Deuteriumbrennen

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Deuterium und Tritium verschmelzen zu einem Heliumkern

Das Deuteriumbrennen, auch Deuteriumfusion genannt, ist ein Kernfusionsprozess, bei dem Deuteriumkerne (auch D oder ²H genannt), die aus einem Proton und einem Neutron bestehen, miteinander verschmelzen. Deuteriumbrennen ist ein wichtiger Fusionsprozess in jungen Protosternen und Braunen Zwergen.

In Protosternen, die sich gerade in der Hauptsequenzphase der Sternentwicklung befinden, kann das Deuteriumbrennen eine signifikante Energiequelle darstellen, bevor der Wasserstoffbrennprozess einsetzt.[1] Das Deuteriumbrennen beginnt bei niedrigeren Temperaturen und Drücken als das Wasserstoffbrennen, wodurch es früher im Entwicklungsprozess eines Sterns stattfindet. Es setzt bereits bei einer Temperatur von etwa 106 K (1 Million Kelvin) ein, während das Wasserstoffbrennen erst ab etwa 107 K (10 Millionen Kelvin) beginnt.[1]

In Braunen Zwergen, die nicht genug Masse besitzen, um Wasserstoffbrennen im Kern zu ermöglichen, ist das Deuteriumbrennen der wichtigste Energieerzeugungsprozess.[2] Diese Objekte haben Temperaturen und Drücke, die ausreichen, um Deuteriumkerne zu fusionieren, aber nicht genug, um den Prozess des Wasserstoffbrennens aufrechtzuerhalten.

Die Fusion von Deuterium zu Helium spielt bei der Entwicklung massearmer Protosterne eine dominierende Rolle, während sie bei massereicheren Sternen an Bedeutung verliert. Das Deuteriumbrennen macht einen Stern konvektiv instabil, wenn die durch die Fusionsreaktion freigesetzte Energie pro Zeiteinheit die abgestrahlte Energie überschreitet. Bei Protosternen, die massereicher sind als einige Zehntel der Sonnenmasse, verbrennt das Deuterium so schnell, wie es aus der Mutterwolke akkretiert wird.[1]

Mechanismen des Deuteriumbrennens

Es gibt mehrere Wege, auf denen sich das Deuteriumbrennen vollziehen kann.[3] Hier sind einige der wichtigsten Reaktionen, die dabei eine Rolle spielen.[4] Die ersten beiden Reaktionen sind die Hauptprozesse beim Deuteriumbrennen.[2]

  •  : Durch die Fusion von zwei Deuteriumkernen (²H) wird ein Helium-3 (³He) Nuklid und ein Neutron (n) produziert.
  •  : In dieser Reaktion verschmelzen ebenfalls zwei Deuteriumkerne, aber sie erzeugen ein Tritium (³H) Nuklid und ein Proton (p).
  •  : Hier fusioniert ein Deuteriumkern mit einem Tritiumkern, wodurch ein Helium-4 (⁴He) Nuklid und ein Neutron (n) entstehen.
  •  : Ein Deuteriumkern verschmilzt mit einem Helium-3-Kern, wodurch ein Helium-4 (⁴He) Nuklid und ein Proton entstehen.

Einzelnachweise

  1. Hochspringen nach: 1,0 1,1 1,2 Palla, F., & Stahler, S. W. (1993). The Pre-Main-Sequence Phase of Massive Stars. The Astrophysical Journal, 418, 414-419. doi:10.1086/173407. pdf.
  2. Hochspringen nach: 2,0 2,1 Chabrier, G., & Baraffe, I. (2000). Theory of Low-Mass Stars and Substellar Objects. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38(1), 337-377. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.337 arXiv
  3. Clayton, D. D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. (Kapitel 10: Deuterium Burning)
  4. Nukleosynthese#Erste stellare Kernfusion: Wasserstoff fusioniert zu Helium - Artikel in der deutschen Wikipedia