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Kernfusion im Sterneninneren

Von der Erde aus gesehen ist die Sonne für uns der nächste Stern. Sterne leuchten, indem sie ihre Energie in Form von Teilchen – und Wellenstrahlung abstrahlen. Durch Kernprozesse im Inneren werden von einem Stern Licht und elektromagnetische Schwingungen ausgesendet (z.B. bei der Verwandlung von Wasserstoff in Helium).

Dieser Vorgang dauert nicht endlos, sondern zu irgendeinem Zeitpunkt ist das Kernbrennmaterial verbraucht, sodass sich der Stern zu einem anderen Stadium weiterentwickeln muss. Im Einzelnen sieht die Entstehung eines Sterns folgendermaßen aus:
Sterne entstehen aus interstellarer Materie (Gas – und Staubwolken zwischen den Fixsternen). Eine große Materiewolke verdichtet sich auf Grund ihrer eigenen Gravitation und zerfällt mit der Zeit in etliche kleinere Wolken. Wird der Innendruck in der großen Gaskugel (Globulen) höher, erfolgt irgendwann bei steigender Temperatur der Zündimpuls in der Gaskugel.
Wenn sich der Protostern weiter zusammenzieht und sein Zentrum heiß genug wird (ca. 15 Millionen Grad), zündet die Kernfusion, d.h. Wasserstoffkerne , sowie seine Isotope (Deuterium und Tritium) verschmelzen/fusionieren und werden zu einem Heliumkern. Die Fusion in einem neugeborenen Stern beginnt, sodass sich aus jeder kleineren Wolke ein sogenannter Früh – oder Protostern entwickelt. Reguliert wird die Stabilität eines Sternes durch die Thermostatwirkung der Kernfusion.
Hierbei wird viel Energie freisetzt. Das neuentstandene Helium, sowie ein Neutron, welches durch die Kernfusion abgegeben wurde, haben zusammen eine geringere Masse, als die beiden vorherigen Wasserstoffkerne. Diese fehlende Masse übertrug Einstein auf seine Formel E = mc² als kinetische Energie des Restproduktes. Das c² steht für die Lichtgeschwindigkeit , somit wird schon bei einer Fusion von kleinen Mengen eine große Menge Energie freigesetzt.
Fusion von Wasserstoffkerne zu Heliumkernen.         Encarta am 15.4.2004 Uhrzeit: 22.50 Uhr
Der Protostern wird zu einem normalen Stern und nimmt eine stabile Gestalt an, die durch das Gleichgewicht zwischen seiner Gravitation und der Strahlung aus seinem Inneren gewährleistet ist. Die Phase der Kernfusion oder des „Wasserstoffbrennens“ bezeichnen die Astronomen als die Hauptreihenphase der Sternenentwicklung (nach dem Hertzsprung – Russel – Diagramm). Sie nimmt den längsten Zeitraum (etwa 90%) in der Sternengeschichte in Anspruch.
Sterne, dessen Sonnenmassen unterhalb von 0,3 liegen, erreichen nicht eine stabile Grenze für das Heliumbrennen, somit kühlen diese ab und bilden Weiße Zwerge. Erreichen Sterne die erforderliche Grenze zum Heliumbrennen, entstehen stabile Sonnen und anschließend werden diese zu Rote Riesen (welche die restlichen 10% Lebensdauer in Anspruch nehmen) mit eventuellen planetarischen Nebeln. Letztendlich kühlen diese auch wieder ab, werden zu Weißen Zwergen bis hin zu schwarzen Zwergen.
Ein sogenannter „Planetarischer Nebel'' ist eine leuchtende Gaswolke um einen schrumpfenden, alten Stern mit hoher Temperatur an der Sternoberfläche. Als „roter Riese“ (das Stadium vor dem Planetarischen Nebel) hat der Stern die äußere Hülle in die Umgebung abgeblasen.
Download am 15.4.2004 Uhrzeit: 22.50 Uhr        
Nach dem Heliumbrennen erreichen massenreichere Sterne sogar das Stadium des Kohlenstoffbrennens. Es kommt zur Entstehung von schweren Elementen wie z.B. Eisen.
Diese massenreichen Sterne haben im allgemeinen eine Lebenserwartung von etwa 1 Million Jahren. Sterne mit weniger als einer Sonnenmasse, können bei weitem älter werden.
In der Regel beenden sie ihr Leben mit einer Explosion (Supernova). Hierbei steigt im Zentrum des Sterns die Temperatur, sowie der Druck und die Protonen beginnen damit, die umherschwirrenden Elektronen einzufangen. Es kommt zur Bildung von Neutronen. Das Innere im Stern stürzt zusammen und es entsteht ein Neutronenstern. Nun fällt die Hülle in sich zusammen und es kommt zu einer Herausschleuderung. Diese bewirkt den Supernova –Effekt. Der Neutronenstern bleibt als Überrest.
        Bild der leuchtenden Gasstrukturen um Supernova 1987A in der Grossen Magellanschen Wolke. Die zentrale, helle Quelle ist die sich ganz schnell ausdehnende Sternhülle. Die hellen, weißen Sterne gehören der Umgebung an und haben nichts mit der Supernova zu tun. Die Ringe sind von der Supernova angeleuchtete Strukturen, deren Ursprung noch immer ungeklärt ist. Download am 15.4.2004 Uhrzeit: 22.50 Uhr
Eine Supernova kann einen Stern allerdings auch komplett zerreißen oder ein Schwarzes Loch bilden.

Dies hängt von folgenden Faktoren ab:
Rotation des Vorläufersterns

Magnetfeldbeeinflussung
Sterne entstehen in der Regel in Gesellschaft und bilden dann auch häufig Doppel – oder Mehrfachsterne, in denen zwei oder mehrere Sonnen um einen gemeinsamen Schwerpunkt kreisen, wobei letztendlich meist ein Paar aus einem Neutronenstern und einem normalen Stern erhalten bleibt.
In großen Teilen werden die entstandenen Elemente wieder in neue Gaswolken eingeschleust, was die Entwicklung neuer Sternengenerationen zur Folge hat. Ein Stern hat erst dann seinen Endzustand erreicht, wenn alle Brenn – und Massenabstoßvorgänge abgeschlossen sind.

Schwierigkeiten:
Bereits bei kleinen Unregelmäßigkeiten im Magnetfeld (Sonnenwinde) kann möglicherweise die Fusion zusammenbrechen.
Das Plasma muss zudem extrem rein gehalten werden, denn schon bei den kleinsten Einwirkungen durch Fremd-Ionen wird die Kernfusion gestört, was die Energieabgabe verhindert.

Quellen:

Internetquellen:
www.google.de
www.lycos.de
"http://www.net-lexikon.de/Kernfusion.html">Kernfusion</a>
"http://www.net-lexikon.de/Stern.html">Stern</a>
www.astro.uni-bonn.de/~deboer/eida/eida-innent.html (2003.08.21)

Andere Quellen:
- Encarta Enzyklopädie Plus 2000 Stichwort Kernfusion
- „Neues Universal – Lexikon“ Lingen Band 2
- „Der Sternenführer“ von Robin Kerrod , Steiger Verlag ISBN 3-89652-158-6
- Cornelsen „Pocket Teacher Physik“ für das Abitur
Sonja von Weingraber GK – Physik 2004

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