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Letzte Änderung: 15.06.2003
Kernfusion - Motor der Sterne
Die primäre Aufheizung der entstehenden Sterne hat als Energiequelle die potentielle Energie der Gasteilchen, ist also durch Freiwerden von Gravitationsenergie bestimmt. Dies wurde ja schon gezeigt.Die Menge dieser Energie ist sehr begrenzt und für das Milliarden Jahre lange Leuchten der Sterne nicht ausreichend. Sterne wie die Sonne beziehen die abgestrahlte Energie aus nuklearen Prozessen.
"Die Sonne fusioniert Wasserstoff zu Helium". Das lernt man in der Schule, aber ganz so einfach ist es nicht; bedenkt man die Nukleonenzahl in beiden Elementen (typischerweise 1 für H, 4 für He), so müßten vier Wasserstoffkerne gleichzeitig zusammenstoßen, miteinander reagieren und zwei von ihnen einen Betazerfall vollführen, um zwei Neutronen zu erzeugen. Die Wirklichkeit ist gleichzeitig kompliziertzer und einfacher.
Für die Energieproduktion in "normalen" Sternen (also Hauptreihensternen) sind im Wesentlichen zwei Kernreaktionsgruppen verantwortlich, nämlich die Proton-Proton-Reaktionen und der CNO-Zyklus (auch "Bethe-Weizsäcker-Zyklus" nach den Entdeckern dieser Reaktionsfolge)
Proton-Proton-Reaktionen
Genau genommen existieren drei Proton-Proton-Reaktionszyklen, von denen hier nur der wichtigste ("PP I") beschrieben wird.PP I besteht aus drei Reaktionsschritten:
1) 1H+ + 1H+ -> 2D+ + e+ + v |
Hier stoßen tatsächlich zwei Protonen zusammen. Denken wir an die elektromagnetische Wechselwirkung, scheint uns diese Reaktion unmöglich; schließlich müßten sich die zwei positiv geladenen Teilchen abstoßen!
Der Trick liegt in der hohen Temperatur, die für diese Reaktion nötig ist, nämlich min. 15 Mrd. Grad. Da Temperatur nichts weiter ist als die Geschwindigkeit der Teilchen, haben die Protonen eine enorme Geschwindigkeit; man kann sich vorstellen, daß sie einander einfach nicht mehr ausweichen können.
Es entsteht ein Deuteriumkern 2D; ein Proton ist also in einem Betazerfall in ein Neutron und ein Positron e+ zerfallen; gleichzeitig entsteht ein Neutrino (in der Formel mit v bezeichnet), das quasi sofort und ungehindert die Sonne verläßt. Das entstandene Positron trifft binnen kürzester Zeit auf sein Antiteilchen, nämlich ein Elektron, und wird somit zu einem (Gamma-)Photon zerstrahlt.
2) 2D+ + 1H+ -> 3He2+ + Gamma |
Das "frische" Deuteron (also der neue Kern, bestehend aus einem Proton und einem Neutron) fängt ein weiteres Proton ein; dabei entsteht nun erstmalig ein Heliumisotop, nämlich das kurzlebige 3He. Gleichzeitig wird direkt ein Gammaquant frei.
3) 3He2++ 3He2+ -> 4He2+ + 1H+ + 1H+ |
Zwei dieser im Stern selbst "erbrüteten" 3He - Kerne stoßen im letzten Schritt zusammen. Statt jetzt einen Kern mit der Nukleonenzahl 6 zu bilden, entsteht aus den beiden Teilen ein "normaler" He-Kern mit der Nukleonenzahl 4; es wird quasi nur ein Neutron von dem zweiten 3He - Kern auf den ersten übertragen, die beiden "überschüssigen" Protonen werden freigesetzt und stehen für weitere Reaktionen zur Verfügung.
Diese Reaktionsfolge (PP I) hat für uns den (Denk-) Vorteil, daß wirklich nur native Wasserstoffkerne und gebildete Zwischenprodukte in den Formeln auftauchen. PP II und PP III laufen zwar mit dem gleichen Endresultat ab, in den Reaktionsfolgen tauchen jedoch in Zwischenschritten andere Elemente auf, nämlich Beryllium, Lithium und Bor.
CNO-Zyklus
Ähnlich wie PP II und PP III braucht der zweite wichtige Mechanismus, nämlich der von Bethe und Weizsäcker formulierte CNO-Zyklus, einen "fremden" Atomkern als Katalysator.C, N und O stehen für die Atome Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff. Ein Kohlenstoffkern dient als Ausgangspunkt für folgende Reaktionen:
1) 12C + 1H -> 13N + Gamma |
Ein gewöhnlicher Kohlenstoffkern (Nukleonenzahl 12) wird von einem Proton getroffen. Bei der Fusion der beiden Teilchen entsteht ein labiler Zwischenkern, das Isotop 13N, sowie ein Gammaquant. Das Stickstoffisotop 13N unterliegt umgehend einem Betazerfall, wobei ein Kern 13C, ein Positron sowie ein Neutrino entstehen:
2) 13N -> 13C + e+ + v |
Neutrino und Positron verhalten sich genau wie beim PP I - Cyclus. Wichtig ist der 13C-Kern:
3) 13C + 1H -> 14N + Gamma |
Durch einen weiteren Proton-Treffer entsteht aus dem 13C ein 14N-Atomkern, das stabile Stickstoff-Isotop, das 80% der irdischen Atmosphäre ausmacht.
4) 14N + 1H -> 15O + Gamma |
Durch Protoneneinfang wird aus dem Stickstoffkern ein Kern des Isotops 15O, also Sauerstoff. Genau wie das 13N ist 15O instabil und erleidet einen Betazerfall, wobei 15N entsteht, also ein weiteres Stickstoffisotop:
5) 15O -> 15N + e+ + v |
Im letzten Schritt des CNO-Zyklus fängt 15N ein weiteres Proton ein, wobei diesmal nicht ein schwererer Kern sondern zwei leichtere entstehen:
6) 15N + 1H -> 12C + 4He |
Voila - hier haben wir jetzt unseren stabilen Heliumkern 4He - und einen Kern 12C, der am Anfang der Reaktionskette gebraucht wurde!
Wer jetzt wieder an die elektromagnetische Wechselwirkung denkt, wird sehen, daß bei den Kernreaktionen vielfach stärker geladene Atomkerne mitspielen. Die Protonen, die in z.B. den 12C - Kern eindringen, müssen ein viel höheres Potential überwinden als es beim Proton-Proton-Zyklus der Fall war. Und tatsächlich wird für einen effektiven CNO-Zyklus eine höhere Temperatur benötigt als für die Proton-Proton-Reaktionen; in sehr leichten Sternen mit geringer Temperatur im Sternkern spielt der CNO-Zyklus eine untergeordnete Rolle, während er z.B. in schweren O- und B-Sternen die Hauptenergiequelle ist.
Heliumreaktionen
In den Kernen älterer Sterne wird die Konzentration von Wasserstoff immer geringer, während die des Heliums stetig ansteigt. Im späten Stadium der Entwicklung wird Helium daher als Energiequelle herhalten müssen. Der folgende Mechanismus ist dafür beschrieben worden:1) 4He + 4He <=> 8Be |
Wie der Hin- und Rückpfeil symbolisieren sollen, ist diese Reaktion reversibel. Der Grund dafür ist die Instabilität des Beryllium-8-Kernes, der mit einer Halbwertszeit von rund 10-16 Sekunden wieder in die Ausgangskerne zerfällt. Allerdings kann in der kurzen Zeit, in der das Beryllium besteht, ein weiterer Heliumkern "zuschlagen":
2) 8Be + 4He -> 12C + Gamma |
Hier entsteht unter Energiefreisetzung der stabile 12C - Kern, der teilweise durch weiteren Heliumeinfang zu 16O (dem stabilen Sauerstoffisotop) und - in geringem Umfang - zu 20Ne weiterreagiert.
Bedenken wir wiederum die EMWW. Diesmal müssen nicht nur Protonen, sondern zweifach positiv geladene Heliumkerne (die sog. Alphateilchen) die Potentiale z.B. des 8Be-Kerns überwinden. Das setzt eine noch höhere Geschwindigkeit (sprich: Temperatur) der Teilchen voraus; die geschilderten Helium-Reaktionen laufen effektiv erst bei Temperaturen um die 100 Mio Grad Celsius ab - sie spielen die Hauptrolle in den Kernen der roten Riesensterne, aber dazu später.
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