Akkretierende, entartete Sternkerne, die hauptsächlich aus den Produkten des Kohlenstoffbrennens 16-O und 20-Ne bestehen, existieren in verschiedenen astrophysikalischen Szenarien. Auf der einen Seite können sie während der finalen Entwicklung von mittelschweren Sternen mit 8 bis 10 Sonnenmassen entstehen. Andererseits können sie auch im Zusammenhang mit dem Akkretions-induzierten Kollaps von Sauerstoff-Neon-Weißen Zwergen auftreten. Dieser Kollaps wird entweder hervorgerufen durch Massentransfer in einem Doppelsternsystem oder durch das Abkühlen der äußeren Stern-Schichten nach der Verschmelzung zweier Weißer Zwerge. Ihre Entwicklung hängt maßgeblich von Elektroneneinfängen an Kernen mit Massenzahl A ~ 20 ab, welche ab einer Dichte von 10^9 g/cm^3 eintreten. Neben dem Entfernen von Elektronen aus dem Kern, der dominierenden Druckkomponente, sind Elektroneneinfänge auch für die Absorption respektive Emission von Wärmeenergie verantwortlich. Nach allgemeiner Auffassung verdichtet sich ein akkretierender Sauerstoff-Neon-Kern solange, bis es zu Elektroneneinfängen am häufig vorhandenen 20-Ne kommt, woraufhin der Stern gravitativ instabil wird. Gleichzeitig setzen Elektroneneinfänge genügend Wärme frei, um Sauerstoff in einem thermonuklearen Durchgehen zu entzünden und eine nach außen gerichtete Deflagrationswelle zu initiieren. Trotzdem reicht die Energiefreisetzung aus dem Sauerstoffbrennen nicht aus, um den Gravitationskollaps aufzuhalten, woraufhin der Stern durch eine thermonukleare Explosion zerstört würde. Im Anschluss an den Kollaps entsteht ein Neutronenstern und die Hülle des Sterns explodiert in einer Elektroneneinfang-Supernova.

Aktuelle hydrodynamische 3D-Simulationen der Sauerstoffdeflagration in Sauerstoff-Neon-Kernen legen nahe, dass der Ausgang, ob nun thermonukleare Explosion oder Elektroneneinfang-Supernova, abhängig ist von der Entzündungsdichte des Sauerstoffs. Je nach Betrachtungsweise wird selbige auf ~ 2x10^10 g/cm^3 geschätzt, falls Konvektion im Kern vor der Entzündung einsetzt, und auf ~ 10^10 g/cm^3, falls nicht. Man nimmt an, dass Modelle, die dem ersten Fall entsprechen, zu einem Kollaps führen, während Modelle, die dem zweiten Fall entsprechen, in einer thermonuklearen Explosion enden.

Wir untersuchen akkretierende Sauerstoff-Neon-Kerne innerhalb des Akkretions-induzierten Kollapsszenarios, wobei wir uns auf offene Fragestellungen hinsichtlich der Sternentwicklung vor der Sauerstoffentzündung konzentrieren. Durch die Berücksichtigung sekundärer Produkte des Kohlenstoffbrennens, nämlich 23-Na und 25-Mg, können neue Erkenntnisse über die sogenannte Urca-Kühlung gewonnen werden. Das Phänomen der überstabilen Konvektion ist bisher wenig verstanden und unsere Analyse könnte die gängige Meinung, dass die Konvektion in Sauerstoff-Neon-Kernen nicht von Elektroneneinfängen ausgelöst wird, revidieren. Zusätzlich erforschen wir Modifikationen der Standardraten von Kernreaktionen bei hohen Dichten, die für das Neon- und Sauerstoffbrennen verantwortlich sind. Reaktionskanäle, die durch das Auftreten von 20-O, hergestellt durch den doppelten Elektroneneinfang am 20-Ne, möglich werden, wurden in früheren Arbeiten nicht berücksichtigt. Neonbrennen wird dadurch um die Reaktion 20-O(a,g)24-Ne erweitert und Sauerstoffbrennen kann zusätzlich mit der Fusion von neutronenreichen Isotopen 20-0 + 16/20-O -> 36/40-S* ablaufen. Experimentelle Daten sind jedoch in keinem der beiden Fälle vorhanden. Weiter haben wir uns der Erforschung des Ursprungs und der Konsequenzen einer dezentralen Flammenentzündung gewidmet, welche durch Elektroneneinfangprozesse ausgelöst wird. Für unsere Simulationen verwenden wir den Computercode für Sternentwicklung, genannt ``Modules for Experiments in Stellar Astrophysic'', kurz MESA. Um Elektroneneinfang- und beta(-)-Zerfallsraten zu bestimmen, nutzen wir die kürzlich implementierte Möglichkeit von MESA, schwache Wechselwirkungsraten mit hoher Genauigkeit, durch direktes Lösen des Phasenraumintegrals, auszuwerten. Diese Methode benötigt lediglich die Matrixelemente und Anregungsenergien von allen beteiligten Übergängen, welche entweder experimentell gemessen oder durch Schalenmodell-Rechnungen bestimmt wurden.

Überdies ist es unser Ziel, die Sauerstoffdeflagration, auf die möglicherweise eine Elektroneneinfang-Supernova folgt, zu untersuchen. Dafür kombinieren wir den eindimensionalen Kernkollaps-Supernova Code AGILE-IDSA mit einem Deflagrationsmodell, das laminare und turbulente Flammengeschwindigkeiten, basierend auf mikroskopischen Berechnungen, berücksichtigt. Um die Deleptonisierung und die Energieerzeugung korrekt vorherzusagen, werden alle schwachen Wechselwirkungsprozesse einbezogen, die an den Erzeugnissen des Sauerstoffbrennens stattfinden.

Wir bestätigen die Genauigkeit der direkten Bestimmung der schwachen Wechselwirkungsraten in MESA und erweitern den Formalismus um die Urca-Kerne 23-Na und 25-Mg. Die MESA Modelle von akkretierenden Sauerstoff-Neon-Kernen zeigen, dass besonders die Häufigkeit von 25-Mg, und die damit verbundene Urca-Kühlung, die Entzündungsdichte um bis zu 10% beeinflussen können, was zu Werten von 8.7 - 9.7 x 10^9 g/cm^3 führt. Zusätzlich untersuchen wir die dezentrale Entzündung (~ 50 km) der Sauerstoffdeflagration, welche durch den zweiten verbotenen Übergang zwischen den Grundzuständen von 20-Ne und 20-F hervorgerufen wird. Wir schlussfolgern, dass in diesem Fall die Aufheizung durch Elektroneneinfänge an 20-Ne in einem viel längeren Zeitraum von Jahren stattfindet, was dem Stern genug Zeit gibt, sich auszudehnen und die Entzündung vom Zentrum weg zu verlagern. Ferner berichten wir, dass die überstabile Konvektion, betrachtet als Diffusionsprozess, keinen Einfluss auf die Entwicklung des Sauerstoff-Neon-Kerns hat. Die Verwendung der linearen Wachstumsanalyse von Kato weißt jedoch daraufhin, dass hydrodynamische Instabilitäten in einem Zeitraum von 10 - 100 s wachsen könnten. Damit wäre genug Zeit für die Entstehung von Konvektion, da zwischen dem Einsetzen der überstabilen Konvektion im Zentrum, ausgelöst durch Elektroneneinfänge an 20-Ne, und dem Kollaps etwa 100 Jahre liegen. Darüber hinaus können wir zeigen, dass es keinen Unterschied macht ein größeres Reaktionsnetzwerk mit zuvor genanntem Satz an modifizieren Reaktionen währen des Neon- und Sauerstoffbrennens zu implementieren, da es keinen Einfluss auf die Entwicklung des Sauerstoff-Neon-Kerns hat, zumindest falls das Brennen in einem thermonuklearen Durchgehen initiiert wurde.

Unter Verwendung von hochauflösenden Sauerstoff-Neon-Kern-Modellen, die ein thermonukleares Durchgehen im Zentrum entwickeln, können wir erste Ergebnisse der mit AGILE-ISDA simulierten Sauerstoffdeflagration vorstellen. Weiterhin demonstrieren wir die Fähigkeit von AGILE-IDSA, selbstkonsistente Elektroneneinfang-Supernova Simulationen durchzuführen. Dies geschieht mit Hilfe des Standard-Vorläuferstern-Modells von Nomoto. Wir möchten darauf hinweisen, dass rechenintensive 3D-Simulationen mit dieser Herangehensweise effizient unterstützt werden können, indem Parameterstudien durchgeführt werden, die eine zielgerichtetere Verwendung von Computerressourcen ermöglichen.