Helium-Blitz

Ein Helium-Blitz (engl. Helium-Flash) ist die explosionsartige Fusion von Helium im Drei-Alpha-Prozess (Heliumbrennen). Dies kann geschehen im Kern von Sternen mittlerer Masse von bis zu 2,2 Sonnenmassen, an der Oberfläche von weißen Zwergen oder als Schalenbrennen bei Sternen auf dem Asymptotischen Riesenast.

Explosives Heliumbrennen

Grundlage eines Helium-Blitzes ist die Entartung einer heliumreichen Schicht oder Kerns. Der quantenmechanische Zustand der Entartung beschreibt die Unabhängigkeit von Temperatur und Druck in einem Plasma. Daher kommt es zu keiner Expansion bei einer Temperaturerhöhung. Da die thermonuklearen Reaktionen des Drei-Alpha-Prozesses temperaturempfindlich sind steigt die Energieerzeugung weiter an. Erst wenn sich die Temperatur soweit erhöht hat, dass die Entartung aufgehoben wurde, kann eine Wärmeausdehnung das Heliumbrennen kontrollieren.

Helium-Blitz im Kern

Bei Sternen mit weniger als 2,2 Sonnenmassen beginnt ein Helium-Blitz, wenn dem Kern kein Wasserstoff mehr für die Proton-Proton-Reaktion (Wasserstoffbrennen) zur Verfügung steht. Die sinkende Energieproduktion führt zu einer Kontraktion des Sterns und damit zu einem Anstieg der Kerntemperatur. Während der Kern sich zusammenzieht entartet die Materie. Dies bedeutet, dass die Dichte und der Druck nicht mehr von der Temperatur abhängen. Die Fermi-Energie des entarteten Elektronengases ist höher als die thermische Energie.

Wenn die Masse des Sterns hoch genug ist, um eine Kerntemperatur von 100 Millionen Kelvin zu erreichen, zündet das Heliumbrennen explosionsartig. Während die Temperatur stark ansteigt, bleiben Dichte und Druck aufgrund des temperaturunempfindlichen Zustands der Materie bei Entartung annähernd konstant. Wegen der fehlenden Temperaturabhängigkeit erhöht sich die Energieerzeugung und die Temperatur steigt weiter an. Das Ergebnis ist eine Energieproduktion von bis zu 100 Milliarden Sonnenleuchtkräften über einen Zeitraum von einigen Sekunden. Diese Energie wird vollständig von der Hülle absorbiert, die den Kern umgibt. Daher ist eine Beobachtung des Phänomens durch elektromagnetische Strahlung nicht möglich.

Der Helium-Blitz endet damit, dass die Temperatur hoch genug ist, um die Entartung aufzuheben. Der Kern dehnt sich aus und kühlt ab. In ihm findet nun stabiles Heliumbrennen statt. Die einzige Möglichkeit, dieses Ereignis nachzuweisen, wäre über Neutrinos, die den Stern aufgrund ihres geringen Wirkungsquerschnitts ungehindert verlassen können.

Bei Sternen mit mehr als 2,2 Sonnenmassen zündet das Heliumbrennen bevor der Kern entartet. Daher kann es bei diesen Sternen zu keinem Helium-Blitz im Kern kommen.

Helium-Blitz auf der Oberfläche weißer Zwerge

Bei einigen Super Soft X-ray Sources (Superweichen Röntgenquellen) wird Masse von einem Begleiter auf einen weißen Zwergen transferiert und dort in einem stabilen Wasserstoffbrennen in Helium umgewandelt. Das Helium sinkt auf die Oberfläche des weißen Zwerges durch gravitative Trennung und sammelt sich dort an. Eine zweite Quelle sind Begleiter, die ihre wasserstoffreiche außere Atmosphärenschicht bereits verloren haben und jetzt durch Wasserstoffbrennen mit Helium angereichertes Plasma an den weißen Zwerg transferieren. Wenn das Helium auf dem weißen Zwerg zündet sollte dies einer klassischen Nova gleichen, bei der explosives Wasserstoffbrennen auf der Oberfläche des weißen Zwerges stattfinden. Der Helium-Blitz auf der Oberfläche eines weißen Zwerges ist bisher nur ein theoretisches Szenario.

Helium-Blitz auf dem Asymptotischen Riesenast

Sterne mittlerer Masse entwickeln sich in einer späten Phase zu Roten Riesen auf dem Asymptotischen Riesenast. Sie bestehen aus einem durch Heliumbrennen entstandenen Kern aus Sauerstoff und Kohlenstoff sowie einer ausgedehnten Atmosphäre. In einer dünnen Schale um den Kern zündet alle 10.000 bis 100.000 Jahre periodisch das Heliumbrennen. Die Schale ist nicht groß genug um die darüber liegendenen Schichten anzuheben und deshalb erhöht sich die Temperatur weiter (siehe oben). Das Ergebnis ist ein thermischer Puls, der durch die Atmosphäre läuft. Die Auswirkungen sind:

• Die Entstehung schwerer Elemente durch S-Prozesse
• Der Transport der schweren Elemente durch Konvektion an die Oberfläche
• Expansion des Durchmessers des Sterns mit einer Abkühlung der Sternoberfläche und anschließender Kontraktion

Folgende Beobachtungen werden mit einem Helium-Blitz auf dem Asymptotischen Riesenast in Verbindung gebracht:

• Kohlenstoffsterne bedingt durch die Anwesenheit von mehr Kohlenstoff als Sauerstoff in der Atmosphäre
• Der Nachweis von Technetium und Lithium in der Atmosphäre von Mira-Sternen
• Schnelle Periodenänderungen in einigen Mira-Sternen als Folge einer Radiusänderung nach einem thermischen Puls
• die Entstehung der seltenen pulsierenden Veränderlichen vom Typ RV Tauri-Sterne

Literatur

• Michael F. Bode, Aneurin Evans (Hrsg.): Classical Novae. 2 Auflage. Cambridge University Press, Cambridge u. a. 2008, ISBN 978-0-521-84330-0 (Cambridge astrophysics series 43).
• Harm J. Habing, Hans Olofson: Asymptotic Giant branch stars. Springer, Berlin u. a. 2004, ISBN 0-387-00880-2 (Astronomy and astrophysics library).
• John R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge u. a. 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.
• Dina Prialnik: An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press, Cambridge u. a. 2000, ISBN 0-521-65937-X.

Siehe auch

• Sternaufbau
• Sonne