Die Sonne erzeugt rund 400 Milliarden Megawatt Strom und das seit fünf Milliarden Jahren. Die Kernfusion - die Kombination von leichteren Atomen zu schwereren - macht es möglich.
Die Sonne erzeugt rund 400 Milliarden Megawatt Strom, und das seit fünf Milliarden Jahren. Welche Energiequelle kann diese Art von Energie erzeugen? Bemerkenswerterweise ist der Motor der mächtigsten Sterne nicht immens, sondern sehr klein: winzige Bausteine von Atomen, die mit hoher Geschwindigkeit zusammenschlagen. Bei jeder Kollision wird ein Energiefunken freigesetzt. Die Kernfusion, die Verschmelzung von Atomkernen zu neuen Elementen, treibt ganze Galaxien von Sternen an.
Dieses Mosaik wurde von der EarthSky-Freundin Corina Wales erstellt. Vielen Dank Corina!
Die Atomkerne sind konzeptionell einfach. Sie bestehen nur aus zwei Arten von Teilchen: Protonen und Neutronen. Die Anzahl der Protonen bestimmt die Art des Atoms; es ist das, was Helium, Kohlenstoff und Schwefel unterscheidet. Die Neutronen halten die positiv geladenen Protonen zusammen. Ohne die Neutronen würden ähnliche Ladungen die Protonen auseinander fliegen.
Schwerere Atome wie Neon können zusammengesetzt werden, indem leichtere Atome wie Helium miteinander verschmolzen werden. In diesem Fall wird Energie freigesetzt. Wie viel energie Wenn Sie den gesamten Wasserstoff in einer Gallone Wasser zu Helium verschmelzen würden, hätten Sie genug Energie, um New York City drei Tage lang mit Strom zu versorgen.
Stellen Sie sich nun vor, Sie hätten Wasserstoff im Wert eines ganzen Sterns!
Die Schritte in einem der Wege, die vier Wasserstoffkerne einschlagen, um einen Heliumkern zu verschmelzen. Bei jedem Schritt wird Energie als Gammastrahlung abgegeben. Bildnachweis: Wikipedia-Nutzer Borb.
Der Trick, um Atome zum Schmelzen zu bringen, ist eine extrem hohe Temperatur und Dichte. Unter dem Druck von einigen Oktillionen Tonnen Gas erwärmt sich das Sonnenzentrum auf etwa 10 Millionen Grad Celsius. Bei dieser Temperatur bewegen sich die bloßen Protonen eines Wasserstoffkerns schnell genug, um ihre gegenseitige Abstoßung zu überwinden.
Durch eine Reihe von Kollisionen verschmilzt der starke Druck im Sonnenkern kontinuierlich vier Protonen zu Helium. Bei jeder Fusion wird Energie in das Innere des Sterns freigesetzt. Millionen dieser Ereignisse pro Sekunde produzieren genug Energie, um sich gegen die Schwerkraft zurückzudrängen und den Stern für Milliarden von Jahren im Gleichgewicht zu halten. Die freigesetzten Gammastrahlen wandern immer höher durch den Stern, bis sie schließlich Millionen Jahre später als sichtbares Licht aus der Oberfläche austreten.
Dies kann jedoch nicht ewig so weitergehen. Schließlich wird der Wasserstoff abgereichert, während sich ein inerter Heliumkern aufbaut. Für die kleinsten Sterne ist dies das Ende der Linie. Der Motor geht aus und der Stern verschwindet leise in der Dunkelheit.
Ein massereicherer Stern hat wie unsere Sonne andere Möglichkeiten. Wenn der Wasserstoff verbraucht ist, zieht sich der Kern zusammen. Der Vertragskern erwärmt sich und setzt Energie frei. Der Stern steigt in einen „roten Riesen“ auf. Wenn der Kern eine ausreichend hohe Temperatur erreichen kann - ungefähr 100 Millionen Grad Celsius - können die Heliumkerne anfangen zu verschmelzen. Der Stern tritt in eine neue Lebensphase ein, in der Helium in Kohlenstoff, Sauerstoff und Neon umgewandelt wird.
Der Stern tritt nun in einen Kreislauf ein, in dem der Kernbrennstoff aufgebraucht, der Kern zusammengezogen und die Sternballons aufgeblasen werden. Jedes Mal startet die Kernheizung eine neue Fusionsrunde. Wie oft der Stern diese Schritte durchläuft, hängt ganz von der Masse des Sterns ab. Mehr Masse kann mehr Druck erzeugen und im Kern immer höhere Temperaturen erzeugen. Die meisten Sterne, wie unsere Sonne, hören auf, nachdem sie Kohlenstoff, Sauerstoff und Neon produziert haben. Der Kern wird zu einem Weißen Zwerg und die äußeren Schichten des Sterns werden in den Weltraum vertrieben.
Aber Sterne, die ein paar Mal so massereich sind wie die Sonne, können weitermachen. Nachdem das Helium aufgebraucht ist, erzeugt die Kernkontraktion Temperaturen nahe einer Milliarde Grad. Jetzt können Kohlenstoff und Sauerstoff zu noch schwereren Elementen verschmelzen: Natrium, Magnesium, Silizium, Phosphor und Schwefel.Darüber hinaus können die massereichsten Sterne ihre Kerne auf mehrere Milliarden Grad erwärmen. Hier gibt es verwirrende Möglichkeiten, wie Silizium über eine komplexe Reaktionskette zu Metallen wie Nickel und Eisen verschmilzt. Nur wenige Sterne kommen so weit. Es braucht einen Stern mit der Masse von mehr als acht Sonnen, um Eisen zu bilden.
Das Innere eines roten Riesensterns in den Augenblicken vor seiner Explosion als Supernova. Die Produkte der verschiedenen Kernfusionsreaktionen sind wie die Schichten einer Zwiebel gestapelt. Die leichtesten Elemente (Wasserstoff) bleiben in der Nähe der Sternoberfläche, während die schwersten (Eisen und Nickel) den Sternkern bilden. Bildnachweis: NASA (über Wikipedia)
Sobald ein Stern einen Kern aus Eisen oder Nickel produziert, sind jedoch keine Optionen mehr verfügbar. In jeder Phase dieser Reise hat die Fusion Energie in das Innere des Sterns freigesetzt. Die Verbindung mit Eisen entzieht dem Stern hingegen Energie. Zu diesem Zeitpunkt hat der Stern den gesamten nutzbaren Treibstoff verbraucht. Ohne Atomenergie bricht der Stern zusammen. Alle Gasschichten krachen in die Mitte, die sich als Reaktion versteift. Ein exotischer Neutronenstern wird im Kern geboren, und die aufsteigende Masse prallt von der inkompressiblen Oberfläche ab. Wild aus dem Gleichgewicht geraten, bläst der Stern in einer Supernova auseinander - eines der katastrophalsten Einzelereignisse im Universum. Im Chaos der Explosion fangen Atomkerne einzelne Protonen und Neutronen ein. Hier, in den Feuern einer Supernova, entstehen die restlichen Elemente des Universums. Alles Gold in allen Eheringen der Welt kann nur von einem Ort stammen: Eine nahe gelegene Supernova, die das Leben eines Sterns beendete und höchstwahrscheinlich vor fünf Milliarden Jahren die Bildung unseres Sonnensystems auslöste.
Der Krebsnebel ist der Überrest einer Supernova, die vor tausend Jahren von der Erde aus gesehen wurde. Der Überrest befindet sich in 6500 Lichtjahren Entfernung im Sternbild Stier, dem Bullen. Er hat einen Durchmesser von 11 Lichtjahren und erreicht eine Geschwindigkeit von 1500 km / s! Bildnachweis: NASA, ESA, J. Hester und A. Loll (Arizona State University)
Es ist eine bemerkenswerte Tatsache, dass die größten Sterne von den kleinsten Dingen befeuert werden. All das Licht und die Energie in unserem Universum sind das Ergebnis der Bildung von Atomen in den Kernen der Sterne. Die Energie, die jedes Mal freigesetzt wird, wenn zwei Teilchen miteinander verschmelzen, kombiniert mit Billionen anderer laufender Reaktionen, reicht aus, um einen einzelnen Stern für Milliarden von Jahren zu versorgen. Und jedes Mal, wenn ein Stern stirbt, werden diese neuen Atome in den interstellaren Raum freigesetzt und durch galaktische Ströme transportiert, wodurch die nächste Generation von Sternen ausgesät wird. Alles, was wir sind, ist das Ergebnis einer Kernfusion im Herzen eines Sterns. Als Carl Sagan einmal berühmt witzelte, sind wir wirklich Star-Zeug.