Drei-Alpha-Prozess

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Drei-Alpha-Prozess

Durch den Drei-Alpha-Prozess (3α-Prozess) werden im Inneren von Sternen drei Helium-Kerne (α-Teilchen) durch Kernfusionsreaktionen in Kohlenstoff umgewandelt und senden dabei Gammastrahlung aus. Dies wird auch als Heliumbrennen oder, nach seinem Entdecker Edwin Salpeter, als Salpeter-Prozess bezeichnet.

Voraussetzungen[Bearbeiten]

Diese Kernfusionsreaktion kann nur bei Temperaturen über 100 Millionen Kelvin ablaufen und setzt das reiche Vorhandensein von Helium voraus. Daher tritt sie normalerweise nur in den Zentren von Sternen in späten Phasen ihrer Entwicklung auf, in denen ein höherer Druck und höhere Temperaturen als momentan in der Sonne herrschen und ausreichend Helium bereits durch Proton-Proton-Reaktionen oder den Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus) erzeugt wurde. Bei den notwendigen Temperaturen sind alle beteiligten Atomkerne vollständig ionisiert, d. h. ohne Elektronenhülle.

Die Sonne wird erst beim Eintritt in die letzte Phase ihres Lebenszyklus, in etwa 4 Milliarden Jahren, in der Lage sein, das Heliumbrennen zu starten, nachdem in ihrem Kernbereich durch das Wasserstoffbrennen aller Wasserstoff zu Helium fusioniert wurde. Der erhöhte Strahlungsdruck während des Heliumbrennens führt zu einem Aufblähen der äußeren Sonnenschichten, die sich nun wegen der größeren Oberfläche abkühlen, woraufhin sich das Strahlungsspektrum der Photosphäre der Sonne zu längeren Wellenlängen verschiebt. Ein Stern in diesem Zustand wird darum als roter Riese bezeichnet.

Ablauf[Bearbeiten]

Im Einzelnen läuft beim 3α-Prozess Folgendes ab:

\mathrm{\ ^4He + \ ^4He \longleftrightarrow \ ^8Be + \gamma - \ 91,78 \ keV} endotherm
\mathrm{\ ^8Be + \ ^4He \longrightarrow \ ^{12}C + \gamma + \ 7,367 \ MeV} exotherm

Der frei werdende Nettoenergiebetrag bei diesem Prozess ist 7,275 MeV. Der Kohlenstoffkern 12C kann als Ausgangsstoff beim u. U. später einsetzenden Kohlenstoffbrennen dienen.

Die Energiefreisetzungsrate ist beim 3α-Prozess proportional zur 30. Potenz der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5 % eine Steigerung von 332 % bei der Energiefreisetzung.

Der im ersten Schritt erzeugte Berylliumkern 8Be ist instabil und zerfällt mit einer mittleren Lebensdauer von 2,6·10-16 s wieder in zwei Heliumkerne 4He; deshalb ist es für die Erzeugung eines Kohlenstoffkerns notwendig, dass drei α-Teilchen nahezu simultan zusammenstoßen (daher der Name 3α-Prozess). Da für ein solches Zusammentreffen eine niedrige Wahrscheinlichkeit besteht, ist ein langer Zeitraum nötig, um Kohlenstoff zu erzeugen. Eine Konsequenz daraus ist, dass durch den Urknall kein Kohlenstoff produziert wurde, weil die Temperatur rasch unter die für die Fusion benötigte abfiel. Dieses Problem wird auch als Beryllium-Barriere bezeichnet.

Gewöhnlich ist die Wahrscheinlichkeit für das Auftreten des 3α-Prozesses sehr gering. Der energetische Grundzustand von 8Be entspricht jedoch fast genau der Energie zweier α-Teilchen. Die Energie der beiden Kerne 8Be und 4He aus dem zweiten Schritt entspricht wiederum fast genau der Energie eines Anregungszustandes des 12C. Diese beiden Resonanzen erhöhen stark die Wahrscheinlichkeit, dass ein ankommendes α-Teilchen mit einem 8Be zu 12C fusionieren wird. Da durch den 3α-Prozess bereits die Sterne der ersten nach dem Urknall entstandenen Generation in der Lage waren, 12C in großen Mengen zu erzeugen, wird dieses Isotop auch als primäres Isotop des Kohlenstoffs bezeichnet.

Die Tatsache, dass die Existenz von Kohlenstoff im Universum von der genauen Höhe des angeregten Energieniveaus des Berylliumkerns 8Be abhängt, sowie die geringe Wahrscheinlichkeit weiterführender Fusionsprozesse nach der Synthese von Sauerstoff wurden von Fred Hoyle als Hinweis auf die Existenz einer schöpfenden Kraft gesehen. Diese spezielle Problematik gliedert sich allerdings in den Gesamtkomplex der noch nicht verstandenen, tatsächlichen oder scheinbaren Feinabstimmung der Naturkonstanten ein. [1].

Folgereaktionen[Bearbeiten]

Eine Folgeerscheinung des 3α-Prozesses ist, dass einige der Kohlenstoffkerne 12C mit weiteren Heliumkernen 4He fusionieren können, wobei das stabile Isotop 16O des Sauerstoffs erzeugt und Energie freigesetzt wird:

\mathrm{\ ^{12}C + \ ^4He \longrightarrow \ ^{16}O + \gamma}

Der nächste Umwandlungsschritt, bei dem Sauerstoff 16O mit α-Teilchen fusionieren würde, um Neon 20Ne zu erzeugen, stellt sich aufgrund von Kernspinregeln als unwahrscheinlich heraus. Das führt zu einer Situation, in der die stellare Nukleosynthese große Mengen an Kohlenstoff und Sauerstoff produziert, aber von einer Umwandlung der meisten dieser Elemente in Neon und schwerere Elemente abgehalten wird.

Sowohl Sauerstoff als auch Kohlenstoff bilden damit die »Asche« des Heliumbrennens; der Kern des Sterns besteht am Ende dieser Fusionsphase im Wesentlichen aus diesen beiden Elementen.

Literatur[Bearbeiten]

  • Povh, Bogdan et al.: Teilchen und Kerne, 4. Auflage, Springer Verlag 1997, ISBN 3-540-61737-X, S. 318-320
  • Salpeter, E. E., Astrophys. J. 115 (1952) 326

Weblinks[Bearbeiten]

Siehe auch[Bearbeiten]

Referenzen[Bearbeiten]

  1. Hoyle, Fred. "The Universe: Past and Present Reflections", Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, 20 (1982)