Proton-Proton-Reaktion

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Schematischer Ablauf der Proton-Proton-Reaktion

Die Proton-Proton-Reaktion (p-p-Reaktion, Proton-Proton-Kette) ist eine von zwei Fusionsreaktionen des so genannten Wasserstoffbrennens, durch die die Sterne Wasserstoff in Helium umwandeln. Die andere Reaktion ist der Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus). Bei Sternen mit Größen bis zur Masse der Sonne spielt die Proton-Proton-Reaktion eine wichtigere Rolle bei der Energieumwandlung. Der stark exotherme Charakter der Fusion rührt daher, dass das Endprodukt Helium eine um 0,635 % geringere Masse aufweist als die in die Reaktion eingegangenen Wasserstoffteilchen (Massendefekt). Die Differenz wird dabei nach der einsteinschen Gleichung E = mc2 in Energie umgewandelt.

Die Proton-Proton-Reaktion hat die niedrigsten Temperaturvoraussetzungen aller in Sternen auftretenden Fusionsreaktionen (in Braunen Zwergen laufen zwar auch unterhalb dieser Grenze Fusionsreaktionen ab, sie zählen aber nicht zu den Sternen). Sie kann in Sternen mit einer Kerntemperatur von mehr als 3 Millionen Kelvin ablaufen. Bei diesen Temperaturen sind alle beteiligten Atomkerne vollständig ionisiert, d. h. ohne Elektronenhülle.

Die Fusionsrate ist bei der Proton-Proton-Reaktion proportional zur 6. Potenz der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5 % eine Steigerung der Energiefreisetzung von 34 %.

Startreaktionen[Bearbeiten]

Der erste Schritt der Proton-Proton-Reaktion: Zwei Protonen verschmelzen zu einem Deuteriumkern. Gleichzeitig werden ein Positron und ein Elektronneutrino emittiert.
Der zweite Schritt der Proton-Proton-Reaktion: Ein Proton und ein Deuteriumkern verschmelzen zu einem Heliumkern 3He unter gleichzeitiger Abgabe eines Gammaquants.
Der dritte Schritt der Proton-Proton-Reaktion: Zwei 3He-Kerne fusionieren zu 4He und setzen dabei zwei Protonen frei.

Zunächst fusionieren zwei Wasserstoffkerne 1H (Protonen) zu einem Deuteriumkern 2H, wobei durch die Umwandlung eines Protons in ein Neutron ein Positron e+ und ein Elektronneutrino νe frei werden.

1H + 1H → 2H + e+ + νe + 0,42 MeV

Die Reaktionsrate ist sehr klein und damit für die Gesamtreaktion geschwindigkeitsbestimmend. Grund ist, dass die elektrostatische Abstoßung die positiv geladenen Protonen meist auf Abstand hält, für das Diproton kein gebundener Zustand existiert und die Entstehung des Neutrons als Prozess der schwachen Wechselwirkung nur bei sehr kleinen Abständen möglich ist. Selbst nach der Maxwell-Boltzmann-Verteilung sehr seltene, besonders energiereiche Stöße reichen nach der klassischen Theorie nicht aus. Nur durch den quantenmechanischen Tunneleffekt kommen sich die Protonen doch nahe genug, allerdings mit sehr geringer Wahrscheinlichkeit: In der Sonne dauert es im Schnitt 1,4·1010 Jahre, bis ein bestimmtes Proton mit einem anderen reagiert, weshalb die Sonne eine große Lebensdauer hat.

Von der relativ geringen Energiefreisetzung der Reaktion trägt das Neutrino durchschnittlich 0,26 MeV davon. Da diese leichten Teilchen die Sternmaterie nahezu ungehindert durchdringen, ist dieser Energieanteil für die Sternphysik verloren.

Das entstandene Positron annihiliert sofort mit einem Elektron e, d. h., sie reagieren miteinander und werden vollständig in Energie umgewandelt. Die Masse beider Partner wird in Form von zwei Gammaquanten γ als Energie frei.

e+ + e → 2γ + 1,022 MeV

Das entstandene Deuterium kann anschließend mit einem weiteren Proton reagieren, wobei das leichte Helium-Isotop 3He entsteht:

2H + 1H → 3He + γ + 5,49 MeV

Dieser Prozess hängt nicht von der schwachen Wechselwirkung ab, und die Bindungsenergie ist groß. Daher ist die Reaktionsrate viel größer: In der Sonne lebt das durch die Startreaktion entstandene Deuterium nur etwa 1,4 Sekunden. Das bei der Sternentstehung vorhandene Deuterium kann schon in viel kleineren Himmelskörpern reagieren, ab einer Größe von etwa 12 Jupitermassen. Dies markiert die Untergrenze für einen Braunen Zwerg.

Hauptfolgereaktionen[Bearbeiten]

Es gibt nun im Wesentlichen drei verschiedene Reaktionsketten, bei denen schließlich das (in der Natur überwiegende) Helium-Isotop 4He erzeugt wird. Sie setzen bei verschiedenen Temperaturen ein. In der Sonne treten die nachfolgend beschriebenen Reaktionen unterschiedlich häufig auf:

  • Proton-Proton-Reaktion I: 91 %
  • Proton-Proton-Reaktion II: 9 %
  • Proton-Proton-Reaktion III: 0,1 %

Proton-Proton-Reaktion I[Bearbeiten]

Nach durchschnittlich 106 Jahren fusionieren zwei Heliumkerne 3He zu 4He (α-Teilchen), wobei zwei Protonen freiwerden. Sie stehen für weitere Reaktionsschritte zur Verfügung.

3He +3He → 4He + 1H + 1H + 12,86 MeV

Die vollständige Reaktionskette bis hier, bei der die unter Startreaktion aufgeführten Reaktionen je zweimal durchlaufen werden, um die notwendigen 3He-Teilchen für die letzte Fusion zu schaffen, setzt eine Nettoenergie – also abzüglich der Neutrinoenergie – von

2×(0,42 MeV + 1,022 MeV + 5,49 MeV − 0,26 MeV) + 12,86 MeV = 26,204 MeV

frei (≈ 4,20·10−12 J). Die Proton-Proton-Reaktion I ist vorherrschend bei Temperaturen von 10–14 Millionen Kelvin. Unterhalb dieser Temperatur wird nur sehr wenig 4He produziert.


Proton-Proton-Reaktion II[Bearbeiten]

Proton-Proton-II-Reaktion

Bei der Proton-Proton-Reaktion II dient ein früher erzeugter Heliumkern 4He als Katalysator, um einen weiteren aus 3He herzustellen.

3He + 4He 7Be + γ + 1,59 MeV
7Be + e 7Li + νe
7Li + 1H 4He + 4He + 17,35 MeV

Die Proton-Proton-Reaktion II läuft vorrangig bei Temperaturen von 14–23 Millionen Kelvin ab.

90 % der Neutrinos, die durch die zweite Reaktion erzeugt werden, besitzen eine Energie von 0,861 MeV, während es bei den übrigen 10 % 0,383 MeV sind, abhängig davon, ob sich das entstandene Lithium 7Li im Grundzustand oder im angeregten Zustand befindet.

Der dritte Reaktionsschritt kann auch ohne die beiden ersten Reaktionen mit Lithium ablaufen, das der Stern bei seiner Entstehung mitbekam (Lithiumbrennen). Dadurch nimmt die Lithiumkonzentration in Sternen ab.


Proton-Proton-Reaktion III[Bearbeiten]

Proton-Proton-III-Reaktion

Auch hier fungiert ein Heliumkern 4He als Katalysator.

3He + 4He 7Be + γ + 1,59 MeV
7Be + 1H 8B + γ + 0,14 MeV
8B 8Be + e+ + νe + 18 MeV
8Be 4He + 4He

Die Proton-Proton-Reaktion III ist vorherrschend bei Temperaturen über 23 Millionen Kelvin.

Diese Reaktion ist zwar nicht die Hauptenergiequelle der Sonne, deren Temperatur nicht hoch genug dafür ist, sie spielt aber bei der Erklärung des solaren Neutrinoproblems eine wichtige Rolle, da sie Neutrinos mit den höchsten Energien von bis zu 14,06 MeV erzeugt, die so genannten 8B-Neutrinos. Solche Neutrinos lassen sich in irdischen Neutrinodetektoren leichter nachweisen als die niederenergetischen.

Weitere Reaktionen[Bearbeiten]

Neben den drei vorgenannten Reaktionen gibt es noch zwei seltener ablaufende.

Proton-Elektron-Proton-Reaktion[Bearbeiten]

Bei der Proton-Elektron-Proton-Reaktion, kurz pep-Reaktion, fusionieren zwei Protonen und ein Elektron zu einem Deuteriumkern.

1H + e + 1H → 2H + νe

Die Reaktion tritt deswegen so selten auf – in der Sonne im Verhältnis von 1:400 gegenüber der Proton-Proton-Reaktion I – da hier drei Teilchen nahezu simultan zusammentreffen müssen. Die Energie der erzeugten Neutrinos ist allerdings mit 1,44 MeV deutlich höher.

Helium-Proton-Reaktion[Bearbeiten]

Noch seltener tritt die Helium-Proton-Reaktion (kurz Hep-Reaktion) ein, die direkte Fusion von Helium 3He mit einem Proton zu 4He.

3He + 1H → 4He + νe + e+ + 18,77 MeV

Asche[Bearbeiten]

Die „Asche“ des Wasserstoffbrennens ist Helium 4He, das als Ausgangsstoff beim unter Umständen später einsetzenden Heliumbrennen dienen kann.

Siehe auch[Bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten]

 Commons: Proton-proton chain reaction – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien