweit vom Weißen Zwerg entfernt
haben, daß sie aufhören zu leuchten. Die Gashülle des ehemaligen Sternes reichert damit
das interstellare Medium mit schweren Elementen an, die in einer fernen Zukunft in neue
Sterne eingebaut werden. Der Weiße Zwerg, typischerweise von der Größe der Erde und
einer Dichte um 10 9 kg/m 3 , kühlt langsam ab, bis er nach vielleicht 1 Ga eine Temperatur
um 5000 K an der Oberfläche erreicht hat.
ABBILDUNG 7 Der Planetarische Ringnebel M57 im Sternbild
Leier, ca. 2000 Lichtjahre entfernt und rund 1 Lichtjahr im
Durchmesser. Der Weiße Zwerg, der die Gase ausgestoßen hat,
ist unmittelbar im Zentrum als Punkt zu sehen. Weiße Zwerge
haben zu Beginn Oberflächentemperturen von 10 5 K und mehr
(hier ca. 120000K). Der innere Ring des Nebels (blau-violett) besteht
aus heißem Wasserstoff; es folgt ionisierter Sauerstoff
(grün). Das äußere Rot ist ionisierter Stickstoff. Die Farben entsprechen
ungefähr den tatsächlichen. Nach unserem derzeitigen
Verständnis der Sternentwicklung wird die Sonne in vielleicht 6 –
7 Ga als ein Weißer Zwerg enden, nachdem sie ihre Hülle als planetarischer
Nebel abgeworfen hat (http://oposite.stsci.edu/).
In massereichen Sternen geht die Nukleosynthese weiter, und sofern ihre Masse > 5 – 8 M �
ist, enden sie in einer Explosion. Bei einer Kerntemperatur um 0.6´10 9 K setzt das Kohlenstoffbrennen
ein [6] ; Neutrinos werden für den Energietransport wichtiger als Photonen:
12 C( 12 C,n) 23 Mg – 2.63MeV (endotherm) [GL 19]
12 C( 12 C,a) 20 Ne + 4.62MeV [GL 20]
12 C( 12 C,p) 23 Na + 2.24MeV [GL 21]
Die erste dieser Reaktionen verläuft stark temperaturabhängig; bei 0.8´10 9 K ist die Wahrscheinlichkeit
dieser Reaktion nur 0.01%, bei 2´10 9 K aber schon gut 5%; die beiden anderen
Reaktionen laufen mit gleicher Wahrscheinlichkeit ab. Es tritt noch eine Vielzahl weiterer
Reaktionen mit Protonen, a-Teilchen und Neutronen auf. Insgesamt entstehen beim
C-Brennen signifikante Mengen an 16 O, 20 Ne, 23 Na, 24 Mg und 28 Si. Ab ca. 1´10 9 K zerfällt
20 Ne durch Photodisintegration:
* S. Chandrasekhar, indisch-amerikanischer Physiker (1910 – 1995), Nobelpreis 1983 für seine Arbeiten
über die Sternentwicklung