Stellare Nukleosynthese

Unter der stellaren Nukleosynthese versteht man die Bildung schwerer Elemente im inneren von Sternen. Dieser Prozess, bei dem unter hohen Temperaturen die Atomkerne leichter Elemente zu schwereren verschmelzen (Kernfusion) führte zur Bildung aller uns bekannten Elemente, die nicht durch die primordiale Nukleosynthese entstanden (hauptsächlich Wasserstoff, Deuterium und Tritium).

Ablauf

Nachdem durch die Gravitationskräfte die Kernfusion in einer Wasserstoffwolke gestartet wurde, verschmelzen zuerst Wasserstoffatome (bzw. dessen Isotope), zu Heliumatomen. Diese erste Verschmelzung verläuft über einen Großteil des Sternenlebens und markiert dessen „ruhige“ Phase. Erst wenn ein Großteil des vorhandenen Wasserstoffs verbraucht ist, beginnen die Heliumkerne untereinander zu verschmelzen, was eine Erhöhung der Sterntemperatur und den Beginn der Aufblähung zum Roten Riesen zur Folge hat. Die Edukte aus der Fusion von Helium verschmelzen ebenfalls sobald der vorangegangene Brennstoff zur Neige geht. Auf diese Weise können mit der Zeit alle Elemente des Periodensystems synthetisiert werden. Jede neue Stufe der Fusion hat einen erneuten Anstieg der Temperatur und des Strahlungsdrucks zur Folge, so dass der Stern irgendwann durch die Kräfte in seinem Innern zerstört wird, wobei seine Masse zum Teil ins Universum geschleudert wird und dort als Grundbaustein für neue Sternensysteme dienen kann. Dieser Prozess ist nur schematisch beschrieben und kann unter Einfluss verschiedener Faktoren (hauptsächlich der Masse des Sterns) variieren.