Die Fusion in Sternen erzeugt nur dann Energie, wenn die Bindungsenergien des resultierenden (fusionierten) Kerns kleiner sind als die kombinierten Bindungsenergien der "Zutaten". Im Großen und Ganzen bedeutet dies, dass ein Stern, der aus Elementen bis einschließlich Eisen besteht, mehr Energie aus der Fusion erzeugt, als er durch den Gravitationsdruck verbraucht.

Sobald Sie über Eisen hinausgehen (mit wenigen Ausnahmefällen), reicht die Energie, die der Stern erzeugt, nicht aus, um einen Gravitationskollaps zu verhindern. Die Details sind etwas komplexer, aber Sie müssen sich mit ziemlich schwerer (und langer) Physik befassen, um sie zu verstehen, und das Nettoergebnis wird nicht viel anders sein.

Während Sie also im Prinzip mit Sauerstoff, Stickstoff, Neon und Argon (alle vor Eisen im Periodensystem) umgehen können, wird Radon nicht funktionieren.

Sie sollten jedoch beachten, dass kein natürlicher Prozess (das kann ich mir vorstellen) eine ausreichend große und konzentrierte Menge dieser schwereren Elemente erzeugen könnte, ohne dass gleichzeitig viel mehr Wasserstoff und Helium vorhanden sind.

Aber selbst wenn einem Stern „der Treibstoff ausgeht“, bedeutet das normalerweise nicht, dass ihm der Wasserstoff ausgegangen ist. Der größte Teil des Wasserstoffs befindet sich außerhalb des Kerns, wo die Fusion stattfindet, und selbst wenn ein Stern nach dem Kollaps "explodiert", wird er hauptsächlich "überbleibenden" Wasserstoff und keine schwereren Elemente verstreuen. Die nächste Generation von Sternen wird durch den Kollaps des resultierenden Nebels entstehen und diese werden hauptsächlich aus Wasserstoff bestehen.

Ich würde dann sagen, dass es eine winzige Möglichkeit gibt, dass sich diese Art von Sternen bilden könnte. Ich könnte nie sagen, dass es unmöglich ist, aber im Universum, wie wir es heute sehen, ist es äußerst unwahrscheinlich.

Wenn diese möglich sind, wie lange würden sie dann dauern?

Im Allgemeinen halten leichtere Sterne länger als schwerere. In Hauptreihensternen überdauern Rote Zwerge alle anderen Sterne um viele Größenordnungen. Die Sonne könnte insgesamt vielleicht 12 Milliarden Jahre überdauern, während ein kleiner Roter Zwerg Billionen von Jahren überdauern könnte.

Ich habe keine spezifischen Links dazu, wie lange Sterne Ihres Typs darüber hinaus halten könnten. Denken Sie an Milliarden von Jahren für Sterne, die so groß sind wie die Sonne, aber viel, viel lange für Sterne nahe der Schwelle, damit diese Art von Stern überhaupt existiert. Kleiner ist besser für längere Lebensdauer ist die (ganz grobe) Faustregel.

Die tatsächliche Massenschwelle für diese Fusionsarten ist schwieriger zu bestimmen. Rote Zwerge sind Wasserstoffschmelzer (wie unsere Sonne) und benötigen eine Mindestmasse von etwa 0,07 Sonnenmassen, aber Sterne, die schwerere Elemente fusionieren, benötigen mehr Masse, um eine solche selbsterhaltende Fusion zu zünden (benötigen jedoch nicht so viel Masse, um sie aufrechtzuerhalten, da die Temperaturen steigen). der Kern nach der Zündung). Eine Schätzung wäre 0,15 bis 0,5 Sonnenmassen, um diese "Schwerelement" -Sterne zu entzünden.

Weiße Zwergsterne entsprechen möglicherweise bereits Ihren Kriterien. Sie sind ziemlich häufig, extrem langlebig (Billionen von Jahren) und bestehen, was für Ihre Zwecke am wichtigsten ist, hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff. Weiße Zwerge mit größerer Masse können auch große Mengen an Neon und Magnesium enthalten. Leider sind schwerere Elemente in diesem Fall nicht möglich, da der Stern, wenn er massereicher wird, stattdessen ein Neutronenstern wird (an diesem Punkt bricht die Vorstellung zusammen, dass der Stern überhaupt aus Elementen besteht).

Wenn Weiße Zwerge für Ihre Zwecke zu Mainstream sind, schlägt der amüsant betitelte Artikel Some Stars are Totally Metal vor, dass Turbulenzen in Sternnebeln dazu führen können, dass Trümmer schwerer Elemente sich in ausreichend hoher Dichte ansammeln, um Sterne zu entzünden. Es deutet darauf hin, dass etwa 1 von 10.000 Sternen auf diese Weise entsteht. Dies könnte Ihre einzige Möglichkeit sein, große Mengen von so etwas wie Kalzium in einem realistischen Stern zu sehen (Edelgase wären immer noch sehr ungewöhnlich, da sie überhaupt keine schwereren Staubpartikel bilden würden).

Dies ist ein relativ neues Konzept, daher ist mir nicht viel Theorie bekannt, die versucht hat, die Konzentrationen verschiedener Elemente in diesen „Metallsternen“ genau zu kartieren. Der Artikel deutet jedoch darauf hin, dass Kohlenstoff besonders reichlich vorhanden sein wird, obwohl dort immer noch viel Wasserstoff und Helium enthalten sein werden. Darüber hinaus sagt das Papier voraus, dass diese Sterne höchstwahrscheinlich nur in der Größenordnung von ein paar Millionen Jahren bestehen werden, bevor sie zu Weißen Zwergen zusammenbrechen.

Von Professor Barbara Ryden :

Betrachten Sie zum Beispiel die Phasen im Leben eines 25-Msun-Stars:

• Die Wasserstofffusion dauert 7 Millionen Jahre
• Die Heliumfusion dauert 500.000 Jahre
• Die Kohlenstofffusion dauert 600 Jahre
• Neon Fusion dauert 1 Jahr
• Die Sauerstofffusion dauert 6 Monate
• Die Siliziumfusion dauert 1 Tag

Woraus kann ein Stern bestehen?

Die Zusammensetzung eines Sterns wird durch die Elemente begrenzt, die in erheblichen Mengen im Universum vorkommen. Dazu gehören Urelemente – Wasserstoff, Helium und Lithium – sowie schwerere Elemente, die durch Nukleosynthese in Sternen, Supernovae und bestimmten seltenen Prozessen wie Spallation kosmischer Strahlung gebildet werden. Dies schränkt unsere Möglichkeiten erheblich ein; Wasserstoff, Helium, Sauerstoff und Kohlenstoff sind die vier massereichsten Elemente im interstellaren Medium. Radon, um eines Ihrer Beispiele zu nennen, existiert einfach nicht in nennenswerten Mengen.

Wir können auch keine Moleküle wie Ammoniak (um Ihr Beispiel zu verwenden) als Teil eines Fusionsweges haben. Bei den hohen Temperaturen, bei denen die Fusion stattfindet (deutlich über$\sim10^6$Kelvin), können sich Moleküle gar nicht erst bilden; Die Metalle, die in Sternen vorkommen, wie Titanoxid, kommen nur in den kühlen Sternatmosphären der masseärmsten Sterne vor. Selbst molekularer Wasserstoff kann im Kern eines kühlen Sterns nicht überleben, ganz zu schweigen von einem Stern, der heiß genug ist, um schwere Elemente zu verschmelzen.

Wir sind noch weiter eingeschränkt in unserer Auswahl an Elementen, weil nicht alle Fusionsreaktionen exotherm oder Energie freisetzend sind. Die Fusion von Eisen (und Nickel) verbraucht bekanntermaßen mehr Energie, als sie freisetzt, obwohl sie immer noch für sehr kurze Zeiträume in den massereichsten Sternen stattfindet . Wir brauchen unseren Stern, der von exothermen Kernreaktionen unterstützt wird. Bei typischen Temperaturen im Kern eines Sterns ($\sim10^6\text{-}10^9$Kelvin) dominieren mehrere Arten von Prozessen in verschiedenen Regimen. Die typischerweise verschmolzenen Elemente sind Kohlenstoff, Neon, Sauerstoff und Silizium. Andere Elemente werden nicht in der Lage sein, Energie in signifikanten Mengen durch realistische Fusionspfade freizusetzen.

Zwischenspiel: Das Alpha-Teilchen-Problem

Ein Problem dabei ist, dass viele dieser Reaktionen entweder Wasserstoff oder Helium produzieren oder verbrauchen. Beispielsweise produziert einer der wichtigsten Sauerstoffverbrennungsprozesse Silizium und Helium:

$${}^{16}\text{O}+{}^{16}\text{O}\to{}^{28}\text{Si}+{}^4\text{He}$$ Tatsächlich spielen Heliumkerne (auch als Alpha-Teilchen bekannt) eine Schlüsselrolle bei der Fusion vieler dieser schweren Elemente, einschließlich der Produktion von Nickel und Eisen. Das bedeutet, dass Sie etwas Helium in Ihrem Stern benötigen , damit die Fusion signifikant ist.

Wie kann man einen Heavy-Metal-Star formen?

Am besten versuchen Sie, einen Stern aus einem der leichtesten, stabilsten und leicht schmelzbaren Metalle zu machen: Kohlenstoff. Es ist ein relativ häufiges Element, das regelmäßig von massereichen Sternen produziert wird, und das interstellare Medium wird durch Supernovae damit angereichert. Darüber hinaus kann Kohlenstofffusion bei Temperaturen knapp darunter stattfinden$10^9$Kelvin - einfacher zu erreichen als die Bedingungen, die zum Verschmelzen von Neon, Sauerstoff oder Silizium erforderlich sind.

Bei geringen Kohlenstoffmengen, wenn Helium vorhanden ist, ist der dominante Weg

$${}^{12}\text{C}+{}^4\text{He}\to{}^{16}\text{O}+\gamma$$ wo ein Sauerstoffkern und ein Photon erzeugt werden. Wenn Kohlenstoff jedoch viel häufiger vorkommt, tritt eine andere Nettoreaktion auf: $${}^{12}\text{C}+{}^{12}\text{C}\to{}^{20}\text{Ne}+{}^4\text{He}$$ Erstellen von Neon und einem Alpha-Partikel. Dies ist die Reaktion, die am ehesten in Ihrem Stern auftreten wird.

Bevor ich versuche, einen Stern ohne Wasserstoff und Helium zu bilden, denke ich, dass es zunächst aufschlussreich ist, sich extreme Heliumsterne anzusehen, die Teil einer breiteren Klasse von Sternen mit Wasserstoffmangel sind, zu denen R Corona Borealis (R CrB)-Variablen und AM gehören Canum Venaticorum (AM CVn) Sterne. Dies sind alles Sterne mit im Wesentlichen keinem Wasserstoff; Stattdessen werden sie von Heliumhüllen und Kernen aus Schwermetallen dominiert. Extreme Heliumsterne entstehen im Allgemeinen durch einen von zwei Arten von Prozessen:

• Doppelt entartete Fusionen, bei denen zwei Weiße Zwerge verschmelzen und das resultierende Produkt heiß genug ist, um eine Fusion einzugehen. Beispielsweise stammt das wahrscheinlichste Modell für die Bildung von R CrB-Variablen und einigen extremen Heliumsternen aus der Kollision von a$0.6M_{\odot}$Kohlenstoff-Sauerstoff Weißer Zwerg und a$0.3M_{\odot}$Helium Weißer Zwerg.
• Schalenfusionsprozesse wie ein später thermischer Impuls oder ein dramatischer Schalenblitz, bei denen Wasserstoff schnell in Helium umgewandelt wird und ein Stern mit hohem Wasserstoffmangel zurückbleibt. Offensichtlich erfordert dies einen Vorläufer mit einer Wasserstoffhäufigkeit ungleich Null, aber das Ergebnis hat eindeutig vernachlässigbaren Wasserstoff.

Sie fragen sich vielleicht, warum ich diese anspreche; schließlich enthalten die Produkte noch Helium. Es scheint jedoch vernünftig, dass analoge Prozesse ablaufen könnten, die auch Sterne hervorbringen, denen es an Helium mangelt . Schauen wir uns an, was passiert, wenn wir das doppelt entartete Modell betrachten – mit einer Wendung. Wenn unsere beiden Weißen Zwerge weiße Kohlenstoff-Sauerstoff-Zwerge sind, denen es an Helium mangelt, besteht die Möglichkeit, dass eine Verschmelzung einen Stern bilden könnte, der jetzt nur noch aus Schwermetallen besteht.

Das Problem ist, dass man Vorläufersterne mittlerer Masse benötigt, um die für die Kollision erforderlichen Weißen Zwerge zu erzeugen (z.$\sim5M_{\odot}$). Massive Vorläufer können massive Weiße Zwerge hervorbringen, und so könnten diese Kohlenstoff-Sauerstoff-Weißen Zwerge sein$\sim0.6\text{-}0.7M_{\odot}$, was bedeutet, dass das resultierende Produkt in der Nähe der Chandrasekhar-Grenze liegt und daher höchst instabil ist. Es sollte keine Überraschung sein, dass jetzt Verschmelzungen von Weißen Zwergen als Vorläufer vieler Typ-Ia-Supernovae untersucht werden.

Natürliche Sterne beginnen als Wasserstoff (Protonen und Elektronen), da das Universum im Grunde daraus besteht. Wenn der Stern ausreichend groß und heiß ist, verschmelzen Protonen zu Deuterium; Sobald genügend Deuterium vorhanden ist, verschmelzen einige Deuteriumkerne zu Helium. und so weiter, bis hin zu Uran und darüber hinaus (in exponentiell geringeren Mengen).

Ob die Fusion für ein bestimmtes Element nachhaltig ist , ist eine andere Frage. Die Schmelzrate für ein bestimmtes Element korreliert mit Druck und Temperatur und umgekehrt mit der Ordnungszahl. Damit ein Stern stabil ist, muss er genügend Energie aus der Fusion freisetzen, um die Wärme zu kompensieren, die er ständig in den Weltraum abstrahlt. Das Erreichen dieses Gleichgewichts mit schwereren Brennstoffen erfordert heißere, dichtere Sterne, und mit Elementen, die schwerer als Eisen sind, kann es überhaupt nicht erreicht werden, da das Verschmelzen dieser Kerne zu einem Nettoverlust an thermischer Energie führt . Jedoch:

1. ein Stern kann sich viele Jahre in einem unhaltbaren Übergangszustand befinden, bevor er zusammenbricht; Und
2. schwerere Kerne fusionieren immer noch, auch wenn dies nicht dazu beiträgt, den Stern am Leben zu erhalten. Wäre dies nicht der Fall, hätten wir kein natürlich vorkommendes Uran, kein Gold oder Zink.

Sogar gesunde Sterne enthalten eine gewisse Menge an schweren Elementen (obwohl ich glaube, dass die meisten schweren Elemente in sterbenden Sternen produziert werden). Das allein wäre also nicht verwunderlich. Überraschend wäre, wenn die Anteile verschiedener Elemente implizieren würden, dass der Stern von Anfang an nicht nur aus Wasserstoff bestand .

In der Natur verbrennt ein Stern nur dann einen hohen Anteil an Elementen der zweiten Reihe, wenn er enorm schwer ist und kurz davor steht, eine Supernova zu werden. Aber wenn Sie einen Weg finden könnten, nur mit Lithium oder Beryllium zu beginnen , würde ich vermuten, dass es möglich ist, das so einzurichten, dass der Stern mindestens Millionen von Jahren lebt. Aber ich würde vermuten, dass, wenn es nur Sauerstoff oder Neon wäre, das weniger wie ein "dichter normaler Stern" wäre und eher wie eine "dünne Supernova", die schnell zusammenbrechen würde.

(NB-Moleküle, wie Methan oder O ₂ , sind in diesem Zusammenhang nicht von Bedeutung; bei Sterntemperaturen existieren keine chemischen Bindungen, es sind alles nur Atomkerne und Elektronen).