SternenNukleosynthese

Sternennukleosynthese bezeichnet die Entstehung neuer chemischer Elemente durch Kernfusions- und Neutronenfusionsprozesse in Sternen. Sie liefert die meisten schweren Elemente jenseits des Wasserstoffs und bestimmt die chemische Entwicklung von Galaxien, da die fusionierten Materie in den Sternen produziert und bei Sternexplosionen oder Sternwinden wieder in das interstellare Medium freigesetzt wird.

In Sternen beginnt die Synthese im Wasserstoffbrennen. Dort wird Wasserstoff primär durch den Protonen-Proton-Zyklus (pp-Zyklus) und, in massereicheren Sternen, durch den CNO-Zyklus in Helium umgewandelt, wobei Energie freigesetzt und Neutrinos abgegeben werden. Das Heliumbrennen folgt, meist über den Dreifach-Alpha-Prozess, der Kohlenstoff und später Sauerstoff bildet. In massereicheren Sternen treiben weitere Brennphasen das Kohlenstoff-, Neon-, Sauerstoff- und schließlich das Siliziumbrennen voran. Diese fortgeschrittenen Phasen erzeugen Elemente bis zum Eisenkern; Eisen und Nickel sind Energieträger, deren weitere Fusion nicht exotherm ist, weshalb sich die Kernfusion gegen Ende der Lebensdauer des Sterns verlangsamt oder stoppt.

Neutronenfangprozesse ergänzen die Nukleosynthese. Der s-Prozess (langsamer Neutroneneinfang) baut entlang stabiler Kerne auf, wie in Asymptotik-AGB-Sternen. Der r-Prozess erfolgt in explosiven Umgebungen wie Supernovae oder Neutronensternverschmelzungen und führt zu neutronenreichen schweren Kernen. Es existieren auch p-Prozesse für p-reiche Isotope.

Die Sternennukleosynthese ist die Grundlage der galaktischen Chemieentwicklung: Aus Sternen freigesetzte Materialien bereichern das interstellare Medium und liefern die Vorläuferbausteine für neue Sterne, Planeten und Leben.