Drei-Alpha-Prozess
Durch den Drei-Alpha-Prozess (3
Voraussetzungen
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]Der Drei-Alpha-Prozess kann nur bei Temperaturen über 100 Millionen Kelvin ablaufen und setzt das ausreichende Vorkommen von Helium voraus. Daher tritt er normalerweise nur in den Zentren von Sternen in späten Phasen ihrer Entwicklung auf, in denen ein höherer Druck und höhere Temperaturen als momentan in der Sonne herrschen und der vorhandene Wasserstoff durch die Proton-Proton-Reaktionen oder den Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus) vollständig in Helium umgewandelt wurde. Bei den notwendigen Temperaturen sind alle beteiligten Atomkerne vollständig ionisiert, d. h. ohne Elektronenhülle. In masseärmeren Sternen, bei denen es zum Auftreten des Drei-Alpha-Prozesses kommt, liegen die Elektronen als entartetes Fermigas vor. Zu einem stabilen Heliumbrennen bedarf es einer Kernmasse von mindestens 0,3 Sonnenmassen, der Ausgangsstern muss dafür eine Anfangsmasse von wenigstens ~0,7 Sonnenmassen gehabt haben.
Ein Kennzeichen des Drei-Alpha-Prozesses ist dabei die extreme Temperaturabhängigkeit. Bei Sternen mit weniger als ~2,5 Sonnenmassen kommt es durch das vergleichsweise plötzliche Einsetzen des Drei-Alpha-Prozesses zum Helium-Blitz in einem entarteten Kern, wobei das Heliumbrennen bei allen Sternen von 0,7 … 2,5 Sonnenmassen beim Erreichen einer Kernmasse von 0,45 Sonnenmassen und in etwa der gleichen Leuchtkraft auf dem Roten-Riesen-Ast (~2000 Sonnenleuchtkräften) einsetzt. Das bewirkt, dass im Hertzsprung-Russell-Diagramm der Rote-Riesen-Ast an dieser Stelle plötzlich zu enden scheint (es gibt oberhalb davon keine Sterne mehr). Damit eignet sich die Suche nach solchen Sternen („Top-Of-RGB-Sternen“) in Sternhaufen sehr gut zur Alters- und Entfernungsbestimmung. Schwerere Sterne erreichen die Bedingungen für das Heliumbrennen, bevor die Entartung des Kerns beginnt.
Die Sonne wird erst beim Eintritt in die letzte Phase ihres Lebenszyklus, in etwa 7 Milliarden Jahren, in der Lage sein, das so genannte Heliumbrennen („Verbrennen“ von Helium) zu starten, nachdem in ihrem Kernbereich der ganze Wasserstoff durch das Wasserstoffbrennen zu Helium fusioniert wurde. Der erhöhte Strahlungsdruck während des Heliumbrennens führt zu einem Aufblähen der äußeren Sonnenschichten, die sich nun wegen der größeren Oberfläche abkühlen, woraufhin sich das Strahlungsspektrum der Photosphäre der Sonne zu längeren Wellenlängen verschiebt. Ein Stern in diesem Zustand wird darum als Roter Riese bezeichnet.
Ablauf
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]Im Einzelnen läuft beim 3
- (endotherm; mit der Rückreaktion )
- (exotherm)
Der frei werdende Nettoenergiebetrag bei diesem Prozess ist 7,275 MeV. Der Kohlenstoffkern 12C kann als Ausgangsstoff beim unter Umständen später einsetzenden Kohlenstoffbrennen dienen.
Die Energiefreisetzungsrate ist beim 3
Der im ersten Schritt erzeugte Berylliumkern 8Be ist instabil (Zwischenkern) und zerfällt mit einer mittleren Halbwertszeit von nur 2,6·10−16 s wieder in zwei Heliumkerne 4He; deshalb ist es für die Erzeugung eines Kohlenstoffkerns notwendig, dass drei
Durch den Urknall konnte praktisch kein Kohlenstoff produziert werden, weil die Temperatur dabei zu rasch unter diejenige Temperatur abfiel, die für die Fusion benötigt wird. Dieses Problem wird auch als Beryllium-Barriere bezeichnet.
Die geringe Wahrscheinlichkeit des 3
- der Grundzustand von 8Be fast genau der Energie zweier
α -Teilchen entspricht. - die Energie der beiden Kerne 8Be und 4He zusammen sehr nahe bei der Energie eines bestimmten Anregungszustands des 12C liegt.
Beide Teilschritte des Prozesses sind also Resonanzen mit entsprechend erhöhtem Wirkungsquerschnitt.
Da durch den 3
Aus der Tatsache, dass es im Universum in nennenswertem Umfang 12C und andere Nuklide jenseits der Beryllium-Barriere gibt, also letztlich aus der Existenz von Kohlenstoff-basiertem Leben, hatte Fred Hoyle geschlussfolgert, dass es den angeregten 12C-Zustand geben müsse. Der experimentelle Nachweis gelang William Fowler. Hierfür bekam Fowler – nicht aber Hoyle – 1983 den Nobelpreis für Physik. In der Existenz dieses angeregten Niveaus von 12C und der geringen Wahrscheinlichkeit weiterführender Fusionsprozesse nach der Synthese von Sauerstoff sah Fred Hoyle einen Hinweis auf die Existenz einer schöpfenden Kraft. Diese spezielle Problematik gliedert sich allerdings in den Gesamtkomplex der noch nicht verstandenen, tatsächlichen oder scheinbaren Feinabstimmung der Naturkonstanten im Rahmen des anthropisches Prinzips ein.[1]
Folgereaktionen
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]Eine Folgeerscheinung des 3
Diese Fusionsreaktion setzt mit nur einem weiteren Heliumkern eine fast genau so große Energiemenge wie der 3
Der nächste Umwandlungsschritt, bei dem Sauerstoff 16O mit
Sowohl Sauerstoff als auch Kohlenstoff bilden damit die »Asche« des Heliumbrennens; der Kern des Sterns besteht am Ende dieser Fusionsphase im Wesentlichen aus diesen beiden Elementen.
Siehe auch
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]Literatur
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- Bogdan Povh u. a.: Teilchen und Kerne. 4. Auflage, Springer Verlag 1997, ISBN 3-540-61737-X, S. 318–320
- Edwin Ernest Salpeter: Astrophys J 115 (1952), 326
Weblinks
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- Was ist die Beryllium-Barriere? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 13. Apr. 2005.
Einzelnachweise
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- ↑ Fred Hoyle: The Universe: Past and Present Reflections. In: Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics 20 (1982), S. 1–35.