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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91562" data-attributes="member: 2506"><p>* 1 Heliumisotop (3He2+) trifft auf einen Heliumkern (4He2+), es bildet sich ein Berylliumkern (7Be4+)</p><p> 3He2+ + 4He2+ ’ 7Be4+ + ³</p><p> Berylliumkern</p><p> * Das 7Be4+ fängt ein Elektron ein und wird zu Lithium (7Li3+)</p><p> 7Be4+ + e- ’ 7Li3+ + ½e</p><p> Lithiumkern</p><p> * 7Li3+ kollidiert mit einem Proton und bildet 2 4He2+- Kerne</p><p></p><p> 7Li3+ + 1H+ ’ 4He2+ + 4He2+</p><p></p><p>Nur noch etwa 9% der Fusionen in der Sonne laufen nach diesem Schema ab, wobei 18,9 [MeV] an Energie freigesetzt werden. Erreicht ein Stern Temperaturen von mehr als 23 Millionen [K] in seinem Zentrum, finden hauptsächlich Fusionen des Typs PP- Reaktion III statt:</p><p></p><p> * Ein Heliumisotop 3He2+ bildet wieder mit einem 4He2+ einen Berylliumkern 7Be4+</p><p> 3He2+ + 4He2+ ’ 7Be4+ + ³</p><p> * Das 7Be4+ kann auch ein Proton einfangen und wird zum Borisotop (8B5+)</p><p> 7Be4+ + 1H+ ’ 8B5+ + ³</p><p> * Dieses 8B5+ gibt ein Neutrino und ein Positron ab und zerfällt in zwei 4He2+- Kerne</p><p> 8B5+ ’ 8Be4+ + e+ + ½e</p><p> 8Be4+ ’ 4He2+ + 4He2+</p><p></p><p>Bei dieser Reaktion, die in der Sonne nur noch einen Anteil von 0,1 % hat, wird noch eine Energie von 1,7 [MeV] freigesetzt. Die entstandenen Neutrinos durchqueren ungehindert den gesamten Stern, weil sie kaum mit anderen Kernteilchen wechselwirken. Im PP- III- Prozess sind die Neutrinos am energiereichsten und lassen sich damit am besten in den Detektoren nachweisen.</p><p></p><p>CNO- Zyklus</p><p></p><p>Ist im Stern bereits ein geringer Anteil an Kohlenstoff (C) vorhanden, so tritt ab etwa 10 Millionen [K] eine zusätzliche Fusionsmöglichkeit des Wasserstoffs zu Helium auf, bei welcher der Kohlenstoff eigentlich nur als Katalysator fungiert. Nach ihren Entdeckern Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizsäcker wird der CNO- Zyklus (Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff) auch Bethe-Weizsäcker- Zyklus genannt:</p><p></p><p> * Ein Kohlenstoffkern 12C fängt ein Proton 1H ein und bildet ein instabiles Stickstoffisotop 13N</p><p></p><p> * 12C + 1H ’ 13N + ³ 13N zerfällt unter Abgabe eines Positrons und Neutrinos zu 13C</p><p> 13N ’ 13C + e+ + ½e</p><p> * 13C nimmt ein Proton 1H auf und bildet Stickstoff 14N</p><p> 13C + 1H ’ 14N + ³</p><p> * 14N nimmt ein Proton 1H auf und bildet ein Sauerstoffisotop 15O</p><p> 14N + 1H ’ 15O + ³</p><p> * 15O zerfällt unter Abgabe eines Positrons und Neutrinos zu 15N</p><p> 15O ’ 15N + e+ + ½e</p><p> * 15N fängt ein Proton 1H ein und bildet wieder Kohlenstoff 12C und einen Heliumkern 4He</p><p> 15N + 1H ’ 12C + 4He</p><p></p><p>Kohlenstoffkern</p><p></p><p>Auch in dieser Reaktion wird wieder Energie freigesetzt, und zwar ein Betrag von 25,03 [MeV]. Wie leicht zu erkennen ist, dient der Kohlenstoff nur als Katalysator, im Endeffekt verschmelzen 4 Protonen zu einem Heliumkern. Während eine vollständige Proton- Proton- Reaktion einige Milliarden Jahre in Anspruch nimmt, benötigt der CNO- Zyklus 340 Millionen Jahre und ist damit deutlich schneller. Es liegt auf der Hand, dass eine solche Fusion in den ersten Sterngenerationen (= Population III) nicht ablaufen konnte. Einfach deshalb, weil es damals noch keinen Kohlenstoff gab.</p><p></p><p>3- Alpha Prozess</p><p></p><p>Ist der Wasserstoff im Kern zu Helium fusioniert, wird damit auch keine Energie mehr freigesetzt. Der bislang herrschende Strahlungs- und Gasdruck lässt nach und es gibt keine Gegenwehr zu den nun überhand nehmenden Gravitationskräften. Diese quetschen die jetzt überwiegend aus Heliumkernen (±- Teilchen) bestehende Zentralregion zusammen, worauf die Temperatur weiterhin kräftig ansteigt. Hierdurch dehnt sich der Stern aus, die Sternhülle kühlt sich durch die nun gigantische Oberfläche ab - der Stern tritt ins Stadium eines Roten Riesen.</p><p></p><p>Durch die voranschreitende Kontraktion und den damit weiter ansteigenden Druck entartet das Gas im Kern, in Abhängigkeit von der Gesamtmasse des Sterns (siehe auch weiter unten Verrücktes Gas ). Durch den Entartungsdruck wird jetzt aber eine weitere Kontraktion unterbunden, nur noch die Temperatur erhöht sich.</p><p></p><p>Ab 100 Millionen [K] beginnt das Heliumbrennen, bei dem Heliumkerne zu Kohlenstoff verschmelzen. Der Ausdruck "Brennen" ist ein wenig unglücklich gewählt, denn das Helium "verbrennt" nicht in einer chemischen Reaktion, sondern hier fusionieren Atomkerne. Die Heliumfusion wird auch nach ihrem Entdecker Edwin Salpeter als Salpeter- Prozess bezeichnet. Durch die nun wieder freigesetzte Energie dehnt sich der Kern aus und die Entartung wird durch die weiter ansteigende Temperatur zurückgenommen. Das Heliumbrennen zündet explosionsartig und wird daher als Helium- Blitz (Helium- Flash) bezeichnet (siehe hierzu auch Entstehung und Entwicklung der Sterne):</p><p></p><p> * 2 Heliumkerne 4He bilden zunächst Beryllium 8Be unter Abgabe eines Gammaquants. Dieser Vorgang benötigt sogar einen kleinen Energiebeitrag (92 [KeV]):</p><p> 4He + 4He ’ 8Be + ³</p><p> * Der Berylliumkern 8Be fusioniert mit einem Heliumkern 4He unter Abgabe von Energie zu Kohlenstoff 12C:</p><p> 8Be + 4He ’ 12C + ³</p><p></p><p>Das gebildete 8Be ist dabei aber sehr instabil und zerfällt rasch wieder (nach 10-16 <s>) in 2 4He. Nur ein sehr geringer Anteil des Berylliums, etwa jeder zehnmilliardste Kern kommt wirklich zur Fusion mit einem Heliumkern. Damit dieser Prozess tatsächlich abläuft, müssen 3 Alpha- Teilchen praktisch fast gleichzeitig zusammenstoßen. Daher der Name 3-Alpha-Prozess, in welchem 7,27 [MeV] an Energie freigesetzt werden</s></p><p><s></s></p><p><s>Derartige Reaktionen können nur unter extrem hohen Drucken und Temperaturen stattfinden und sind deshalb ausschließlich in Sternen mit genügender Masse möglich. Die Wahrscheinlichkeit für das synchrone Zusammentreffen dreier Heliumkerne ist sehr gering und somit konnte bei der Elemententstehung nach dem Urknall kein Kohlenstoff erzeugt werden, denn die Temperatur war dazu viel zu schnell abgesunken.</s></p><p><s></s></p><p><s>Manchmal trifft ein Alpha- Teilchen auch auf einen Kohlenstoffkern (12C), wobei unter Entsendung eines Gamma- Quants Sauerstoff (16O) entsteht.</s></p><p><s></s></p><p><s>12C + 4He ’ 16O + ³</s></p><p><s></s></p><p><s>Heliumbrennen Letztendlich besteht die Kernregion des Sterns aus einem Gemisch von Kohlenstoff und Sauerstoff. Auch bei diesen Reaktionen wird wieder Energie frei, die den Stern weiter stabil strahlen lässt. Sterne von der Masse der Sonne haben damit ihren Endzustand erreicht. Nach dem Abstoßen der Hülle bleibt der freigelegte Kohlenstoff- Sauerstoffkern als erdgroßer Weißer Zwerg übrig.</s></p><p><s></s></p><p><s>Während des Heliumbrennens wird in einer Schale um den Kern weiter Wasserstoff fusioniert, was einerseits stabilisierenden Strahlungsdruck liefert und die Kernregion mit frischem Brennstoff versorgt. Die Sternenhülle kontrahiert wieder, die Oberfläche wird heißer. Doch die Leuchtkraft sinkt trotz wieder verkleinerter Oberfläche, weil der Stern insgesamt weniger Energie freisetzt. In der ruhigen Phase des Heliumbrennens befinden sich beispielsweise die Riesen Aldebaran und Arktur (Spektralklasse K).</s></p><p><s></s></p><p><s>Kohlenstoffbrennen</s></p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91562, member: 2506"] * 1 Heliumisotop (3He2+) trifft auf einen Heliumkern (4He2+), es bildet sich ein Berylliumkern (7Be4+) 3He2+ + 4He2+ ’ 7Be4+ + ³ Berylliumkern * Das 7Be4+ fängt ein Elektron ein und wird zu Lithium (7Li3+) 7Be4+ + e- ’ 7Li3+ + ½e Lithiumkern * 7Li3+ kollidiert mit einem Proton und bildet 2 4He2+- Kerne 7Li3+ + 1H+ ’ 4He2+ + 4He2+ Nur noch etwa 9% der Fusionen in der Sonne laufen nach diesem Schema ab, wobei 18,9 [MeV] an Energie freigesetzt werden. Erreicht ein Stern Temperaturen von mehr als 23 Millionen [K] in seinem Zentrum, finden hauptsächlich Fusionen des Typs PP- Reaktion III statt: * Ein Heliumisotop 3He2+ bildet wieder mit einem 4He2+ einen Berylliumkern 7Be4+ 3He2+ + 4He2+ ’ 7Be4+ + ³ * Das 7Be4+ kann auch ein Proton einfangen und wird zum Borisotop (8B5+) 7Be4+ + 1H+ ’ 8B5+ + ³ * Dieses 8B5+ gibt ein Neutrino und ein Positron ab und zerfällt in zwei 4He2+- Kerne 8B5+ ’ 8Be4+ + e+ + ½e 8Be4+ ’ 4He2+ + 4He2+ Bei dieser Reaktion, die in der Sonne nur noch einen Anteil von 0,1 % hat, wird noch eine Energie von 1,7 [MeV] freigesetzt. Die entstandenen Neutrinos durchqueren ungehindert den gesamten Stern, weil sie kaum mit anderen Kernteilchen wechselwirken. Im PP- III- Prozess sind die Neutrinos am energiereichsten und lassen sich damit am besten in den Detektoren nachweisen. CNO- Zyklus Ist im Stern bereits ein geringer Anteil an Kohlenstoff (C) vorhanden, so tritt ab etwa 10 Millionen [K] eine zusätzliche Fusionsmöglichkeit des Wasserstoffs zu Helium auf, bei welcher der Kohlenstoff eigentlich nur als Katalysator fungiert. Nach ihren Entdeckern Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizsäcker wird der CNO- Zyklus (Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff) auch Bethe-Weizsäcker- Zyklus genannt: * Ein Kohlenstoffkern 12C fängt ein Proton 1H ein und bildet ein instabiles Stickstoffisotop 13N * 12C + 1H ’ 13N + ³ 13N zerfällt unter Abgabe eines Positrons und Neutrinos zu 13C 13N ’ 13C + e+ + ½e * 13C nimmt ein Proton 1H auf und bildet Stickstoff 14N 13C + 1H ’ 14N + ³ * 14N nimmt ein Proton 1H auf und bildet ein Sauerstoffisotop 15O 14N + 1H ’ 15O + ³ * 15O zerfällt unter Abgabe eines Positrons und Neutrinos zu 15N 15O ’ 15N + e+ + ½e * 15N fängt ein Proton 1H ein und bildet wieder Kohlenstoff 12C und einen Heliumkern 4He 15N + 1H ’ 12C + 4He Kohlenstoffkern Auch in dieser Reaktion wird wieder Energie freigesetzt, und zwar ein Betrag von 25,03 [MeV]. Wie leicht zu erkennen ist, dient der Kohlenstoff nur als Katalysator, im Endeffekt verschmelzen 4 Protonen zu einem Heliumkern. Während eine vollständige Proton- Proton- Reaktion einige Milliarden Jahre in Anspruch nimmt, benötigt der CNO- Zyklus 340 Millionen Jahre und ist damit deutlich schneller. Es liegt auf der Hand, dass eine solche Fusion in den ersten Sterngenerationen (= Population III) nicht ablaufen konnte. Einfach deshalb, weil es damals noch keinen Kohlenstoff gab. 3- Alpha Prozess Ist der Wasserstoff im Kern zu Helium fusioniert, wird damit auch keine Energie mehr freigesetzt. Der bislang herrschende Strahlungs- und Gasdruck lässt nach und es gibt keine Gegenwehr zu den nun überhand nehmenden Gravitationskräften. Diese quetschen die jetzt überwiegend aus Heliumkernen (±- Teilchen) bestehende Zentralregion zusammen, worauf die Temperatur weiterhin kräftig ansteigt. Hierdurch dehnt sich der Stern aus, die Sternhülle kühlt sich durch die nun gigantische Oberfläche ab - der Stern tritt ins Stadium eines Roten Riesen. Durch die voranschreitende Kontraktion und den damit weiter ansteigenden Druck entartet das Gas im Kern, in Abhängigkeit von der Gesamtmasse des Sterns (siehe auch weiter unten Verrücktes Gas ). Durch den Entartungsdruck wird jetzt aber eine weitere Kontraktion unterbunden, nur noch die Temperatur erhöht sich. Ab 100 Millionen [K] beginnt das Heliumbrennen, bei dem Heliumkerne zu Kohlenstoff verschmelzen. Der Ausdruck "Brennen" ist ein wenig unglücklich gewählt, denn das Helium "verbrennt" nicht in einer chemischen Reaktion, sondern hier fusionieren Atomkerne. Die Heliumfusion wird auch nach ihrem Entdecker Edwin Salpeter als Salpeter- Prozess bezeichnet. Durch die nun wieder freigesetzte Energie dehnt sich der Kern aus und die Entartung wird durch die weiter ansteigende Temperatur zurückgenommen. Das Heliumbrennen zündet explosionsartig und wird daher als Helium- Blitz (Helium- Flash) bezeichnet (siehe hierzu auch Entstehung und Entwicklung der Sterne): * 2 Heliumkerne 4He bilden zunächst Beryllium 8Be unter Abgabe eines Gammaquants. Dieser Vorgang benötigt sogar einen kleinen Energiebeitrag (92 [KeV]): 4He + 4He ’ 8Be + ³ * Der Berylliumkern 8Be fusioniert mit einem Heliumkern 4He unter Abgabe von Energie zu Kohlenstoff 12C: 8Be + 4He ’ 12C + ³ Das gebildete 8Be ist dabei aber sehr instabil und zerfällt rasch wieder (nach 10-16 [s]) in 2 4He. Nur ein sehr geringer Anteil des Berylliums, etwa jeder zehnmilliardste Kern kommt wirklich zur Fusion mit einem Heliumkern. Damit dieser Prozess tatsächlich abläuft, müssen 3 Alpha- Teilchen praktisch fast gleichzeitig zusammenstoßen. Daher der Name 3-Alpha-Prozess, in welchem 7,27 [MeV] an Energie freigesetzt werden Derartige Reaktionen können nur unter extrem hohen Drucken und Temperaturen stattfinden und sind deshalb ausschließlich in Sternen mit genügender Masse möglich. Die Wahrscheinlichkeit für das synchrone Zusammentreffen dreier Heliumkerne ist sehr gering und somit konnte bei der Elemententstehung nach dem Urknall kein Kohlenstoff erzeugt werden, denn die Temperatur war dazu viel zu schnell abgesunken. Manchmal trifft ein Alpha- Teilchen auch auf einen Kohlenstoffkern (12C), wobei unter Entsendung eines Gamma- Quants Sauerstoff (16O) entsteht. 12C + 4He ’ 16O + ³ Heliumbrennen Letztendlich besteht die Kernregion des Sterns aus einem Gemisch von Kohlenstoff und Sauerstoff. Auch bei diesen Reaktionen wird wieder Energie frei, die den Stern weiter stabil strahlen lässt. Sterne von der Masse der Sonne haben damit ihren Endzustand erreicht. Nach dem Abstoßen der Hülle bleibt der freigelegte Kohlenstoff- Sauerstoffkern als erdgroßer Weißer Zwerg übrig. Während des Heliumbrennens wird in einer Schale um den Kern weiter Wasserstoff fusioniert, was einerseits stabilisierenden Strahlungsdruck liefert und die Kernregion mit frischem Brennstoff versorgt. Die Sternenhülle kontrahiert wieder, die Oberfläche wird heißer. Doch die Leuchtkraft sinkt trotz wieder verkleinerter Oberfläche, weil der Stern insgesamt weniger Energie freisetzt. In der ruhigen Phase des Heliumbrennens befinden sich beispielsweise die Riesen Aldebaran und Arktur (Spektralklasse K). Kohlenstoffbrennen[/s] [/QUOTE]
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