Quelltext der Seite Hot Bottom Burning

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'''Hot Bottom Burning''' oder auch '''Envelope Burning'''<ref>{{Literatur |Autor=D. A. Garcia-Hernandez, O. Zamora, A. Yagüe, S. Uttenthaler, A. I. Karakas, M. Lugaro, P. Ventura, D. L. Lambert |Titel=Hot bottom burning and s-process nucleosynthesis in massive AGB stars at the beginning of the thermally-pulsing phase |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1306.2134v1}}</ref> ist eine Phase bei Sternen auf dem [[AGB-Stern|asymptotischen Riesenast]], bei der die äußere [[Sonne #Strahlungszone und Konvektionszone|Konvektionszone]] bis in die kernnahe [[Schalenaufbau|Schale]] mit aktiven [[Kernfusion]]en reicht. In der Folge werden [[Chemisches Element|Elemente]] in die [[Sternatmosphäre|Atmosphäre]] der Sterne transportiert, die dort ansonsten in [[Roter Riese|Roten Riesen]] nicht anzutreffen sind.

Der Energietransport in Sternen erfolgt entweder über [[Konvektion]] oder über [[Strahlungstransport]]. Da Konvektion normalerweise nur im Kern oder nur in der äußeren Atmosphäre auftritt, werden die bei den [[Kernreaktion]]en im Inneren erzeugen Elemente standardmäßig ''nicht'' in die [[Photosphäre]] transportiert und sind damit ''nicht'' durch [[Spektroskopie]] analysierbar.

In späteren [[Sternentwicklung|Entwicklungsstadien]] von Sternen mittlerer Masse entwickeln sich Schalen um den Kern, in denen [[Wasserstoffbrennen|Wasserstoff-]] beziehungsweise [[Heliumbrennen]] stattfindet. Dabei reicht bei Sternen auf dem asymptotischen Riesenast die Zone, in der der Energietransport überwiegend durch Konvektion stattfindet, temporär von der Photosphäre bis in thermonuklear aktive Schalen.<ref>{{Literatur |Autor=Marcella Di Criscienzo, Flavia Dell'Agli, Paolo Ventura, Raffaella Schneider, Rosa Valiante, Fabio La Franca, Corinne Rossi, Simona Gallerani, Roberto Maiolino |Titel=Dust formation in the winds of AGBs: the contribution at low metallicities |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1304.7120v1}}</ref> Dadurch wird z.&nbsp;B. frisch synthetisiertes [[Lithium]] in die Atmosphäre von Roten Riesen transportiert. Atmosphärisches Lithium ist normalerweise ein Anzeichen für ein geringes [[Lithium Depletion Boundary Technique|Alter]] von Sternen, da Lithium bereits bei Temperaturen unterhalb der Schwelle des Wasserstoffbrennens und damit vor Erreichen der [[Hauptreihe]] durch [[thermonukleare Reaktion]]en zerstört wird<ref>{{Literatur |Autor=Stefan Uttenthaler et al. |Titel=Lithium destruction and production observed in red giant stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1206.2759v1}}</ref>.

Das Hot Bottom Burning ist nicht die einzige Phase, in der im Stern selbst synthetisiertes Material in die Photosphäre transportiert wird. Reicht die Konvektionszone bis in eine inzwischen erloschene Schale eines Roten Riesen, so wird dies als ''Dredge Up'' (d.&nbsp;h. Ausbaggerung) bezeichnet. Der spektroskopische Nachweis von [[Technetium]] in Roten Riesen, dessen stabilstes [[Isotop]] mit 4&nbsp;Mio. Jahren [[Halbwertszeit]] zerfällt, wird meistens mit dem dritten Dredge Up in Verbindung gebracht. Die Unterscheidung hängt stark von den verwendeten Parametern in Sternmodellen wie dem ''Convective Overshooting'' ab.<ref>{{Literatur |Autor=Paola Marigo, Alessandro Bressan, Ambra Nanni, Leo Girardi, Maria Letizia Pumo |Titel=Evolution of Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars&nbsp;I. The COLIBRI Code |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1305.4485v1}}</ref>

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Stellarphysik]]

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