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Das '''Kohlenstoffbrennen''' ist eine Gruppe von [[Kernfusion]]sreaktionen, durch die in massereichen [[Stern]]en mit einer Ausgangs[[Masse (Physik)|masse]] von mindestens neun [[Sonnenmasse]]n [[Energie]] freigesetzt wird.<ref name=Iliadis22>{{Literatur | |||
Das '''Kohlenstoffbrennen''' ist eine [[Kernfusion]] | | Autor=Christian Iliadis | ||
| Titel=Nuclear Physics of Stars | |||
| Auflage= 2 | |||
| Verlag= Wiley-VCH | |||
| Ort= Weinheim | |||
| Datum= 2015 | |||
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| Seiten=22 | |||
| ISBN=978-3-527-33648-7 }}</ref> | |||
Dabei werden zwei [[Kohlenstoff]]kerne fusioniert. Sie tritt ein, nachdem die Fusion leichterer [[Chemisches Element|Elemente]] zum Erliegen gekommen ist. Der irreführende Begriff ''Kohlenstoffbrennen'' ist historisch bedingt und hat dabei nichts mit einer chemischen [[Verbrennung (Chemie)|Verbrennung]] zu tun. | |||
Das Kohlenstoffbrennen setzt hohe [[Temperatur]]en von | Das Kohlenstoffbrennen setzt hohe [[Temperatur]]en von 6·10<sup>8</sup> [[Kelvin]] – 10·10<sup>8</sup> Kelvin und [[Dichte]]n von über 10<sup>5</sup> g/cm³ voraus.<ref name=Iliadis_C_Burning>{{Literatur | ||
| Autor=Christian Iliadis | |||
| Titel=Nuclear Physics of Stars | |||
| Auflage= 2 | |||
| Verlag= Wiley-VCH | |||
| Ort= Weinheim | |||
| Datum= 2015 | |||
| Sprache=en | |||
| Seiten=400–407 | |||
| Kapitel = 5.3.1 Carbon Burning | |||
| ISBN=978-3-527-33648-7 }}</ref> | |||
Der Energieumsatz ist dabei [[Proportionalität|proportional]] zur 28. [[Potenz (Mathematik)|Potenz]] der Temperatur.<ref name=Iliadis_C_Burning/> Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5 % eine Steigerung auf 373 % bei der Energiefreisetzung.<!-- Norbert Langer: Leben und Sterben der Sterne. C.H. Beck, München 1995. --> | |||
<!--weiter Verwendbar? eigentlich teil des Heliumbrennens | |||
== Erster Fusionstyp == | == Erster Fusionstyp == | ||
Die erste Möglichkeit einer Fusion besteht darin, dass sich Kohlenstoff <sup>12</sup>C mit [[Helium]] <sup>4</sup>He verbindet. | Die erste Möglichkeit einer Fusion besteht darin, dass sich Kohlenstoff <sup>12</sup>C mit [[Helium]] <sup>4</sup>He verbindet. | ||
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== Ablauf == | |||
<!-- interessant wäre die Zeitskala für den Übergang von He- zu C-Brennen --> | |||
Das Kohlenstoffbrennen setzt ein, wenn im Kern des Sternes das [[Heliumbrennen]] erloschen ist. Der inaktive, hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehende Kern kontrahiert daraufhin durch die [[Gravitation]]skraft, was einen Temperatur- und Dichteanstieg bewirkt, bis schließlich die Zündungstemperatur für das Kohlenstoffbrennen erreicht ist. Durch den daraufhin erzeugten [[Strahlungsdruck]] stabilisiert sich der Kern, und seine weitere Kompression wird gestoppt. Die Fusion zweier Kohlenstoffkerne kann verschiedene Kerne erzeugen: | |||
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Für die beiden als ''endotherm'' gekennzeichneten Reaktionen muss Energie aufgewendet werden, d. h., sie liefern dem Stern keine Energie.<!-- http://www.astro.rub.de/huette/astronomie1_v2/sieben_v2-Dateien/v3_document.htm --> Die zweite Reaktion, bei der [[Magnesium]] <sup>23</sup>Mg und ein [[Neutron]] n entstehen, ist einer der wenigen Fusionsprozesse im Laufe der Sternentwicklung, bei denen überhaupt Neutronen frei werden.<!-- http://www.mpe.mpg.de/~ghasinger/Vorlesung-TUM/WZNSSL/II-Sternentwicklung.pdf --> | Für die beiden als ''endotherm'' gekennzeichneten Reaktionen muss Energie aufgewendet werden, d. h., sie liefern dem Stern keine Energie.<!-- http://www.astro.rub.de/huette/astronomie1_v2/sieben_v2-Dateien/v3_document.htm --> Die freigesetzten leichten Teilchen ([[Proton]]en, [[Alphastrahlung|Alphateilchen]] etc.) verursachen eine große Anzahl an Sekundärreaktionen sowohl mit den Produkten des Kohlenstoffbrennens, als auch mit <sup>12</sup>C- und <sup>16</sup>O-Kernen. Im Mittel wird somit pro Fusion zweier <sup>12</sup>C-Kerne 10 [[Elektronenvolt|MeV]] an Energie freigesetzt.<ref name=Iliadis_C_Burning/> Die zweite Reaktion, bei der [[Magnesium]] <sup>23</sup>Mg und ein [[Neutron]] n entstehen, ist einer der wenigen Fusionsprozesse im Laufe der Sternentwicklung, bei denen überhaupt Neutronen frei werden.<!-- http://www.mpe.mpg.de/~ghasinger/Vorlesung-TUM/WZNSSL/II-Sternentwicklung.pdf --> | ||
<!--- Zusammenhang mit dem Schalenbrennen recht komplex, | |||
<!-- | Durch die Temperaturerhöhung im Inneren des Sterns kann in einer Schale um den Kernbereich wieder das Heliumbrennen einsetzen, als so genanntes [[Schalenbrennen]]. Der starke Anstieg bei der Energiefreisetzung durch Kernfusion bewirkt ein Aufblähen des Sterns zum [[Roter Riese|roten Riesenstern]]. | ||
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Während des Kohlenstoffbrennens reichert sich der Kernbereich mit den Reaktionsprodukten Sauerstoff, [[Magnesium]] (Mg) und [[Neon]] (Ne) an, bis nach einigen tausend Jahren <!-- engl.: "etwa 1000 Jahre", aber vgl. Tabelle in Artikel [[Stern]] --> der Kohlenstoff aufgebraucht ist und die Fusionsreaktion zum Erliegen kommt. Danach kühlt sich der Kern wieder ab und zieht sich erneut zusammen. | |||
Für Sterne mit einer Anfangsmasse zwischen neun und 11 Sonnenmassen ist das Kohlenstoffbrennen der letzte thermonukleare Brennprozess. In ihrer weiteren Entwicklung bilden sie einen [[Planetarischer Nebel|planetarischen Nebel]]. Aus ihrem Kern entsteht ein vor allem aus Sauerstoff und Neon bestehender [[Weißer Zwerg]] mit etwa 1,2 Sonnenmassen.<ref name=Iliadis22/> Sterne mit größeren Massen können im Kern auch die folgenden Brennprozesse, beginnend mit dem [[Neonbrennen]] zünden. Die Dauer des Kohlenstoffbrennens hängt ebenfalls von der Anfangsmasse des Sternes ab: Sterne mit 10 Sonnenmassen benötigen für das Kohlenstoffbrennen im Kern etwa 20 000 Jahre,<ref name=Iliadis22/> Sterne mit 25 Sonnenmassen nur 1 600 Jahre.<ref name=Iliadis_C_Burning/> | |||
Sterne mit | |||
== Siehe auch == | == Siehe auch == | ||
* [[Schalenbrennen]] | * [[Schalenbrennen]] | ||
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[[Kategorie:Astrophysikalischer Prozess]] | [[Kategorie:Astrophysikalischer Prozess]] | ||
Das Kohlenstoffbrennen ist eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen, durch die in massereichen Sternen mit einer Ausgangsmasse von mindestens neun Sonnenmassen Energie freigesetzt wird.[1] Dabei werden zwei Kohlenstoffkerne fusioniert. Sie tritt ein, nachdem die Fusion leichterer Elemente zum Erliegen gekommen ist. Der irreführende Begriff Kohlenstoffbrennen ist historisch bedingt und hat dabei nichts mit einer chemischen Verbrennung zu tun.
Das Kohlenstoffbrennen setzt hohe Temperaturen von 6·108 Kelvin – 10·108 Kelvin und Dichten von über 105 g/cm³ voraus.[2] Der Energieumsatz ist dabei proportional zur 28. Potenz der Temperatur.[2] Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5 % eine Steigerung auf 373 % bei der Energiefreisetzung.
Das Kohlenstoffbrennen setzt ein, wenn im Kern des Sternes das Heliumbrennen erloschen ist. Der inaktive, hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehende Kern kontrahiert daraufhin durch die Gravitationskraft, was einen Temperatur- und Dichteanstieg bewirkt, bis schließlich die Zündungstemperatur für das Kohlenstoffbrennen erreicht ist. Durch den daraufhin erzeugten Strahlungsdruck stabilisiert sich der Kern, und seine weitere Kompression wird gestoppt. Die Fusion zweier Kohlenstoffkerne kann verschiedene Kerne erzeugen:
| 12C + 12C | → 24Mg + γ | |
| 12C + 12C | → 23Mg + n | (endotherm) |
| 12C + 12C | → 23Na + 1H | |
| 12C + 12C | → 20Ne + 4He | |
| 12C + 12C | → 16O + 2 4He | (endotherm) |
Für die beiden als endotherm gekennzeichneten Reaktionen muss Energie aufgewendet werden, d. h., sie liefern dem Stern keine Energie. Die freigesetzten leichten Teilchen (Protonen, Alphateilchen etc.) verursachen eine große Anzahl an Sekundärreaktionen sowohl mit den Produkten des Kohlenstoffbrennens, als auch mit 12C- und 16O-Kernen. Im Mittel wird somit pro Fusion zweier 12C-Kerne 10 MeV an Energie freigesetzt.[2] Die zweite Reaktion, bei der Magnesium 23Mg und ein Neutron n entstehen, ist einer der wenigen Fusionsprozesse im Laufe der Sternentwicklung, bei denen überhaupt Neutronen frei werden.
Während des Kohlenstoffbrennens reichert sich der Kernbereich mit den Reaktionsprodukten Sauerstoff, Magnesium (Mg) und Neon (Ne) an, bis nach einigen tausend Jahren der Kohlenstoff aufgebraucht ist und die Fusionsreaktion zum Erliegen kommt. Danach kühlt sich der Kern wieder ab und zieht sich erneut zusammen.
Für Sterne mit einer Anfangsmasse zwischen neun und 11 Sonnenmassen ist das Kohlenstoffbrennen der letzte thermonukleare Brennprozess. In ihrer weiteren Entwicklung bilden sie einen planetarischen Nebel. Aus ihrem Kern entsteht ein vor allem aus Sauerstoff und Neon bestehender Weißer Zwerg mit etwa 1,2 Sonnenmassen.[1] Sterne mit größeren Massen können im Kern auch die folgenden Brennprozesse, beginnend mit dem Neonbrennen zünden. Die Dauer des Kohlenstoffbrennens hängt ebenfalls von der Anfangsmasse des Sternes ab: Sterne mit 10 Sonnenmassen benötigen für das Kohlenstoffbrennen im Kern etwa 20 000 Jahre,[1] Sterne mit 25 Sonnenmassen nur 1 600 Jahre.[2]