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Beim Sauerstoffbrennen fusioniert entweder a) ein Sauerstoffkern mit einem Heliumkern zu [[Neon]] oder b) ein Sauerstoff[[Atomkern|kern]] <sup>16</sup>O mit einem zweiten zu verschiedenen neuen Kernen, darunter [[Schwefel]] (S), [[Phosphor]] (P), [[Silicium]] (Si) und [[Magnesium]] (Mg). Dabei werden zudem [[Gammastrahlung|Gammaquanten]] γ, [[Neutron]]en n, [[Wasserstoff]]kerne <sup>1</sup>H ([[Proton]]en) und [[Alphastrahlung|Alphateilchen]] ([[Helium]]kerne) <sup>4</sup>He frei:<ref name="Langer">{{cite web |last=Langer |first=N. |year=2012 |title=Nucleosynthesis |url= | Beim Sauerstoffbrennen fusioniert entweder a) ein Sauerstoffkern mit einem Heliumkern zu [[Neon]] oder b) ein Sauerstoff[[Atomkern|kern]] <sup>16</sup>O mit einem zweiten zu verschiedenen neuen Kernen, darunter [[Schwefel]] (S), [[Phosphor]] (P), [[Silicium]] (Si) und [[Magnesium]] (Mg). Dabei werden zudem [[Gammastrahlung|Gammaquanten]] γ, [[Neutron]]en n, [[Wasserstoff]]kerne <sup>1</sup>H ([[Proton]]en) und [[Alphastrahlung|Alphateilchen]] ([[Helium]]kerne) <sup>4</sup>He frei:<ref name="Langer">{{cite web |last=Langer |first=N. |year=2012 |title=Nucleosynthesis |url=https://astro.uni-bonn.de/~nlanger/siu_web/teach_nuc.html |type=lectures |location=Bonn University| accessdate=2013-10-19}}</ref> | ||
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<ref name="Clayton">Clayton, Donald: ''Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis'', (1983) {{bibcode|1983psen.book.....C}}.</ref> | <ref name="Clayton">Clayton, Donald: ''Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis'', (1983) {{bibcode|1983psen.book.....C}}.</ref> | ||
Während des vorangegangenen [[Neonbrennen]]s bildete sich ein inaktiver Kern aus Sauerstoff und Magnesium im Zentralbereich des Sterns. In Ermangelung weiteren Brennstoffs kommt das Neonbrennen zum Erliegen. Der [[Strahlungsdruck]] reicht nun nicht mehr aus, um der [[Gravitation]] der eigenen Masse entgegenzuwirken, und der Kern wird weiter zusammengedrückt. Dies bewirkt einen neuerlichen Temperatur- und Dichteanstieg, bis die Entzündungstemperatur für das Sauerstoffbrennen erreicht ist und sich der Stern wieder stabilisiert. Um den Kern setzt im so genannten [[Schalenbrennen]] wieder das | Während des vorangegangenen [[Neonbrennen]]s bildete sich ein inaktiver Kern aus Sauerstoff und Magnesium im Zentralbereich des Sterns. In Ermangelung weiteren Brennstoffs kommt das Neonbrennen zum Erliegen. Der [[Strahlungsdruck]] reicht nun nicht mehr aus, um der [[Gravitation]] der eigenen Masse entgegenzuwirken, und der Kern wird weiter zusammengedrückt. Dies bewirkt einen neuerlichen Temperatur- und Dichteanstieg, bis die Entzündungstemperatur für das Sauerstoffbrennen erreicht ist und sich der Stern wieder stabilisiert. Um den Kern setzt im so genannten [[Schalenbrennen]] wieder das Neonbrennen ein; nach außen folgen Schalen mit [[Kohlenstoffbrennen|Kohlenstoff]]-, [[Drei-Alpha-Prozess|Helium]]- und [[Wasserstoffbrennen]]. | ||
Das Sauerstoffbrennen währt nur wenige Jahre (im Artikel [[Stern]] findet sich eine exemplarische Zeitskala für die Dauer der einzelnen Brennphasen). Während dieser Zeit reichert sich der Kern mit Silicium an, bis der Sauerstoff verbraucht ist. Danach kühlt der Kern erneut ab und wird durch die Gravitation komprimiert, bis das letzte Brennstadium einsetzt, das [[Siliciumbrennen]]. | Das Sauerstoffbrennen währt nur wenige Jahre (im Artikel [[Stern]] findet sich eine exemplarische Zeitskala für die Dauer der einzelnen Brennphasen). Während dieser Zeit reichert sich der Kern mit Silicium an, bis der Sauerstoff verbraucht ist. Danach kühlt der Kern erneut ab und wird durch die Gravitation komprimiert, bis das letzte Brennstadium einsetzt, das [[Siliciumbrennen]]. | ||
Als Sauerstoffbrennen bezeichnet man eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen im Inneren massereicher Sterne mit einer Ausgangsmasse von mindestens acht Sonnenmassen, bei denen durch Umwandlung von Sauerstoff Energie freigesetzt wird. Es setzt ein, nachdem die leichteren Elemente durch andere Fusionsprozesse verbraucht wurden. Voraussetzung für das Sauerstoffbrennen sind hohe Temperaturen von mindestens 1,5·109 Kelvin und hohe Dichten von mindestens 1010 kg/m3.
Beim Sauerstoffbrennen fusioniert entweder a) ein Sauerstoffkern mit einem Heliumkern zu Neon oder b) ein Sauerstoffkern 16O mit einem zweiten zu verschiedenen neuen Kernen, darunter Schwefel (S), Phosphor (P), Silicium (Si) und Magnesium (Mg). Dabei werden zudem Gammaquanten γ, Neutronen n, Wasserstoffkerne 1H (Protonen) und Alphateilchen (Heliumkerne) 4He frei:[1]
a)
| 16O + 4He | → 20Ne + γ |
Diese Ne-Kerne werden jedoch im Rahmen des Neonbrennens meistens wieder gespalten.
b)
| 16O + 16O | → 32S + γ |
| 16O + 16O | → 31S + n |
| 16O + 16O | → 31P + 1H |
| 16O + 16O | → 28Si + 4He |
| 16O + 16O | → 24Mg + 2 4He |
Während des vorangegangenen Neonbrennens bildete sich ein inaktiver Kern aus Sauerstoff und Magnesium im Zentralbereich des Sterns. In Ermangelung weiteren Brennstoffs kommt das Neonbrennen zum Erliegen. Der Strahlungsdruck reicht nun nicht mehr aus, um der Gravitation der eigenen Masse entgegenzuwirken, und der Kern wird weiter zusammengedrückt. Dies bewirkt einen neuerlichen Temperatur- und Dichteanstieg, bis die Entzündungstemperatur für das Sauerstoffbrennen erreicht ist und sich der Stern wieder stabilisiert. Um den Kern setzt im so genannten Schalenbrennen wieder das Neonbrennen ein; nach außen folgen Schalen mit Kohlenstoff-, Helium- und Wasserstoffbrennen.
Das Sauerstoffbrennen währt nur wenige Jahre (im Artikel Stern findet sich eine exemplarische Zeitskala für die Dauer der einzelnen Brennphasen). Während dieser Zeit reichert sich der Kern mit Silicium an, bis der Sauerstoff verbraucht ist. Danach kühlt der Kern erneut ab und wird durch die Gravitation komprimiert, bis das letzte Brennstadium einsetzt, das Siliciumbrennen.