Vom Schickal der Sterne

Sterne entstehen, wenn eine Gaswolke unter ihrer Eigengravitation kollabiert. Die Kontraktion endet, sobald Dichte und Temperatur im Inneren die Fusion vollständig ionisierter Atomkerne des stellaren Plasmas trotz ihrer Coulomb-Abstoßung ermöglichen. Die dabei frei werdende Energie stabilisiert und heizt den Stern; ihre Abstrahlung führt zu einem ständigen Energieverlust. Um diesen auszugleichen, kontrahiert der Zentralbereich des Sterns nach der Fusion von Wasserstoff zu Helium zu höheren Temperaturen und Dichten: Die nächste Brennphase, das Heliumbrennen, setzt ein. Im Lauf der Sternentwicklung können nacheinander Wasserstoff-, Helium-, Kohlenstoff-, Neon-, Sauerstoff- und Siliziumbrennen stattfinden. Da die Produkte der vorherigen Phase als neuer Brennstoff dienen, nimmt die Coulomb-Abstoßung jeweils zu. Im letzten Schritt entstehen Eisen- und Nickelisotope mit Massenzahlen A ≈ 50 bis 60: Sie besitzen die größten Bindungsenergien pro Nukleon, so dass eine negative Energiebilanz weitere Fusionsreaktionen erschwert.