Synthese der Elemente in Sternen
Elemente werden während der Lebensdauer eines Sterns in diskreten Stufen synthetisiert, und einige Schritte treten nur in den massereichsten bekannten Sternen auf (Abbildung \(\pageIndex{2}\)). Anfänglich werden alle Sterne durch die Aggregation von interstellarem „Staub“ gebildet, der hauptsächlich Wasserstoff ist. Da sich die Staubwolke aufgrund der Anziehungskraft der Schwerkraft langsam zusammenzieht, erreicht ihre Dichte schließlich etwa 100 g / cm3 und die Temperatur steigt auf etwa 1.5 × 107 K und bildet ein dichtes Plasma ionisierter Wasserstoffkerne. An diesem Punkt beginnen sich selbst erhaltende Kernreaktionen, und der Stern „entzündet“ sich und erzeugt einen gelben Stern wie unsere Sonne.
In der ersten Phase seines Lebens wird der Stern durch eine Reihe von Kernfusionsreaktionen angetrieben, die Wasserstoff in Helium umwandeln:
Die Gesamtreaktion ist die Umwandlung von vier Wasserstoffkernen in einen Helium-4-Kern, die von der Freisetzung von zwei Positronen, zwei \(\gamma\) Strahlen und viel Energie begleitet wird:
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Diese Reaktionen sind für den größten Teil der enormen Energiemenge verantwortlich, die als Sonnenlicht und Sonnenwärme freigesetzt wird. Es dauert mehrere Milliarden Jahre, abhängig von der Größe des Sterns, um etwa 10% des Wasserstoffs in Helium umzuwandeln.
Sobald sich große Mengen Helium-4 gebildet haben, konzentrieren sie sich im Kern des Sterns, der langsam dichter und heißer wird. Bei einer Temperatur von etwa 2 × 108 K beginnen die Helium-4-Kerne zu verschmelzen und produzieren Beryllium-8:
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Obwohl Beryllium-8 sowohl eine gerade Massenzahl als auch eine gerade Ordnungszahl hat, hat es auch ein niedriges Neutronen-zu-Proton-Verhältnis (und andere Faktoren, die über den Rahmen dieses Textes hinausgehen), das es instabil macht; es zersetzt sich in nur etwa 10-16 s. Dies ist jedoch lang genug, um mit einem dritten Helium-4-Kern zu Kohlenstoff-12 zu reagieren, der sehr stabil ist. Sequentielle Reaktionen von Kohlenstoff-12 mit Helium-4 erzeugen die Elemente mit geraden Zahlen von Protonen und Neutronen bis zu Magnesium-24:
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Durch diese Reaktionen wird so viel Energie freigesetzt, dass sich die umgebende Wasserstoffmasse ausdehnt und ein roter Riese entsteht, der etwa 100-mal größer ist als der ursprüngliche gelbe Stern.
Wenn sich der Stern ausdehnt, sammeln sich schwerere Kerne in seinem Kern an, der sich weiter auf eine Dichte von etwa 50.000 g / cm3 zusammenzieht, so dass der Kern noch heißer wird. Bei einer Temperatur von etwa 7 × 108 K werden Kohlenstoff- und Sauerstoffkerne Kernfusionsreaktionen unterzogen, um Natrium- und Siliziumkerne zu erzeugen:
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Bei diesen Temperaturen reagiert Kohlenstoff-12 mit Helium-4, um eine Reihe von Reaktionen auszulösen, die mehr Sauerstoff-16, Neon-20, Magnesium-24 und Silizium-28 sowie schwerere Nuklide wie Schwefel-32, Argon-36 und Calcium-40:
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Die durch diese Reaktionen freigesetzte Energie bewirkt eine weitere Expansion des Sterns zu einem roten Überriesen, und die Kerntemperatur steigt stetig an. Bei einer Temperatur von etwa 3 × 109 K tauschen die gebildeten Kerne Protonen und Neutronen frei aus. Dieser Äquilibrierungsprozess bildet schwerere Elemente bis zu Eisen-56 und Nickel-58, die die stabilsten bekannten Kerne aufweisen.