Wie ist die chemische Zusammensetzung der meisten Sterne?

Unsere Galaxie, die Milchstraße, beherbergt über 400 Milliarden Sterne unterschiedlicher Helligkeit. Die meisten dieser Sterne werden als Hauptreihen beschrieben, was bedeutet, dass ihre Kerne Wasserstoff zu Helium fusionieren. Die Sonne ist ein Hauptreihenstern und ihre chemische Zusammensetzung besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium mit Spuren anderer Elemente.

Wasserstoff ist das am häufigsten vorkommende Element im Universum und macht drei Viertel aller Materie aus. Sterne entstehen, wenn riesige Mengen an Gas und Staub unter ihrer eigenen Anziehungskraft kollabieren. Der größte Teil dieses Gases ist Wasserstoff, der der grundlegende Brennstoff ist, den Sterne zur Energieerzeugung verwenden. Bei der Wasserstofffusion werden Protonen (nukleare subatomare Teilchen) kombiniert, um Helium zu erzeugen. Bei dieser Reaktion entstehen auch andere Nebenprodukte wie Elektronen, Positronen (Antielektronen), Gammastrahlen und Neutrinos. Neutrinos sind geisterhafte Teilchen, die nicht stark mit Materie wechselwirken, so dass diese normalerweise der Sonne entkommen. Die Kollision der verbleibenden Teilchen mit umgebenden Atomen führt zur Erwärmung der Sonne.

Helium ist das zweithäufigste Element im Universum und ein wichtiger Bestandteil von Hauptreihensternen wie der Sonne. Durch die Kernfusion von Wasserstoff sammelt sich Helium im Kern von Sternen an. Helium macht etwa 27 Prozent der Sonnenmasse aus.

Wenn der Wasserstoffgehalt im Kern eines Sterns erschöpft ist, kann die Standardfusionsreaktion nicht mehr stattfinden. Dies führt zu einer Abnahme der nach außen abgestrahlten Energiemenge und der Sternkern kollabiert, wodurch Temperatur und Druck erhöht werden. Wenn die Temperatur 200 Millionen Kelvin erreicht, wird Heliumfusion möglich. Drei Heliumkerne verschmelzen zu einem einzigen Kohlenstoffatom.

Die Fusion von vier Heliumkernen kann verwendet werden, um Sauerstoffatome zu erzeugen. Dies geschieht bei Sternen, die ihren Wasserstoffvorrat im Kern aufgebraucht haben. Durch weitere Fusionsprozesse können schwerere Elemente wie Silizium, Magnesium und Natrium entstehen. Die Häufigkeit dieser Elemente in den meisten Sternen ist jedoch sehr gering und macht weniger als 1 Prozent der Masse aus. Die Fusion innerhalb von Sternen kann nur die Entstehung von Elementen bis zur Masse von Eisen erklären. Darüber hinaus verbraucht der Fusionsprozess Energie, anstatt sie zu erzeugen. Es wird angenommen, dass die verbleibenden schweren Elemente außer Eisen beim Kollaps schwerer Sterne entstehen – einem Prozess, der als Supernova bekannt ist.