Wasserstoffbrennen

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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.

Der Prozess der Kernfusion kann beim Wasserstoffbrennen auf zwei Arten ablaufen, bei denen auf verschiedenen Wegen jeweils vier Protonen in einen Heliumkern 4He, zwei Positronen und zwei Elektronneutrinos umgewandelt werden:[1]

Bei der Fusion von vier Protonen zum Heliumkern wird einerseits Materie in Form von zwei Positronen erzeugt, andererseits wird Materie in Energie umgewandelt. Diese Äquivalenz von Masse und Energie wird in der bekannten Formel E = mc² von Albert Einstein beschrieben, aufgrund des auftretenden Massendefekts wird eine Energie von etwa 25 MeV frei. Bei der Sonne bedeutet das, dass in jeder Sekunde etwa 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 560 Millionen Tonnen Helium „verschmolzen“ werden, der Massendefekt also 4 Millionen Tonnen beträgt.

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.

Die Energieerzeugungsrate ist bei der Proton-Proton-Reaktion proportional zur 4. Potenz der Temperatur, beim Bethe-Weizsäcker-Zyklus zur 18. Potenz.[2] 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.

Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Literatur[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. 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.
  2. 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.