Auf der Grundlage einer neuen experimentellen Analyse der ¹⁸O (α,γ) ²²Ne-Rate wird gezeigt, dass ¹⁸O ein wichtiges Endprodukt eines stillen He-Brenners im Kern eines Sterns mit einer Masse M <= 5Mo sein koennte. Solch eine Folgerung haengt jedoch bis zu einem gewissen Masse von den Unsicherheiten ab, mit denen diese Rate bei T <= 2 x 10⁸K immer noch behaftet ist. Eine untere Grenze fuer den interessierenden Masse-Bereich koennte durch die Tatsache gesetzt sein, dass ¹⁸O genuegend starke He-Blitze des Kerns, die den stillen He-Brenner des Kerns in Sternen mit Massen M <= 2,2 Mo vorangehen, nicht ueberleben kann. Wir neigen also zu der Annahme, dass ¹⁹F im Laufe des stillen He-Brenners des Kerns in einem groesseren Sternenmassenbereich erzeugt wird als ¹⁸O. Weiterhin vermuten wir, dass ¹⁸O sich in bestimmten Regionen von stillbrennenden He-Schalen oder in Schalen He-Blitzen, die mit genuegend geringen Kernmassen verbunden sind, ansammelt. Schliesslich wird der Transport von ¹⁸O (und ¹⁹F) zur Sternoberflaeche qualitativ diskutiert. Auf der Basis von klassischen Stern-Modellen scheint diese Moeglichkeit eher unwahrscheinlich zu sein. Gewisse theoretische Ueberlegungen und Beobachtungsdaten lassen jedoch Raum fuer eine gewisse Hoffnung. (orig.)