|
Natürlich kann diese Kontraktion aber nicht ewig so weitergehen. In der Realität ist spätestens bei etwa 10 Millionen K Schluß damit: ab diesem Punkt zündet im Zentrum des Sterns die nukleare Fusion. Dies ist die ergiebigste Energiequelle des Sterns, und sie hält die Kontraktion für den Rest seines "Lebens" auf.
Die erste Fusionsreaktion verwendet das Material, von dem der Stern reichlich hat: Wasserstoff. Bei 10 Millionen K schießen die Wasserstoffkerne, die längst keine Elektronen mehr haben, im Zentrum mit einer solchen Geschwindigkeit umher, daß sie schließlich bei ihren Zusammenstößen die elektrischen Abstoßungskräfte überwinden und sich zu einem Heliumkern verbinden. Dieser Heliumkern hat aber weniger Masse als die zu seiner Bildung notwendigen vier Wasserstoffkerne. Die fehlende Masse wird beim Zusammenstoß in reine Energie umgewandelt. Die entstehende Energiemenge läßt sich mit Hilfe der Einsteinschen Gleichung der Äquivalenz von Energie und Masse berechnen: E=mc2, woraus hervorgeht, daß selbst eine sehr kleine Masse einem sehr hohen Energiebetrag entspricht.
Ein einziges Gramm Wasserstoff erzeugt bei einer Fusion zu Helium (bei der ja bei weitem nicht die gesamte Masse in Energie umgewandelt wird, sondern bloß etwa 1%) 200.000 Kilowattstunden Energie. Unsere Sonne verbrennt in einer einzigen Sekunde aber nicht bloß ein paar Gramm oder Kilogramm, sondern 500 Millionen Tonnen Wasserstoff. Dadurch verliert sie pro Sekunde etwa 5 Millionen Tonnen an Masse.
Hier soll gleich ausdrücklich festgehalten sein, daß nicht die Reaktion im Sternzentrum die Abstrahlung an der Oberfläche bestimmt, sondern daß es sich vielmehr umgekehrt verhält. Könnte man bei einem Stern alle Energieverluste durch Strahlung zurückhalten, so würde die Fusion in seinem Inneren erlöschen.
Verblüffend ist, in welchem Ausmaß die Energiegewinnungsrate des Sterns von seiner Innentemperatur abhängt. Bei der ersten Reaktion, bei der Wasserstoffkerne zu Helium verschmelzen, ist sie bei einem massearmen Stern (also unter 1,5 Sonnenmassen) in er sechsten Potenz von der Temperatur abhängig. Steigt die Temperatur um den Faktor zehn, so erhöht sich die Energieerzeugung um den Faktor einer Million. Bei nachfolgenden Reaktionen, die bei höheren Temperaturen auftreten, liegt das Verhältnis sogar bei der 30. oder 40. Potenz. Würde sich bei so einem Stern die Temperatur um bescheidene 50% erhöhen, wäre die Energiegewinnungsrate volle 11 Millionen mal so hoch. Die genauen Potenzen der Abhängigkeit von Energieerzeugungsrate und Innentemperatur sind in der nachfolgenden Tabelle aufgelistet.
Natürlich wird der Stern aber nicht ewig den gleichen Fusionsprozeß zur Energiegewinnung benutzen. Er wird vielmehr zu immer schwereren Molekülen als Ausgangsmaterialien übergehen, die er vorher selbst erzeugt hat. Schon bei der ersten Stufe, der Verbrennung von Wasserstoff zu Helium, gibt es zwei verschiedene Möglichkeiten: zum einen die sogenannte pp-Kette (Proton-Proton-Kette), welche Sterne unter 1,5 Sonnenmassen einsetzen, zum anderen die CNO-Kette, welche in Sternen über 1,5 Sonnenmassen vorkommt. Ist schließlich ein Großteil des Wasserstoffs aufgebraucht, so liegt die Temperatur ungefähr bei 200 Millionen K, und die nächste Reaktion setzt ein. Nun wird Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff verbrannt. Jeder Reaktion kann man einen bestimmten Temperaturbereich zuordnen. Die folgende Tabelle gibt einen Überblick.
Fusionsprozeß Potenz der Abhängigkeit Temperatur bei Beginn
Wasserstoff-Brennen pp-Kette 6 10 Millionen K
Wasserst.-Brennen CNO-Kette 15 30 Millionen K
Helium-Brennen 30 200 Millionen K
Kohlenstoff-Brennen 27 600 Millionen K
spätere Brennphasen 30-40 über 1000 Millionen K
Ganz gleich, in welcher Brennphase sich der Stern gerade befindet, er ist immer im Gleichgewicht. Er kontrahiert weder noch expandiert er, alle abgestrahlte Energie wird durch Kernfusion nachgeliefert. Während einer Brennphase bleiben auch Größe und Helligkeit praktisch konstant, der Stern befindet sich auch in einem thermischen Gleichgewicht. Seine Innentemperatur und damit auch seine Oberflächentemperatur bleiben gleicht, nur seine Masse nimmt kaum merklich ab.
|
