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Wasserstoffbrennen Mit wird die Kernfusion von Protonen d h von Atomkernen des häufigsten Isotops 1H des Wasserstoffs zu

Wasserstoffbrennen

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.

Schema der Proton-Proton-Reaktion

Das Wasserstoffbrennen kann wie folgt zusammengefasst werden:

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.

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

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

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

Die Energieerzeugungsrate ist bei der Proton-Proton-Reaktion proportional zur vierten Potenz der Temperatur, beim Bethe-Weizsäcker-Zyklus zur 18. Potenz. 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. Für die Sonne bedeutet das, dass bei einer Kerntemperatur von 15,6 MK 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.

Von der Art der Reaktionskette (CNO-Zyklus oder p-p-Zyklus) hängt ab, ob der Stern im Zentrum eine Konvektionszone oder eben keine besitzt. Der Temperaturgradient in einem Stern hängt zwar nicht von der Art der Reaktion ab (nur von seiner Masse), aber die Fusionsraten von p-p-Zyklus und CNO-Zyklus hängen unterschiedlich stark von der Temperatur ab. Damit Konvektion stattfindet, muss entweder die Opazität (wie in der Hülle von kühlen Sternen oder bei Sternen mit weniger als 0,35 Sonnenmassen) hoch sein oder der Energiefluss hoch sein. Bei Sternen unter 1,12 Sonnenmassen und solaren Häufigkeiten von C, N und O ist der p-p-Zyklus noch die bestimmende Fusionsreaktion, welche relativ wenig von der Temperatur abhängt. Die Fusionsrate ist im Zentrum des Kerns am höchsten und nimmt nach außen dem Temperaturgradienten entsprechend langsam ab, die freiwerdende Energie kann dabei noch radiativ (durch Strahlung) übertragen werden. Bei Sterne mit 1,3 Sonnenmassen und mehr ist wegen der höheren Kerntemperatur der CNO-Zyklus die bestimmende Reaktion, bei der die Fusionsgeschwindigkeit sehr viel stärker an die Temperatur gekoppelt ist. Infolgedessen ist die gesamte Energieproduktion fast punktförmig im Kern solcher Sterne konzentriert, der Energiefluss ist hoch und die Übertragung im Kern erfolgt nun konvektiv (durch Strömung). Je schwerer der Stern ist, umso dichter reicht die Konvektionszone bis unter die Oberfläche: Sterne ab ~60 Sonnenmassen sind (anfangs) fast voll konvektiv. Mit abnehmendem Wasserstoffgehalt im Kern muss die Temperatur ansteigen, was dazu führt, dass Sterne mit radiativen Kernen zwischen 1,3 und 1,12 Sonnenmassen früher oder später während ihrer Hauptreihenphase vom p-p-Zyklus in den CNO-Zyklus wechseln und einen konvektiven Kern bekommen.

Die Konvektion im Kern von Sternen mit CNO-Zyklus führt zur ständigen Durchmischung und letztendlich dazu, dass der Wasserstoff am Ende der Hauptreihenphase schlagartig versiegt, während bei Sternen mit p-p-Zyklus der Kern langsam von innen her „ausbrennt“ und ein langsamer Übergang ins Schalenbrennen stattfindet. Sterne mit CNO-Zyklus müssen dagegen beim Versiegen des Wasserstoffs im Kern insgesamt so weit kontrahieren, bis die den ehemaligen Kern umgebende Kugelschale soweit aufgeheizt ist, dass dort das Wasserstoffschalenbrennen einsetzen kann. Die Kontraktion des gesamten Sterns bis zum Einsetzen des Schalenbrennens führt nun zu einer Aufheizung der Oberfläche, im Hertzsprung-Russell-Diagramm zeigen die Evolutionslinien von Sternen mit CNO-Zyklus einen charakteristischen „blauen Haken“, bevor die Entwicklung zum Riesenstern beginnt.

Literatur Bearbeiten

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

Einzelnachweise Bearbeiten

  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. ↑ 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.
  6. O.R. Pols: Stellar Structure and Evolution. Hrsg.: Astronomical Institute Utrecht. Chapter 9.3.
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Mit Wasserstoffbrennen wird die Kernfusion von Protonen d h von Atomkernen des haufigsten Isotops 1H des Wasserstoffs zu Helium im Inneren von Sternen oder im Fall einer Nova auf der Oberflache eines weissen Zwergs bezeichnet also mit anderen Worten die stellare Wasserstofffusion Diese Reaktion stellt in normalen Sternen wahrend 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 Schema der Proton Proton ReaktionDas Wasserstoffbrennen kann wie folgt zusammengefasst werden 6 1 1 H 2 4 H e 2 1 1 H 2 e 2 n e 2 g displaystyle 6 1 1 mathrm H rightarrow 2 4 mathrm He 2 1 1 mathrm H 2e 2 nu e 2 gamma Der Massendefekt bei der Fusion von Wasserstoff zu Helium ist der grosste aller Fusionsreaktionen und somit bezuglich der Energie am ergiebigsten die nachste Stufe stellarer Fusionsreaktionen das Heliumbrennen setzt pro erzeugtem Kohlenstoffkern nur noch etwa ein Zehntel davon frei 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 zur Erklarung der Leuchtkrafte der Sterne zu unwahrscheinlich 2 das Wasserstoffbrennen lauft stattdessen vor allem in zwei verschiedenen Reaktionsketten ab 3 die relativ direkte Proton Proton Reaktion der schwere Elemente Kohlenstoff Stickstoff Sauerstoff nutzende Bethe Weizsacker Zyklus CNO Zyklus Die Elektronneutrinos konnen den Stern praktisch ungehindert verlassen daher hangt die dem Stern zur Verfugung stehende Energie von der Reaktionskette ab 4 Relative Energieproduktion fur den Proton Proton PP CNO und Triple a Fusionsprozesse in Abhangigkeit von der Temperatur Bei Temperaturen wie im Kern der Sonne ist der PP Prozess dominant Die Energieerzeugungsrate ist bei der Proton Proton Reaktion proportional zur vierten Potenz der Temperatur beim Bethe Weizsacker Zyklus zur 18 Potenz 5 Mithin bewirkt eine Erhohung 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 hoher Wahrend der Hauptreihenphase findet das Wasserstoffbrennen im Kern des Sternes bei Temperaturen zwischen 5 und 55 MK statt 2 Fur 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 betragt 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 Von der Art der Reaktionskette CNO Zyklus oder p p Zyklus hangt ab ob der Stern im Zentrum eine Konvektionszone oder eben keine besitzt Der Temperaturgradient in einem Stern hangt zwar nicht von der Art der Reaktion ab nur von seiner Masse aber die Fusionsraten von p p Zyklus und CNO Zyklus hangen unterschiedlich stark von der Temperatur ab Damit Konvektion stattfindet muss entweder die Opazitat wie in der Hulle von kuhlen Sternen oder bei Sternen mit weniger als 0 35 Sonnenmassen hoch sein oder der Energiefluss hoch sein Bei Sternen unter 1 12 Sonnenmassen und solaren Haufigkeiten von C N und O ist der p p Zyklus noch die bestimmende Fusionsreaktion welche relativ wenig von der Temperatur abhangt Die Fusionsrate ist im Zentrum des Kerns am hochsten und nimmt nach aussen dem Temperaturgradienten entsprechend langsam ab die freiwerdende Energie kann dabei noch radiativ durch Strahlung ubertragen werden Bei Sterne mit 1 3 Sonnenmassen und mehr ist wegen der hoheren Kerntemperatur der CNO Zyklus die bestimmende Reaktion bei der die Fusionsgeschwindigkeit sehr viel starker an die Temperatur gekoppelt ist Infolgedessen ist die gesamte Energieproduktion fast punktformig im Kern solcher Sterne konzentriert der Energiefluss ist hoch und die Ubertragung im Kern erfolgt nun konvektiv durch Stromung Je schwerer der Stern ist umso dichter reicht die Konvektionszone bis unter die Oberflache Sterne ab 60 Sonnenmassen sind anfangs fast voll konvektiv Mit abnehmendem Wasserstoffgehalt im Kern muss die Temperatur ansteigen was dazu fuhrt dass Sterne mit radiativen Kernen zwischen 1 3 und 1 12 Sonnenmassen fruher oder spater wahrend ihrer Hauptreihenphase vom p p Zyklus in den CNO Zyklus wechseln und einen konvektiven Kern bekommen Die Konvektion im Kern von Sternen mit CNO Zyklus fuhrt zur standigen Durchmischung und letztendlich dazu dass der Wasserstoff am Ende der Hauptreihenphase schlagartig versiegt wahrend bei Sternen mit p p Zyklus der Kern langsam von innen her ausbrennt und ein langsamer Ubergang ins Schalenbrennen stattfindet Sterne mit CNO Zyklus mussen dagegen beim Versiegen des Wasserstoffs im Kern insgesamt so weit kontrahieren bis die den ehemaligen Kern umgebende Kugelschale soweit aufgeheizt ist dass dort das Wasserstoffschalenbrennen einsetzen kann Die Kontraktion des gesamten Sterns bis zum Einsetzen des Schalenbrennens fuhrt nun zu einer Aufheizung der Oberflache im Hertzsprung Russell Diagramm zeigen die Evolutionslinien von Sternen mit CNO Zyklus einen charakteristischen blauen Haken bevor die Entwicklung zum Riesenstern beginnt 6 Literatur BearbeitenBogdan Povh et al Teilchen und Kerne 4 Auflage Springer Verlag 1997 ISBN 3 540 61737 X S 317 318 Einzelnachweise Bearbeiten 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 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 John N Bahcall M C Gonzalez Garcia Carlos Pena Garay Does the Sun Shine by pp or CNO Fusion Reactions In Physical Review Letters 90 2003 doi 10 1103 PhysRevLett 90 131301 Christian Iliadis Nuclear Physics of Stars 2 Auflage Wiley VCH Weinheim 2015 ISBN 978 3 527 33648 7 S 364 englisch 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 O R Pols Stellar Structure and Evolution Hrsg Astronomical Institute Utrecht Chapter 9 3 Stellare Nukleosynthese Wasserstoffbrennen Heliumbrennen Kohlenstoffbrennen Neonbrennen Sauerstoffbrennen Siliciumbrennen Abgerufen von https de wikipedia org w index php title Wasserstoffbrennen amp oldid 237286274