Schalenbrennen

Wenn ein Großteil der Wasserstoffkerne im innersten Kern des Sternes zu Heliumkernen fusioniert ist, erlischt diese erste Stufe der Kernfusion. Dadurch sinkt der Strahlungsdruck des Sterns, der durch die beim Wasserstoffbrennen freigesetzte Energie erzeugt wurde. Der Strahlungsdruck hat bis zu diesem Zeitpunkt zusammen mit dem Gasdruck der Gravitation entgegengewirkt und den Stern im hydrostatischen Gleichgewicht der drei Kräfte gehalten. Wegen der nun vorherrschenden Gravitation beginnt der Stern jetzt zu schrumpfen. Aufgrund der Gasgesetze steigen dabei Temperatur und Dichte im Innern, sodass im Kern die nächste Fusionsstufe, das Heliumbrennen, einsetzen kann, sofern der Stern eine genügend große Masse besitzt.

Durch die im Kern neu beginnende Fusion wird die Temperatur einer Kugelschale um den Kern herum ebenfalls steigen, bis der dort noch vorhandene Wasserstoff anfängt, zu Helium zu fusionieren, wie zuvor im Innersten des Sterns.

Dieser Vorgang (Erschöpfung des Kernbrennstoffs im Kern, Kontraktion, nächste Fusionsstufe) wiederholt sich in den nächsten Zeitabschnitten, vorausgesetzt, dass der Stern für die jeweils nächste Stufe eine genügend große Masse besitzt. Hat er mehr als 4 (oder 5, siehe unten) Sonnenmassen, folgt als weitere Stufe das Kohlenstoffbrennen. Sollte der Stern mehr als 8 (oder 11, siehe unten) Sonnenmassen haben, dann folgen noch Neonbrennen, Sauerstoffbrennen und als letzte Stufe das Siliciumbrennen. Der Stern gleicht jetzt in seinem Inneren einer Zwiebel mit Schalen, die nach innen aus immer schwereren Elementen bestehen.

Das Siliciumbrennen stellt das Ende der Fusionsprozesse dar. Der Vorrat an Kernbrennstoff im Inneren wird beim Siliciumbrennen je nach Masse des Sterns in wenigen Stunden bis zu wenigen Tagen aufgebraucht, und dem Gravitationskollaps folgt die Explosion des Sterns in einer Supernova.

Um die jeweils nächste Stufe in dieser Kette von Fusionsprozessen einleiten zu können, benötigt ein Stern mindestens die folgenden Massen (alle Angaben in Sonnenmassen M_☉):

• Wasserstoffbrennen: mindestens 0,08 M_☉^[1]
• Heliumbrennen: mindestens 0,25^[1] bzw. 0,5^[2] M_☉
• Kohlenstoffbrennen: mindestens 4^[1] bzw. 5^[2] M_☉. Gemäß den folgenden Quellen^[3][4] ist aber eigentlich die Masse des Kerns nach dem Heliumbrennen entscheidend, die bei mindestens 1^[3] bzw. 1,06^[4] M_☉ liegen muss.
• Neonbrennen: mindestens 8^[2] bzw. 11^[4] M_☉. Gemäß den folgenden Quellen^[5][6] sind die Grenzmassen nicht genau bestimmt.
• Sauerstoffbrennen: mindestens 8^[2] bzw. 11^[4] M_☉
• Siliciumbrennen: mindestens 8^[2] bzw. 11^[4] M_☉

Um die jeweils nächste Stufe in dieser Kette von Fusionsprozessen einleiten zu können, ist im Kern des Sterns mindestens die folgende Temperatur nötig:

• Wasserstoffbrennen: zwischen 1 und 15^[1] 35^[4][7] 40^[8] oder 60^[9] Mio. Kelvin
• Heliumbrennen: mindestens 100^[1][10][2] 180^[4][7] oder 200^[8][9] Mio. K
• Kohlenstoffbrennen: mindestens 500^[1] 600^[8][10][2] 810^[7] 830^[4] oder 900^[9] Mio. K
• Neonbrennen: mindestens 1,2^[8] 1,6^[4][7] oder 1,7^[9] Mrd. K
• Sauerstoffbrennen: mindestens 1,5^[8] 1,9^[4][7] zwischen 1,5 und 2^[2] oder 2,3^[9] Mrd. K
• Siliciumbrennen: mindestens 2,7^[8] 3,3^[4][7] oder 4,1^[9] Mrd. K

Verglichen mit Wasserstoff- und Heliumbrennen setzt die Fusion schwererer Kerne deutlich weniger Energie frei:

Weitere Informationen , ...

Brennphase	wichtigste Reaktionskette(n) (Gesamtbilanz)	freigesetzte Energie*
		insgesamt	pro Nukleon
Wasserstoffbrennen	${\displaystyle \mathrm {4\,{}_{1}^{1}H\rightarrow {}_{2}^{4}He+2e^{+}+2\nu _{e}} }$	26,731 MeV	6,683 MeV
Heliumbrennen	${\displaystyle \mathrm {3\,{}^{4}He\rightarrow {}_{\ 6}^{12}C} }$	07,275 MeV	0,606 MeV
Kohlenstoffbrennen	${\displaystyle \mathrm {_{\ 6}^{12}C+{}_{\ 6}^{12}C\rightarrow {}_{10}^{20}Ne} +\mathrm {_{2}^{4}He} }$	04,617 MeV	0,192 MeV
Neonbrennen	${\displaystyle \mathrm {\ _{10}^{20}Ne+{}{\ _{10}^{20}Ne}\rightarrow {_{12}^{24}Mg}+{}_{\ 8}^{16}O} }$	04,587 MeV	0,115 MeV
	${\displaystyle \mathrm {2\,{}_{10}^{20}Ne+{}_{2}^{4}He\rightarrow {_{12}^{24}Mg}+{}_{\ 8}^{16}O+{}_{2}^{4}He\rightarrow {}_{14}^{28}Si+{}_{\ 8}^{16}O} }$	14,571 MeV	0,331 MeV
Sauerstoffbrennen	${\displaystyle \mathrm {_{\ 8}^{16}O+{}_{\ 8}^{16}O\rightarrow {}_{14}^{28}Si+{}_{2}^{4}He} }$	09,594 MeV	0,300 MeV
Siliciumbrennen	${\displaystyle \mathrm {_{14}^{28}Si+{}_{14}^{28}Si\rightarrow {}_{28}^{56}Ni} }$	10,921 MeV	0,195 MeV
	${\displaystyle \mathrm {_{14}^{28}Si+{}_{14}^{28}Si\rightarrow {}_{28}^{56}Ni\rightarrow {}_{28}^{56}Fe+2e^{+}+2\nu _{e}} }$	19,665 MeV	0,351 MeV
*einschließlich der durch ${\displaystyle \mathrm {e^{+}e^{-}} }$-Annihilation freigesetzten Energie  und der Energie der Neutrinos

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Aus diesem Grund dauern die späteren Brennphasen im Kern des Sterns deutlich kürzer:

Die Dichte im innersten Kern des Sterns beträgt in der jeweiligen Brennphase:

Zum Vergleich: Die Dichte von Gold beträgt 19,3 g/cm³, die Dichte von Kernmaterie beträgt etwa 2e¹⁴ g/cm³;^[11]

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• Letzte Brennphasen bei Sternen

• Joachim Krautter et al.: Meyers Handbuch Weltall. 7. Auflage. Meyers Lexikonverlag, Mannheim / Leipzig / Wien / Zürich 1993, ISBN 3-411-07757-3, S. 356 ff.