Die heißen Vertreter im Universum

Sterne werden nach Größe unterschieden, entweder bis 40 Sonnenmassen, kurz SM, oder über 40 SM. Je mehr Anfangsmasse ein Stern besitzt, umso schwerere Elemente kann er im Laufe seines Lebens erbrüten. In der folgenden Tabelle sind die verschiedenen Brennphasen und die jeweilige Brenndauer aufgezeigt. Die Anfangsmasse ist ein Modellstern von 10 Sonnenmassen.

 

Brennphase Temperatur Dauer in Jahren Produkt Sonnenmassen
(H) Wasserstoff 30 Millionen 10 Millionen He 10
( He) Helium 200 Millionen 1 Million C, O 6
(C) Kohlenstoff 600 Millionen 1000  Ne, Mg 5
(Ne) Neon 1,2 Milliarden 10 Si, Mg 3
(O) Sauerstoff 2 Milliarden 1 Si, S 2
(Si) Silizium 3 Milliarden Stunden Fe, Ni 1,5

Die Fusionen laufen bei großen Sternen in Schalen um den Kern ab. So wird z.B. Wasserstoff zu Helium in der äußeren Schicht fusioniert. So ein Vorgang wird bei unserer "kleinen" Sonne nicht vorkommen. Die Animation zeigt den inneren Aufbau des Modellsterns.

Die Restmasse unseres Modellsterns besitzt noch 1,5 SM und liegt somit über der Chandrasekhar- Grenze (1,4), ein "Weißer Zwerg" kann demnach nicht mehr entstehen.

Die Standardkerzen im Kosmos...

Animation: Der Querschnitt eines massereichen Sterns. Die Fusionen laufen hier in Schalen ab, die schwereren Elemente sinken dann zum Kerngebiet. Nach und nach wird der Kern dadurch immer schwerer. Nur große, schwere Sterne können einen Eisenkern bilden, kleine Sterne wie unsere Sonne hingegen nicht.