Kernfusionsprozesse

Damit atomare Kernfusionsprozesse ablaufen können, sind hohe Temperaturen (mindestens einige Millionen Kelvin) zur Überwindung elektrostatischer Abstoßungsbarrieren sowie hohe Materiedichten notwendig, damit genügend Stöße erfolgen.
Zur Fusion von Wasserstoffkernen in Heliumkerne (α-Teilchen) kennt man hauptsächlich zwei Reaktionszyklen:

In den beiden ersten Schritten wird ein Helium-3-Kern erzeugt. Im dritten Schritt werden zwei He³ Kerne benötigt, weshalb die beiden ersten Schritte doppelt erfolgen müssen um den Vorgang im letzten Schritt zu ermöglichen. Der P-P-Prozess (Proton-Proton-Prozess) läuft ab etwa 3 Millionen Kelvin an. Er ist stark temperaturabhängig (ε_pp ~ p ∙ T^5,3). In der Sonne (Zentraltemperatur etwa 15 Millionen Kelvin) wird der überwiegende Anteil an der Energieproduktion durch den P-P-Prozess bewirkt. Auch bei Sternen der ersten Generation, die noch nicht über Kohlenstoff (C) verfügen, ist der P-P-Prozess die Primärenergiequelle.

Wie beim P-P-Prozesse werden jeweils als Ergebnis 4 Wasserstoffkerne zu 1 Heliumkernen fusioniert. Die Energiefreisetzung ist ein wenig geringer. Der Zyklus läuft über die Produktion von Sauerstoff- und Stickstoffkernen. Kohlenstoff dient lediglich als der Katalysator, in der Bilanz taucht er nicht auch.
Der CNO-Zyklus ist noch temperaturempfindlicher als der P-P-Prozess (ε_CNO ~ p²T¹⁶). Bei höheren Zentraltemperaturen (z.B. im Zentrum der Wega bei 25 Millionen Kelvin) überwiegt daher der der CNO-Prozess gegenüber dem P-P-Prozess. Voraussetzung ist jedoch das vorhanden seien von C.
Der Kohlenstoff (C) - Stickstoff (N) - Sauerstoff (O) Zyklus wird auch Bethe-Weizsäcker-Prozess genannt nach Hans Bethe (*1906-1967 Nobelpreis für Physik) und Carl Friedrich von Weizsäcker (*1912), die den Prozess erstmals beschrieben hatten.
In späteren Lebensstadien in denen Sterne Zentraltemperaturen von über 100 Millionen Kelvin erreichen, spielt die Verschmelzung von Heliumkernen zu Kohlenstoffkernen noch eine wesentliche Rolle zur Energieproduktion. Dieser Fusionsprozess wird 3α-Zyklus oder Salpeterprozess (nach E. E. Salpeter) genannt.

Jeweils 3 Heliumkerne (α-Teilchen) fusionieren zu einem Kohlenstoffkern:

Der Prozess beginnt ab einer Temperatur von etwa 120 Millionen Kelvin. Er ist sehr temperaturempfindlich, leichtes Ansteigen von T. facht ihn ungemein stark an (ε_α ~ p²T³⁰).

Bei massereiche Stern und noch hören Zentraltemperaturen laufen weitere Kernfusionsprozesse ab (Kohlenstoff-, Sauerstoff-, Silizium-Brennen und so weiter), die aber für die Energiefreisetzung weniger bedeutsam sind. Sie verändern vor allem die Opazität in der einzelnen Schichten durch die Erhöhung des Z-Anteils. Durch diese höheren Fusionsprozesse werden Natrium (Na), Neon (Ne), Sauerstoff (O), Phosphor (P), Schwefel (S), Silizium (Si) bis hin zum Eisen (Fe) produziert.
Das Wasserstoffbrennen stellt die Hauptenergiequelle während der meisten Zeit des normalen Sternlebens dar, also die Phase, in der der Stern auf der Hauptreihe des HRD (siehe Sterntypen) sitzt. Dabei ist der P-P-Prozess für die untere Hauptreihe maßgebend. Beim Einsetzen des 3α-Prozesses (zünden des Heliumkernes) hat sich der Stern schon weit von der Hauptreihe entfernt und ist auf dem Weg zum Riesenast. Das Zünden der Heliumfusion zu Kohlenstoff erfolgt bei Temperaturen oberhalb von 100 Millionen Kelvin.

Der P-P-Prozess

Die Sonne erzeugt Energie durch schrittweise Fusion von 4 Wasserstoffkernen, also Protonen, zu einem ihrem Kern He⁴. Da einen ersten Schritt 2 Protonen miteinander reagieren, bezeichnet man die Gesamtreaktionskette als Proton-Proton-Reaktion, abgekürzt PP. Die Produkte des ersten Schrittes sind ein Deuteron H² so wie ein Positron und ein Neutrino.
Das Deuteron, der Kern des schweren Wasserstoff (Deuterium), enthält neben den Proton noch ein zusätzliches Neutron. Das Positron, als Antiteilchen des Elektrons, reagiert unmittelbar mit einem der vielen freien Elektronen, wodurch Gammaphotonen entstehen. Das Neutrino, für das die Sonne praktisch durchsichtig ist, verlässt sie ungehindert und entzieht dem Deuteron einen geringen Teil der frei gewordenen Energie.
Das Deuteron reagierte damit einen Proton, wobei unter Aussendung eines hoch energetischen Gammaphotons ein Heliumkern He³ entsteht.
Nun gibt es drei Möglichkeiten, wie der He³-Kern weiter reagieren kann. Erstens können 2 He³-Kerne unter Aussendung zweier Protonen zu einem He⁴-Kern verschmelzen. Dieser Weg wird PP1 genannt.
die anderen Wege, PP2 und PP3, benutzen ein bereits vorhandenen He⁴-Kern als Katalysator und führen über Kerne der Elemente Beryllium und Lithium beziehungsweise Bor ebenfalls zu Helium als Endprodukt. Im Endeffekt hat sich jeweils ein He³-Kern in einen He⁴-Kern umgewandelt, wobei ein zusätzliches Proton benötigt wurde. Die Wahrscheinlichkeit, dass die Direktion Skripten PP2 oder PP3 Durchlaufen werden, ist allerdings geringer als die für den Prozess PP1. Die Gesamtbilanz ist bei allen drei PP-Reaktionen dieselbe: Insgesamt verschmelzen immer 4 Protonen zu einem He⁴-Kern und 2 Neutrinos verlassen den Stern.
Im Prinzip kann sich Helium auch über den CNO-Zyklus bilden, bei dem die Elemente Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff als Katalysatoren wirken. In der Sonne trägt dieser Prozess nicht einmal 2 Prozent zu Heliumbildung bei, denn er benötigt Temperaturen über 15 Millionen Grad, die nur in einem sehr kleinen Bereich um den Sonnenmittelpunkt auftreten.
Der langsamste Teilprozess der PP-Reaktionsketten ist der erste, bei dem das Deuteron entsteht. Er ist auch der eigentümlichste. Damit er stattfinden kann, muss nämlich eines der beiden stoßenden Protonen im Augenblick des Zusammentreffens einen Beta-Plus-Zerfall erleiden: Unter Aussendung eines Neutrinos und eines Positrons muss es in ein Neutron übergeben. Diese Umwandlung ist sehr unwahrscheinlich. Wäre das nicht der Fall, so verliefe die Energiefreisetzung in der Sonne viel schneller. Die Sonne wäre dann wohl schon längst am Ende ihrer Entwicklung angekommen - und hätte der biologischen Evolution zu wenig Zeit gelassen, intelligente Wesen hervorzubringen.

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