Verschmelzt ein Stern auf der Hauptreihe Helium mit Beryllium?

Verschmelzt ein Stern auf der Hauptreihe Helium mit Beryllium?

Sterne verschmelzen Helium nicht mit Beryllium, außer als sehr, sehr kurzer Zwischenschritt in Richtung Kohlenstoff. Die Helium-Helium-Fusion zu Beryllium ist endotherm: Sie verbraucht Energie. Erschwerend kommt hinzu, dass das resultierende Beryllium-8 eine extrem kurze Halbwertszeit hat, weniger als$10^{-16}$Sekunden. Helium wäre das Ende der Fusion in Sternen (und es gäbe uns nicht), wenn nicht ein Zufallstreffer wäre: Das durch Helium-Helium-Fusion gebildete Beryllium-8 hat fast genau die gleiche Energie wie ein angeregter Zustand von Kohlenstoff-12.

Dadurch wird die Wahrscheinlichkeit stark erhöht, dass sich ein dritter Helium-4-Kern mit einem kurzlebigen Beryllium-8-Kern zu Kohlenstoff-12 verbindet. Das ist stabil. Die nächste Stufe nach der Wasserstoffverbrennung ist daher die dreifache Heliumverbrennung (der dreifache Alpha-Prozess ), wobei Beryllium im Wesentlichen umgangen wird, außer als Vermittler.

Wenn der Stern mit Beryllium verschmilzt, befindet sich der Stern immer noch in der Hauptreihenphase und beginnt er zu diesem Zeitpunkt, in die Phase des roten Riesen zu wachsen, oder gibt es keine vorgegebene Regel dafür, wann er zu wachsen beginnt?

Ein Stern verlässt die Hauptreihe lange bevor er Helium zu fusionieren beginnt. Es verlässt die Hauptsequenz, wenn der Stern die Wasserstofffusion im Kern nicht mehr aufrechterhalten kann. Dies geschieht, wenn der Kern keinen Wasserstoff mehr enthält. An diesem Punkt ist das durch die Wasserstofffusion zurückgelassene Helium im Wesentlichen Asche. Die Wasserstofffusion findet am Rand des Kerns statt (Hüllenverbrennung), aber der wasserstoffarme Kern ist an dieser Stelle viel zu kalt, um Helium mit Kohlenstoff (nicht Beryllium) zu verschmelzen. So kollabiert es und wird allmählich heißer.

Der Stern beginnt, Helium mit Kohlenstoff (und auch Sauerstoff) zu verschmelzen, wenn die Masse des Post-Hauptreihensterns groß genug ist. An diesem Punkt kollabiert der Rote Riese und verhält sich fast wie ein Hauptreihenstern mit einem zweiten Leben. Dieses zweite Leben dauert jedoch nicht sehr lange.

Was definiert die Hauptreihe?

Hauptreihensterne sind durch Wasserstofffusion in ihren Kernen gekennzeichnet, entweder durch die Proton-Proton-Kette (für Sterne mit geringerer Masse) oder den CNO-Zyklus (für Sterne mit mehr als etwa dem 1,5-fachen der Sonnenmasse). Außerhalb des Kerns findet keine signifikante Fusion statt; Die äußeren Schichten sind am Strahlungs- oder Konvektionsenergietransport beteiligt, jedoch nicht an der Energieerzeugung. Wenn im Kern Wasserstofffusion stattfindet, sagen wir im Allgemeinen, dass sich immer noch ein Stern auf der Hauptreihe befindet.

Dies ändert sich bei Sternen, die sich außerhalb der Hauptreihe entwickeln. Einige massearme Rote Riesen können Wasserstoff über den CNO-Zyklus in einer Schicht außerhalb eines weitgehend nicht reaktiven Heliumkerns zu Helium fusionieren. dies wird als Schalenverbrennung bezeichnet . Bei massereicheren Sternen werden schwerere Elemente (z. B. Helium, Kohlenstoff usw.) im Inneren des Kerns verschmolzen, und das Brennen der Hülle setzt sich in den äußeren Schichten fort. In einem ziemlich massereichen Stern, der sich weit in der Post-Main-Sequence-Phase seines Lebens befindet, können Sie beispielsweise sehen, wie Sauerstoff, Neon, Kohlenstoff, Helium und Wasserstoff in aufeinanderfolgenden Schichten immer weiter vom Kern entfernt fusionieren.

Ein weit verbreiteter Irrglaube ist, dass ein Stern seinen gesamten Wasserstoff verbraucht, bevor er die Hauptreihe verlässt; das ist nicht wahr. Es verbraucht lediglich den größten Teil des Wasserstoffs in seinem Kern; In den äußeren Schichten ist noch reichlich vorhanden, was die Schalenfusion ermöglicht.

Evolution nach der Hauptsequenz

Betrachten wir Sterne von etwa einer Sonnenmasse. Wenn die Wasserstofffusion im (jetzt entarteten) Kern stoppt, verschwindet die Druckquelle, die den Stern im hydrostatischen Gleichgewicht hält. Die Wasserstoffverbrennung beginnt in einer Schale um den Kern. Nach einiger Zeit beginnt sich der Kern zusammenzuziehen, die äußere Hülle dehnt sich aus und der Stern soll sich auf dem Ast des Roten Riesen befinden. Schließlich steigen die Temperaturen bis zu dem Punkt, an dem der Triple-Alpha-Prozess stattfinden kann, und ein Heliumblitz tritt auf, der den Beginn des horizontalen Zweigs und der Heliumfusion über den Triple-Alpha-Prozess markiert. Das Brennen der Wasserstoffhülle geht weiter.

Wie Sie feststellen werden – und wie andere gesagt haben – verschmelzen Sterne während dieses Prozesses oder der Entwicklung nach der Hauptreihe im Allgemeinen nicht in nennenswertem Maße Helium mit Beryllium. Es ist endotherm; Der Triple-Alpha-Prozess ist exotherm.