Was ist Kohlenstoffverbrennung?
Der Kohlenstoffverbrennungsprozess ist eine Kernreaktion, die im Kern massereicher Sterne unter enormen Temperatur- und Druckbedingungen abläuft. Kohlenstoffverbrennung beginnt erst gegen Ende des Lebens eines Sterns. Damit ein Stern irgendwann genug Druck in seinem Kern aufbauen kann, um die Kohlenstoffverbrennung auszulösen, muss er bei seiner Geburt mindestens vier Sonnenmassen enthalten. Das Verbrennen von Kohlenstoff beginnt erst, nachdem große Teile des Wasserstoffs und des Heliums des Sterns verbrannt wurden.
Das am häufigsten vorkommende Element im Universum ist Wasserstoff. So beginnen die meisten Sterne ihre Lebenszeit, die hauptsächlich aus Wasserstoff besteht. Während sich die Kernfusion im Kern eines jungen Sterns entzündet, beginnt der Wasserstoff langsam abzubrennen, und seine Atomkerne verschmelzen durch die pp-Kette - in Sternen die Masse der Sonne oder weniger - oder den CNO-Zyklus - in massereicheren Sternen zu Helium . Dies ist die Kernreaktion, die die Wärme und das Licht der Sonne erzeugt, die wir sehen, wenn wir jeden Tag nach draußen treten.
Abhängig von der Größe des Sterns verbrennt er seinen Kernbrennstoff unterschiedlich schnell. Massereichere Sterne haben dichtere und heißere Zentren und verbrennen ihren Brennstoff schneller. Einige der größten Sterne verbrauchen den größten Teil ihres Wasserstoffbrennstoffs innerhalb weniger Millionen Jahre, während die Sonne voraussichtlich 4,5 Milliarden Jahre lang Wasserstoff verschmelzen wird und die leichtesten Sterne eine Billion Jahre lang Wasserstoff verschmelzen werden. Während sich die Helium- "Asche" aufbaut, erreicht sie schließlich die kritische Dichte, um eine Heliumzündung zu verursachen. Die Nebenprodukte der Heliumverbrennung sind Kohlenstoff und Sauerstoff.
Während sich im Kern des Sterns über Jahrmillionen hinweg Kohlenstoff und Sauerstoff beim Verbrennen von Helium ansammeln, wird schließlich ein großer Prozentsatz des Heliums verbraucht und der Kern des Sterns kühlt sich ab, ohne dass mehr Atomkraft erzeugt werden kann. Diese Abkühlung bewirkt, dass sich der Kern zusammenzieht, was die Dichte und den Druck weiter erhöht. In Sternen oberhalb von etwa vier Sonnenmassen wird die notwendige Temperatur und Dichte für die Kohlenstoffverbrennung erreicht. Dadurch erwärmt sich der Kern des Sterns und es wird ein roter Überriese.
Kohlenstoffverbrennung ist einer der Hauptgründe, warum es im Universum Elemente gibt, die schwerer als Kohlenstoff sind. Die Hauptreaktion besteht aus mehreren Komponenten. In einem verschmelzen zwei Kohlenstoffkerne zu einem Neonatom und einem Heliumatom. Letztendlich zerfallen diese in Natrium und Wasserstoff, dann in Magnesium und ein freies Neutron. Da alle Kernprozesse gleichzeitig im Kern des Sterns ablaufen, entstehen große Mengen an Neon, Sauerstoff und Magnesium. Der gesamte Kohlenstoffverbrennungsprozess dauert nur etwa 1000 Jahre.
Wenn der Stern zwischen vier und acht solare Materialmassen hat, wird er seine äußere Schicht ausstoßen, wenn der Kohlenstoff ausbrennt, wodurch ein planetarischer Nebel entsteht und ein Kern aus weißen Zwergen zurückbleibt. Wenn es mehr als acht Sonnenmassen hat, wird es schließlich das Neonbrennen einleiten, die nächste Stufe in der Entwicklung massereicher Sterne.