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Siliciumbrennen Als bezeichnet man in der Astrophysik eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen im Inneren schwerer Sterne m

Siliciumbrennen

Als Siliciumbrennen bezeichnet man in der Astrophysik eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen im Inneren schwerer Sterne mit einer Ausgangsmasse von mindestens elf Sonnenmassen, bei denen durch die Umwandlung des Ausgangsstoffes Silicium Energie freigesetzt wird. Das Siliciumbrennen dauert typischerweise nur wenige Wochen, es folgt auf das Sauerstoffbrennen. Das Siliciumbrennen ist der letzte Fusionsschritt für Sterne, die den nuklearen Brennstoff, der sie in ihrer langen Lebenszeit auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms mit Energie versorgt hat, aufgebraucht haben.

Das Siliciumbrennen beginnt, nachdem die Kerntemperatur durch Kontraktion auf 2,7·109  – 3,5·109  Kelvin gestiegen ist. Die exakte Temperatur ist massenabhängig, die Dichte beträgt mindestens 3·1010 kg/m³. Nach Ende des Siliciumbrennens sind keine weiteren Fusionsreaktionen mehr möglich. Das führt dazu, dass sich im Kern des Sterns immer mehr Fusionsprodukte (Eisen) anreichern und dieser beim Erreichen der Chandrasekhar-Grenze von ungefähr 1,26 Sonnenmassen endgültig kollabiert, was eine Kernkollaps-Supernova auslöst.

Reaktionen Bearbeiten

Nach Ende des Sauerstoffbrennens besteht der Kern des Sterns vor allem aus Silicium und Schwefel. Falls der Stern eine ausreichend große Masse hat, kontrahiert er, bis seine Kerntemperatur im Bereich von 2,8–4,1 GK liegt.

Die direkte Fusion zweier Silicium-Atomkerne ist wegen der hohen Coulombbarriere nicht möglich. Stattdessen ermöglicht die Photodesintegration ein komplexes Reaktionsnetzwerk aus mehr als 100 einzelnen Kernreaktionen. Dabei werden aus Silicium und anderen Elementen einzelne Kernbestandteile herausgelöst; diese sind entweder einzelne Protonen, Neutronen oder ganze Alphateilchen. Zwar entspricht eine Temperatur von 4 GK nur einer durchschnittlichen Energie von 344 keV, also zu wenig im Vergleich zu den für Kernspaltungen erforderlichen mehreren MeV, doch folgen die Photonen einer Planck-Verteilung, in deren hochenergetischem Schwanz sich bei diesen Temperaturen genügend Photonen befinden, um die Photodesintegration schnell genug ablaufen zu lassen.

Während des Siliciumbrennens fangen Atomkerne die durch Photodesintegration freigesetzten Protonen, Neutronen oder Alpha-Teilchen ein. Dabei entstehen über beispielsweise folgende Reaktionskette sukzessive schwere Kerne mit einer Massenzahl A=50-65:

Aufgrund der hohen Temperaturen läuft die Anlagerung von Protonen und Neutronen ausreichend schnell ab, sodass, trotz der Photodesintegration der leichteren Kerne, auch schwere Kerne entstehen können. Da diese schweren Kerne eine höhere Bindungsenergie pro Nukleon haben, sind im stellaren Kern nicht genügend Photonen mit hoher Energie vorhanden, um sie sofort wieder spalten zu können. Netto werden dadurch mehr schwere Elemente gebildet als zerstört. Während des Siliciumbrennens entstehen große Mengen an Nickel-56, da dieses die höchste Bindungsenergie aller Kerne mit gleicher Anzahl an Protonen wie Neutronen hat. Da Nickel-56 radioaktiv ist, zerfällt es per zweimaligem Beta-Plus-Zerfall zum stabilen Kern Eisen-56 (mit der dritthöchsten Bindungsenergie pro Nukleon); Zink-60 zerfällt auf gleichem Wege zum stabilen Nickel-60, das die höchste Bindungsenergie pro Nukleon aufweist. Nach Ende des Siliciumbrennens ist daher keine Energiefreisetzung durch Kernfusion mehr möglich. Zusammengefasst ist der Hauptmechanismus des Siliciumbrennens daher:

28Si + 28Si → 56Ni + γ  
56Ni → 56Co + e+ + νe (β+-Zerfall)
56Co → 56Fe + e+ + νe. (β+-Zerfall)

Siehe auch Bearbeiten

Weblinks Bearbeiten

Einzelnachweise Bearbeiten

  1. Christian Iliadis: Nuclear Physics of Stars. 2. Auflage. Wiley-VCH, Weinheim 2015, ISBN 978-3-527-33648-7, S. 23 (englisch).
  2. S. Woosley, T. Janka: The physics of core collapse supernovae. In: Nature Physics. Band 1, 2006, S. 147–154, doi:10.1038/nphys172, arxiv:astro-ph/0601261, bibcode:2005NatPh...1..147W.
  3. Donald D. Clayton: Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press, 1983, ISBN 0-226-10953-4, S. 519–524.
  4. S. E. Woosley, W. D. Arnett, D. D. Clayton: Hydrostatic oxygen burning in stars II. oxygen burning at balanced power. In: Astrophys. J. 175, 1972, S. 731.
  5. ↑ Christian Iliadis: Nuclear Physics of Stars. 2. Auflage. Wiley-VCH, Weinheim 2015, ISBN 978-3-527-33648-7, S. 420–432 (englisch).
  6. Christian Iliadis: Nuclear Physics of Stars. 2. Auflage. Wiley-VCH, Weinheim 2015, ISBN 978-3-527-33648-7, S. 142–143 (englisch).
  7. Donald D. Clayton: Principles of stellar evolution and nucleosynthesis. University of Chicago Press, 1983, Chapter 7.
  8. ↑ Christian Iliadis: Nuclear Physics of Stars. 2. Auflage. Wiley-VCH, Weinheim 2015, ISBN 978-3-527-33648-7, S. 33–34 (englisch).
  9. Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner: Fundamental Astronomy. 5. Auflage. Springer, Berlin/ Heidelberg/ New York 2007, ISBN 978-3-540-34143-7, 10.3 Stellar Energy Sources, S. 237 (englisch, finnisch: Tähtitieteen perusteet. Helsinki 2003.).
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Veröffentlichungsdatum:
Als Siliciumbrennen bezeichnet man in der Astrophysik eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen im Inneren schwerer Sterne mit einer Ausgangsmasse von mindestens elf Sonnenmassen 1 bei denen durch die Umwandlung des Ausgangsstoffes Silicium Energie freigesetzt wird Das Siliciumbrennen dauert typischerweise nur wenige Wochen 2 es folgt auf das Sauerstoffbrennen Das Siliciumbrennen ist der letzte Fusionsschritt fur Sterne die den nuklearen Brennstoff der sie in ihrer langen Lebenszeit auf der Hauptreihe des Hertzsprung Russell Diagramms mit Energie versorgt hat aufgebraucht haben Das Siliciumbrennen beginnt nachdem die Kerntemperatur durch Kontraktion auf 2 7 109 3 5 109 Kelvin gestiegen ist Die exakte Temperatur ist massenabhangig die Dichte betragt mindestens 3 1010 kg m Nach Ende des Siliciumbrennens sind keine weiteren Fusionsreaktionen mehr moglich Das fuhrt dazu dass sich im Kern des Sterns immer mehr Fusionsprodukte Eisen anreichern und dieser beim Erreichen der Chandrasekhar Grenze von ungefahr 1 26 Sonnenmassen endgultig kollabiert was eine Kernkollaps Supernova auslost Inhaltsverzeichnis 1 Reaktionen 2 Siehe auch 3 Weblinks 4 EinzelnachweiseReaktionen BearbeitenNach Ende des Sauerstoffbrennens besteht der Kern des Sterns vor allem aus Silicium und Schwefel 3 4 Falls der Stern eine ausreichend grosse Masse hat kontrahiert er bis seine Kerntemperatur im Bereich von 2 8 4 1 GK 5 liegt Die direkte Fusion zweier Silicium Atomkerne ist wegen der hohen Coulombbarriere nicht moglich Stattdessen ermoglicht die Photodesintegration ein komplexes Reaktionsnetzwerk aus mehr als 100 einzelnen Kernreaktionen Dabei werden aus Silicium und anderen Elementen einzelne Kernbestandteile herausgelost diese sind entweder einzelne Protonen Neutronen oder ganze Alphateilchen 5 Zwar entspricht eine Temperatur von 4 GK nur einer durchschnittlichen Energie von 344 keV also zu wenig im Vergleich zu den fur Kernspaltungen erforderlichen mehreren MeV doch folgen die Photonen einer Planck Verteilung in deren hochenergetischem Schwanz sich bei diesen Temperaturen genugend Photonen befinden um die Photodesintegration schnell genug ablaufen zu lassen 6 Wahrend des Siliciumbrennens fangen Atomkerne die durch Photodesintegration freigesetzten Protonen Neutronen oder Alpha Teilchen ein 7 Dabei entstehen uber beispielsweise folgende Reaktionskette sukzessive schwere Kerne mit einer Massenzahl A 50 65 14 28 S i 2 4 H e 16 32 S displaystyle 14 28 mathrm Si 2 4 mathrm He rightarrow 16 32 mathrm S nbsp 16 32 S 2 4 H e 18 36 A r displaystyle 16 32 mathrm S 2 4 mathrm He rightarrow 18 36 mathrm Ar nbsp 18 36 A r 2 4 H e 20 40 C a displaystyle 18 36 mathrm Ar 2 4 mathrm He rightarrow 20 40 mathrm Ca nbsp 20 40 C a 2 4 H e 22 44 T i displaystyle 20 40 mathrm Ca 2 4 mathrm He rightarrow 22 44 mathrm Ti nbsp 22 44 T i 2 4 H e 24 48 C r displaystyle 22 44 mathrm Ti 2 4 mathrm He rightarrow 24 48 mathrm Cr nbsp 24 48 C r 2 4 H e 26 52 F e displaystyle 24 48 mathrm Cr 2 4 mathrm He 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Nukleon 8 Zink 60 zerfallt auf gleichem Wege zum stabilen Nickel 60 das die hochste Bindungsenergie pro Nukleon aufweist Nach Ende des Siliciumbrennens ist daher keine Energiefreisetzung durch Kernfusion mehr moglich Zusammengefasst ist der Hauptmechanismus des Siliciumbrennens daher 9 28Si 28Si 56Ni g 56Ni 56Co e ne b Zerfall 56Co 56Fe e ne b Zerfall Siehe auch BearbeitenSchalenbrennenWeblinks BearbeitenArthur Holland Mark Williams Stellar Evolution The Life and Death of Our Luminous Neighbors University of Michigan Ian Short The Evolution and Death of Stars Origin of Heavy Elements Tufts University G Hermann Chapter 21 Stellar Explosions W D Arnett Advanced evolution of massive stars VII Silicon burning In Astrophysical Journal Supplement Series vol 35 Oct 1977 S 145 159 bibcode 1977ApJS 35 145AEinzelnachweise Bearbeiten Christian Iliadis Nuclear Physics of Stars 2 Auflage Wiley VCH Weinheim 2015 ISBN 978 3 527 33648 7 S 23 englisch S Woosley T Janka The physics of core collapse supernovae In Nature Physics Band 1 2006 S 147 154 doi 10 1038 nphys172 arxiv astro ph 0601261 bibcode 2005NatPh 1 147W Donald D Clayton Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis University of Chicago Press 1983 ISBN 0 226 10953 4 S 519 524 S E Woosley W D Arnett D D Clayton Hydrostatic oxygen burning in stars II oxygen burning at balanced power In Astrophys J 175 1972 S 731 a b Christian Iliadis Nuclear Physics of Stars 2 Auflage Wiley VCH Weinheim 2015 ISBN 978 3 527 33648 7 S 420 432 englisch Christian Iliadis Nuclear Physics of Stars 2 Auflage Wiley VCH Weinheim 2015 ISBN 978 3 527 33648 7 S 142 143 englisch Donald D Clayton Principles of stellar evolution and nucleosynthesis University of Chicago Press 1983 Chapter 7 a b Christian Iliadis Nuclear Physics of Stars 2 Auflage Wiley VCH Weinheim 2015 ISBN 978 3 527 33648 7 S 33 34 englisch Hannu Karttunen Pekka Kroger Heikki Oja Markku Poutanen Karl Johan Donner Fundamental Astronomy 5 Auflage Springer Berlin Heidelberg New York 2007 ISBN 978 3 540 34143 7 10 3 Stellar Energy Sources S 237 englisch finnisch Tahtitieteen perusteet Helsinki 2003 Stellare Nukleosynthese Wasserstoffbrennen Heliumbrennen Kohlenstoffbrennen Neonbrennen Sauerstoffbrennen Siliciumbrennen Abgerufen von https de wikipedia org w index php title Siliciumbrennen amp oldid 238880605