Wasserstoffbrennen und Gleichschenkliges Trapez: Unterschied zwischen den Seiten

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Mit '''Wasserstoffbrennen''' wird die [[Kernfusion]] von [[Proton]]en (d.&nbsp;h. von [[Atomkern]]en des häufigsten [[Isotop]]s <sup>1</sup>H des [[Wasserstoff]]s) zu [[Helium]] im Inneren von [[Stern]]en (oder, im Fall einer [[Nova (Stern)|Nova]], auf der Oberfläche eines [[weißer Zwerg|weißen Zwergs]]) bezeichnet, also mit anderen Worten die stellare '''Wasserstofffusion'''. Diese Reaktion stellt in normalen Sternen während des Großteils ihres Lebenszyklus die wesentliche [[Energie]]quelle dar. Alle Sterne der [[Hauptreihe]] beziehen ihre Energie aus dem Wasserstoffbrennen. Trotz der Bezeichnung handelt es sich nicht um eine [[Verbrennung (Chemie)|''Verbrennung'']] im Sinne der chemischen [[Redoxreaktion]], eine solche setzt bedeutend weniger Energie frei.
 
Das Wasserstoffbrennen kann wie folgt zusammengefasst werden:
 
:<math> 4 {}^{1}_{1}\mathrm{H}\rightarrow {}^{4}_{2}\mathrm{He} + 2e^+ + 2 \nu _{e} + 2 \gamma</math>,
 
Bei der Fusion von vier Protonen entstehen also neben dem Heliumkern zwei [[Positron]]en, zwei [[Neutrino|Elektronneutrinos]] und zwei [[Gammastrahlung|Gammaquanten]].<ref name=Carroll_Ostlie>
{{Literatur | Autor=Bradley W. Carroll, Dale A. Ostlie
| Titel=An introduction to modern astrophysics
| Auflage=2nd ed., Pearson new International ed.
| Verlag=Pearson
| Ort=Harlow 
| Datum=2014
| ISBN=9781292022932
| Seiten=399}}</ref>
Aufgrund des auftretenden [[Massendefekt]]s wird eine Energie von 26,731&nbsp;[[w:Elektronenvolt|MeV]] frei.<ref name=Iliadis>{{Literatur
| Autor=Christian Iliadis
| Titel=Nuclear Physics of Stars
| Auflage= 2
| Verlag= Wiley-VCH
| Ort= Weinheim
| Datum= 2015
| Sprache=en
| Seiten=353
| ISBN=978-3-527-33648-7 }}</ref>
Die direkte Fusion von vier Protonen ist zur Erklärung der Leuchtkräfte der Sterne zu unwahrscheinlich,<ref name=Iliadis/> das Wasserstoffbrennen läuft stattdessen vor allem in zwei verschiedenen Reaktionsketten ab:<ref name="DOI10.1103/PhysRevLett.90.131301">[[w:John N. Bahcall|John N. Bahcall]], M.&nbsp;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}}.</ref>
* 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<ref name=Iliadis_pp>{{Literatur
| Autor=Christian Iliadis
| Titel=Nuclear Physics of Stars
| Auflage= 2
| Verlag= Wiley-VCH
| Ort= Weinheim
| Datum= 2015
| Sprache=en
| Seiten=364
| ISBN=978-3-527-33648-7 }}</ref>
 
[[Datei:PPvsCNO.png|mini|hochkant=2|Relative Energieproduktion für den [[Proton-Proton-Reaktion|Proton-Proton-]] (PP), [[Bethe-Weizsäcker-Zyklus|CNO-]] und [[Drei-Alpha-Prozess|Triple-α]]-Fusionsprozesse in Abhängigkeit der Temperatur. Bei Temperaturen wie im Kern der Sonne ist der PP-Prozess dominant.<br />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.<ref>{{Literatur | Autor=Eric G. Adelberger et al. | Titel=Solar fusion cross sections. II. The pp chain and CNO cycles | Sammelwerk=Reviews of Modern Physics | Band=83 | Nummer=1 | Jahr=2011 | DOI=10.1103/RevModPhys.83.195 | Seiten=226}}</ref> 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&nbsp;MK statt.<ref name=Iliadis/> Für die [[Sonne]] bedeutet das, dass bei einer Kerntemperatur von 15,6&nbsp;MK<ref name=Iliadis/> 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 [[Schalenbrennen|Schale]] um den Kern statt. Dabei werden Temperaturen zwischen 45 und 100&nbsp;MK erreicht.<ref name=Iliadis/>
 
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.&nbsp;317–318.
 
== Einzelnachweise ==
<references />
 
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[[Kategorie:Kernphysik]]
 
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Aktuelle Version vom 15. Mai 2019, 08:39 Uhr

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