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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91573" data-attributes="member: 2506"><p>Bildung eines Deuterium- KernsZwei Protonen (rot) kollidieren und bilden einen Deuteriumkern. Das Neutron entsteht dabei durch die Abspaltung eines Positrons und eines Elektron- Neutrinos. Auch wird Energie freigesetzt, in Form eines Gammaquants (einem Photon).</p><p></p><p>Auf diese PP- Reaktion (Proton-Proton) muss ein Proton etwa 14 Milliarden Jahre warten! Doch sind im Zentrum eines Sterns derart viele Protonen vorhanden, dass zu jedem Zeitpunkt unzählige dieser Zusammenstöße stattfinden und die fortdauernde Energiefreisetzung gewährleistet ist.</p><p>Das nun gebildete 2D+ reagiert nach nur 1,4 Sekunden mit einem weiteren Proton unter Abgabe eines Gamma-Quants (³) zu einem Heliumisotop:</p><p></p><p>2D+ + 1H+ ’ 3He2+ + ³</p><p></p><p>Bei dieser Reaktion werden 5,49 [MeV] an Energie freigesetzt. Nun dauert es nochmals rund 1 Million Jahre, bis dieses 3He2+ mit einem weiteren seiner Art zu einem "richtigen" Heliumkern mit vier Kernteilchen (zwei Protonen und zwei Neutronen), wieder unter Energieabgabe, reagiert. Dabei werden 2 Protonen freigesetzt:</p><p></p><p>3He2+ + 3He2+ ’ 4He2+ + 1H+ + 1H+</p><p></p><p>Auch hier wird wiederum Energie freigesetzt, 12,86 [MeV], weil das Helium nochmals einen energetisch günstigeren Zustand als die Ausgangsprodukte darstellt. Im Endeffekt vereinigen sich bei der PP- Reaktion demnach 4 Protonen unter Abgabe von 2 Elektron- Neutrinos und 2 Gamma- Quanten zu einem Heliumkern.</p><p></p><p>Heliumkern Die freigesetzte Energie ist in Form kinetischer Energie, also als Bewegungsenergie der entstandenen Teilchen, sowie als Strahlung vorhanden. Bei der bisher beschriebenen PP- Reaktion wird eine Energiemenge von insgesamt 24,2 [MeV] freigesetzt, entsprechend rund 4 × 10-12 [J]. Sie wird auch PP- Reaktion I genannt, weil sie im Temperaturbereich ab etwa 10 Millionen [K] abläuft, wie es in der Sonne zu über 90% der Fall ist.</p><p></p><p>Die Temperatur im Kern des nun aktiven Sterns steigt durch die freigesetzte Energie rapide an, das heißt der nach außen gerichtete (Bewegungs-) Druck der Gasteilchen würde zusammen mit dem Druck der entstandenen Strahlung den Stern förmlich zerreißen.</p><p></p><p>WasserstoffbrennenDiesem Druck entgegen gerichtet ist aber der Druck der nach innen wirkenden Gravitation, und so stellt sich nach anfänglich unruhiger Phase bald ein hydrostatisches Gleichgewicht ein, welches dem Stern ein ruhiges "Brennen" erlaubt. Die im Kern freigesetzte harte Gammastrahlung gelangt nach und nach zur Oberfläche des Sterns und wird zum Schluss in den Raum abgestrahlt. Jedoch nicht mehr nur als Gammastrahlung, sondern vorwiegend im Licht-, Röntgen- oder Radiowellenbereich.</p><p></p><p>Solche thermalisierte Strahlung entsteht, wenn beispielsweise ein Elektron ein Gammaquant absorbiert und irgendwann diese aufgenommene Energie (E = hv) wieder abgibt, nun allerdings mit etwas erniedrigter Frequenz. Die Verringerung der Frequenz entsteht, weil das Elektron einen Teil der aufgenommenen Energie als Bewegungsenergie (thermische Bewegung!) verbraucht. Nach einiger Zeit wird das veränderte Quant vom nächsten Teilchen absorbiert und wiederum leicht verändert desorbiert usw., bis zum Schluss die ursprüngliche Gammastrahlung den Stern als sichtbares Licht verlässt.</p><p></p><p>Bei Temperaturen ab etwa 15 Millionen [K] treten weitere Nebenreaktionen auf, die als PP- Reaktion II bezeichnet wird:</p><p></p><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></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91573, member: 2506"] Bildung eines Deuterium- KernsZwei Protonen (rot) kollidieren und bilden einen Deuteriumkern. Das Neutron entsteht dabei durch die Abspaltung eines Positrons und eines Elektron- Neutrinos. Auch wird Energie freigesetzt, in Form eines Gammaquants (einem Photon). Auf diese PP- Reaktion (Proton-Proton) muss ein Proton etwa 14 Milliarden Jahre warten! Doch sind im Zentrum eines Sterns derart viele Protonen vorhanden, dass zu jedem Zeitpunkt unzählige dieser Zusammenstöße stattfinden und die fortdauernde Energiefreisetzung gewährleistet ist. Das nun gebildete 2D+ reagiert nach nur 1,4 Sekunden mit einem weiteren Proton unter Abgabe eines Gamma-Quants (³) zu einem Heliumisotop: 2D+ + 1H+ ’ 3He2+ + ³ Bei dieser Reaktion werden 5,49 [MeV] an Energie freigesetzt. Nun dauert es nochmals rund 1 Million Jahre, bis dieses 3He2+ mit einem weiteren seiner Art zu einem "richtigen" Heliumkern mit vier Kernteilchen (zwei Protonen und zwei Neutronen), wieder unter Energieabgabe, reagiert. Dabei werden 2 Protonen freigesetzt: 3He2+ + 3He2+ ’ 4He2+ + 1H+ + 1H+ Auch hier wird wiederum Energie freigesetzt, 12,86 [MeV], weil das Helium nochmals einen energetisch günstigeren Zustand als die Ausgangsprodukte darstellt. Im Endeffekt vereinigen sich bei der PP- Reaktion demnach 4 Protonen unter Abgabe von 2 Elektron- Neutrinos und 2 Gamma- Quanten zu einem Heliumkern. Heliumkern Die freigesetzte Energie ist in Form kinetischer Energie, also als Bewegungsenergie der entstandenen Teilchen, sowie als Strahlung vorhanden. Bei der bisher beschriebenen PP- Reaktion wird eine Energiemenge von insgesamt 24,2 [MeV] freigesetzt, entsprechend rund 4 × 10-12 [J]. Sie wird auch PP- Reaktion I genannt, weil sie im Temperaturbereich ab etwa 10 Millionen [K] abläuft, wie es in der Sonne zu über 90% der Fall ist. Die Temperatur im Kern des nun aktiven Sterns steigt durch die freigesetzte Energie rapide an, das heißt der nach außen gerichtete (Bewegungs-) Druck der Gasteilchen würde zusammen mit dem Druck der entstandenen Strahlung den Stern förmlich zerreißen. WasserstoffbrennenDiesem Druck entgegen gerichtet ist aber der Druck der nach innen wirkenden Gravitation, und so stellt sich nach anfänglich unruhiger Phase bald ein hydrostatisches Gleichgewicht ein, welches dem Stern ein ruhiges "Brennen" erlaubt. Die im Kern freigesetzte harte Gammastrahlung gelangt nach und nach zur Oberfläche des Sterns und wird zum Schluss in den Raum abgestrahlt. Jedoch nicht mehr nur als Gammastrahlung, sondern vorwiegend im Licht-, Röntgen- oder Radiowellenbereich. Solche thermalisierte Strahlung entsteht, wenn beispielsweise ein Elektron ein Gammaquant absorbiert und irgendwann diese aufgenommene Energie (E = hv) wieder abgibt, nun allerdings mit etwas erniedrigter Frequenz. Die Verringerung der Frequenz entsteht, weil das Elektron einen Teil der aufgenommenen Energie als Bewegungsenergie (thermische Bewegung!) verbraucht. Nach einiger Zeit wird das veränderte Quant vom nächsten Teilchen absorbiert und wiederum leicht verändert desorbiert usw., bis zum Schluss die ursprüngliche Gammastrahlung den Stern als sichtbares Licht verlässt. Bei Temperaturen ab etwa 15 Millionen [K] treten weitere Nebenreaktionen auf, die als PP- Reaktion II bezeichnet wird: * 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. [/QUOTE]
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