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Wasserstoffbrennen

stellare Wasserstofffusion, Kernfusion

Mit Wasserstoffbrennen wird die Kernfusion von Protonen (d. h. von Atomkernen des häufigsten Isotops 1H des Wasserstoffs) zu Helium im Inneren von Sternen (oder, im Fall einer Nova, auf der Oberfläche eines weißen Zwergs) bezeichnet, also mit anderen Worten die stellare Wasserstofffusion. Diese Reaktion stellt in normalen Sternen während des Großteils ihres Lebenszyklus die wesentliche Energiequelle dar. Alle Sterne der Hauptreihe beziehen ihre Energie aus dem Wasserstoffbrennen. Trotz der Bezeichnung handelt es sich nicht um eine Verbrennung im Sinne der chemischen Redoxreaktion, eine solche setzt bedeutend weniger Energie frei.

Das Wasserstoffbrennen kann wie folgt zusammengefasst werden:

,

Bei der Fusion von vier Protonen entstehen also neben dem Heliumkern zwei Positronen, zwei Elektronneutrinos und zwei Gammaquanten.[1] Aufgrund des auftretenden Massendefekts wird eine Energie von 26,731 MeV frei.[2] Die direkte Fusion von vier Protonen ist zum Erklären der Leuchtkräfte der Sterne zu unwahrscheinlich [2], das Wasserstoffbrennen läuft stattdessen vor allem in zwei verschiedenen Reaktionsketten ab:[3]

Die Elektronneutrinos können den Stern praktisch ungehindert verlassen, daher hängt die dem Stern zur Verfügung stehende Energie von der Reaktionskette ab [4]

Relative Energieproduktion für den Proton-Proton- (PP), CNO- und Triple-α-Fusionsprozesse in Abhängigkeit der Temperatur. Bei Temperaturen wie im Kern der Sonne ist der PP-Prozess dominant.
Achtung: Temperaturskala ist fehlerhaft!

Die Energieerzeugungsrate ist bei der Proton-Proton-Reaktion proportional zur 4. Potenz der Temperatur, beim Bethe-Weizsäcker-Zyklus zur 18. Potenz.[5] Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5 % eine Steigerung von 22 % bzw. 141 % bei der Energiefreisetzung. Beim Heliumbrennen (27. Potenz) und Kohlenstoffbrennen (30. Potenz) liegen diese Werte nochmals deutlich höher.

Während der Hauptreihenphase findet das Wasserstoffbrennen im Kern des Sternes bei Temperaturen zwischen 5 und 55 MK statt.[2] Für die Sonne bedeutet das, dass bei einer Kerntemperatur von 15,6 MK[2] in jeder Sekunde etwa 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 560 Millionen Tonnen Helium „verschmolzen“ werden, der Massendefekt also 4 Millionen Tonnen beträgt. Nach dem Verlassen der Hauptreihe findet das Wasserstoffbrennen in einer Schale um den Kern statt. Dabei werden Temperaturen zwischen 45 und 100 MK erreicht.[2]

Der Massendefekt bei der Fusion von Wasserstoff zu Helium ist der größte aller Fusionsreaktionen und somit bezüglich der Energie am ergiebigsten; die nächste Stufe stellarer Fusionsreaktionen, das Heliumbrennen, setzt pro erzeugtem Kohlenstoffkern nur noch etwa ein Zehntel davon frei.

Siehe auchBearbeiten

LiteraturBearbeiten

  • Bogdan Povh et al.: Teilchen und Kerne. 4. Auflage, Springer Verlag 1997, ISBN 3-540-61737-X, S. 317–318.

EinzelnachweiseBearbeiten

  1. Bradley W. Carroll, Dale A. Ostlie: An introduction to modern astrophysics. 2nd ed., Pearson new International ed. Pearson, Harlow 2014, ISBN 978-1-292-02293-2, S. 399.
  2. a b c d e Christian Iliadis: Nuclear Physics of Stars. 2. Auflage. Wiley-VCH, Weinheim 2015, ISBN 978-3-527-33648-7, S. 353 (englisch).
  3. John N. Bahcall, M. C. Gonzalez-Garcia, Carlos Peña-Garay: Does the Sun Shine by pp or CNO Fusion Reactions? In: Physical Review Letters. 90, 2003, doi:10.1103/PhysRevLett.90.131301.
  4. Christian Iliadis: Nuclear Physics of Stars. 2. Auflage. Wiley-VCH, Weinheim 2015, ISBN 978-3-527-33648-7, S. 364 (englisch).
  5. Eric G. Adelberger et al.: Solar fusion cross sections. II. The pp chain and CNO cycles. In: Reviews of Modern Physics. Band 83, Nr. 1, 2011, S. 226, doi:10.1103/RevModPhys.83.195.