Zunächst gibt es in der Sonne viele Wasserstoffatome und Spurenelemente. Obwohl die Energie für den Wasserstoff nicht ausreicht, um im Kern zu fusionieren, rettete Quantentunneln den Tag und rief eine Proton-Proton-Kettenreaktion hervor, um einen Teil der Gesamtenergieabgabe der Sonne freizusetzen. Was ist mit dem Nebenprodukt Helium, das fast das Zehnfache der Temperatur erfordert, die erforderlich ist, um die Coulomb-Barriere richtig zu überwinden? Was genau passiert im Kern, wenn der Wasserstoff in etwa 5 Milliarden Jahren aufgebraucht ist?
Folgendes wird passieren.
Bei einem sogenannten Hauptreihenstern baut sich dieses Helium einfach im Stern auf, weil die Schwerkraft des Sterns es dort hält. Sobald der Wasserstoffvorrat erschöpft ist, drückt das Gewicht des gesamten Heliums auf den Kern und wenn der Druck stark genug ist, wird die Temperatur dort unten hoch genug, um die Heliumfusion zu aktivieren, und der Stern wechselt zu brennendem Helium und bleibt heiß. Reicht der Druck nicht aus, stoppt der Fusionsprozess und der Stern kühlt ab und schrumpft.
Gert
Benutzer6760
PM 2Ring
Andreas Steane