Sterbende Sterne und ihre Rolle bei der Entstehung der chemischen Elemente

Sterne entstehen, wenn eine Gaswolke unter ihrer Eigengravitation kollabiert. Dichte und Temperatur führen im Inneren zu einer Fusion der Atomkerne des stellaren Plasmas. Dabei stabilisieren Hitze und freiwerdende Energie den Stern. So können im Verlauf der Sternentwicklung nacheinander H-, He-, C-, Ne-, O- und Si-Brennen stattfinden. Die einzelnen Brennphasen verwerten jeweils die Produkte der vorhergegangenen Phasen. Im letzten Schritt entstehen zum Beispiel Fe und Ni, also Atomkerne mit den grössten Bindungsenergien pro Nukleon.

Andererseits sterben Sterne auf vielfältige Weise. Die Ausgangsmasse bestimmt die Brennphasen, die ein Stern durchläuft – und damit auch sein Ende. So kann ein Stern als Weißer Zwerg, oder als «Kernkollaps-Supernova» enden. Letztere führt zu einem Neutronenstern oder bei grösseren Massen zu einem Schwarzen Loch. Nochmals anders kann der Tod in Doppelsternsystemen erfolgen, nämlich durch einen Massenaustausch zwischen den Sternen. Abgekühlte Weisse Zwerge können als Typ Ia-Supernovae explodieren, Neutronensternpaare verschmelzen. Sie lassen sich als Kilonovae und Gammastrahlenausbrüche beobachten.

Der Vortrag geht auf diese Sternentwicklungs- und Endstadien ein und zeigt, wie es zur heute bekannten Verteilung der chemischen Elemente kommt, aus denen wir ja bekanntlich alle bestehen.

Der Anlass kann nicht öffentlich stattfinden. Er wird live übertragen. Bei technischen Fragen ist am Veranstaltungstag von 10:00 Uhr bis 11:30 Uhr unter 052 551 03 65 ein Hilfs-Telefon besetzt.