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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.
Nachdem Francis William Aston bereits 1919 die extrem energiereiche Fusion von Wasserstoff zu Helium postuliert hatte, schlug Arthur Stanley Eddington 1920 zum ersten Mal vor, dass Sterne ihre Energie durch die Fusion von Wasserstoff zu Helium erhalten, und warf die Möglichkeit auf, dass sich auch schwerere Elemente in Sternen bilden könnten.[1][2]
„Ein Stern schöpft auf eine uns unbekannte Weise aus einem riesigen Energiereservoir. Bei diesem Reservoir kann es sich kaum um etwas anderes handeln als um die subatomare Energie, die bekanntlich in aller Materie reichlich vorhanden ist; wir träumen manchmal davon, dass der Mensch eines Tages lernen wird, sie freizusetzen und für seine Zwecke zu nutzen. Der Vorrat ist schier unerschöpflich, wenn er nur angezapft werden könnte. In der Sonne ist genug vorhanden, um ihre Wärmeproduktion für 15 Milliarden Jahre aufrechtzuerhalten.
Bestimmte physikalische Untersuchungen im vergangenen Jahr, von denen wir hoffentlich auf dieser Tagung hören werden, machen es meiner Meinung nach wahrscheinlich, dass ein Teil dieser subatomaren Energie tatsächlich in den Sternen freigesetzt wird. Die Experimente von F. W. Aston scheinen keinen Zweifel daran zu lassen, dass alle Elemente aus Wasserstoffatomen aufgebaut sind, die mit negativen Elektronen verbunden sind. Der Kern des Heliumatoms zum Beispiel besteht aus 4 Wasserstoffatomen, die mit 2 Elektronen gebunden sind. Aston hat aber auch schlüssig gezeigt, dass die Masse des Heliumatoms geringer ist als die Summe der als die Summe der Massen der 4 Wasserstoffatome, die in das Heliumatom eingehen; und in diesem Punkt stimmen die Chemiker mit ihm übereinstimmen. Bei der Synthese kommt es zu einem Massenverlust, der etwa 1 Teil von 120, dem Atomgewicht, ausmacht. Das Atomgewicht von Wasserstoff beträgt 1,008 und das von Helium nur 4. Ich werde mich nicht mit seinem schönen Beweis dafür aufhalten, denn Sie werden ihn zweifellos von ihm selbst hören können. Nun kann Masse nicht vernichtet werden, und das Defizit kann nur die Masse der elektrischen Energie darstellen, die bei der Transmutation freigesetzt wird. Wir können also sofort die Energiemenge berechnen, die freigesetzt wird, wenn Helium aus Wasserstoff freigesetzt wird. Wenn 5 Prozent der Masse eines Sterns zunächst aus Wasserstoffatomen bestehen Atomen bestehen, die sich allmählich zu komplexeren Elementen verbinden, so wird die insgesamt freigesetzte Wärme für unsere Zwecke mehr als ausreichen, und wir brauchen nicht weiter nach der Energiequelle eines Sterns zu suchen.“
Astons und Eddingtons Idee wurde zunächst nicht allgemein akzeptiert, da der Kernmechanismus damals noch nicht verstanden wurde. In den Jahren unmittelbar vor dem Zweiten Weltkrieg klärte Hans Bethe erstmals die Kernmechanismen auf, durch die Wasserstoff zu Helium fusioniert wird.
Der Mechanismus des Wasserstoffbrennens
Das Wasserstoffbrennen kann wie folgt zusammengefasst werden:
- ,
Bei der Fusion von vier Protonen entstehen also neben dem Heliumkern zwei Positronen, zwei Elektronneutrinos und zwei Gammaquanten.[4] Aufgrund des auftretenden Massendefekts wird eine Energie von 26,731 MeV frei.[5] Die direkte Fusion von vier Protonen ist zur Erklärung der Leuchtkräfte der Sterne zu unwahrscheinlich,[5] das Wasserstoffbrennen läuft stattdessen vor allem in zwei verschiedenen Reaktionsketten ab:[6]
- die relativ direkte Proton-Proton-Reaktion
- der schwere Elemente (Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff) nutzende Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus)
Die Elektronneutrinos können den Stern praktisch ungehindert verlassen, daher hängt die dem Stern zur Verfügung stehende Energie von der Reaktionskette ab[7]
Achtung: Temperaturskala ist fehlerhaft!
Die Energieerzeugungsrate ist bei der Proton-Proton-Reaktion proportional zur 4. Potenz der Temperatur, beim Bethe-Weizsäcker-Zyklus zur 18. Potenz.[8] 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.[5] Für die Sonne bedeutet das, dass bei einer Kerntemperatur von 15,6 MK[5] 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.[5]
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.
Literatur
- Bogdan Povh et al.: Teilchen und Kerne. 4. Auflage, Springer Verlag 1997, ISBN 3-540-61737-X, S. 317–318.
Einzelnachweise
- ↑ A. S. Eddington: The Internal Constitution of the Stars. In: The Observatory. 43, Nr. 1341, 1920, S. 233–40. bibcode:1920Obs....43..341E. doi:10.1126/science.52.1341.233. PMID 17747682. pdf.
- ↑ A. S. Eddington: The Internal Constitution of the Stars. In: Nature. 106, Nr. 2653, 1920, S. 14–20. bibcode:1920Natur.106...14E. doi:10.1038/106014a0. PMID 17747682.
- ↑ „A star is drawing on some vast reservoir of energy by means unknown to us. This reservoir can scarcely be other than the sub-atomic energy which, it is known, exists abundantly in all matter; we sometimes dream that man will one day learn how to release it and use is for his service. The store is well-nigh inexhaustible, if only it could be tapped. There is sufficient in the sun to maintain its output of heat for 15 billion years.
Certain physical investigations in the past year, which I hope we may hear about at this meeting, make it probable to my mind that some portion of this sub-atomic energy is actually being set free in the stars. F. W. Aston's experiments seem ·to leave no room for doubt that all the elements are constituted out of hydrogen atoms bound together with negative electrons. The nucleus of the helium atom, for example, consists of 4 hydrogen atoms bound with 2 electrons. But Aston has further shown conclusively that the mass of the helium atom is less than the sum of the masses of the 4 hydrogen atoms which enter into it; and in this at any rate the chemists agree with him. There is a loss of mass in the synthesis amounting to about 1 part in 120, the atomic weight. Of hydrogen being 1.008 and that of helium just 4. I will not dwell on his beautiful proof of this, as you will no doubt be able to hear it from himself. Now mass can not be annihilated, and the deficit can only represent the mass of the electrical energy set free in the transmutation. We can therefore at once calculate the quantity of energy liberated when helium is made out of hydrogen. If 5 per cent, of a star's mass consists initially of hydrogen atoms, which are gradually being combined to form more complex elements, the total heat liberated will more than suffice for our demands, and we need look no further for the source of a star's energy.“
(Eddington 1920, p. 237) - ↑ Bradley W. Carroll, Dale A. Ostlie: An introduction to modern astrophysics. 2nd ed., Pearson new International ed. Auflage. Pearson, Harlow 2014, ISBN 9781292022932, S. 399.
- ↑ Hochspringen nach: 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 Christian Iliadis: Nuclear Physics of Stars. 2 Auflage. Wiley-VCH, Weinheim 2015, ISBN 978-3-527-33648-7, S. 353.
- ↑ 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.
- ↑ Christian Iliadis: Nuclear Physics of Stars. 2 Auflage. Wiley-VCH, Weinheim 2015, ISBN 978-3-527-33648-7, S. 364.
- ↑ Eric G. Adelberger et al.: Solar fusion cross sections. II. The pp chain and CNO cycles. In: Reviews of Modern Physics. 83, Nr. 1, 2011, S. 226, doi:10.1103/RevModPhys.83.195.
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| Dieser Artikel basiert auf einer für AnthroWiki adaptierten Fassung des Artikels Wasserstoffbrennen aus der freien Enzyklopädie de.wikipedia.org und steht unter der Lizenz Creative Commons Attribution/Share Alike. In Wikipedia ist eine Liste der Autoren verfügbar. |
