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Energieerzeugung der Sterne

Astronomie und Astrophysik, die thermonuklearen Fusionsreaktionen, die im Innern bei hohen Drücken und Temperaturen ablaufen und die allen Sternen der Energieproduktion dienen. Voraussetzung hierfür ist, dass die Masse des neu entstandenen Kerns etwas geringer ist als diejenige der Summe der Komponenten. Aus der Differenz der beiden Werte, dem Massendefekt Dm, ergibt sich die freiwerdende Energie E zu E = Dm · c2, mit der Lichtgeschwindigkeit c.

Welche Art von Reaktionen im Innern des Sterns ablaufen, hängt von seiner Zentraltemperatur und damit von seiner Masse und seinem Entwicklungsstadium ab (Sternentwicklung). Im Temperaturbereich von 5 bis 15 × 106 K läuft die Wasserstoffusion, auch Proton-Proton (p-p)-Kette genannt, ab. Summarisch werden hier vier Wasserstoffkerne zu einem Heliumkern verschmolzen. Tatsächlich handelt es sich um mehrere Reaktionen, in deren Zwischenschritten auch Deuterium und Tritium entstehen. Die Energieerzeugungsrate e steigt hier etwa proportional zur Dichte r und mit der fünften Potenz der Tempe-
ratur T.

Bei Temperaturen zwischen 15 und 30 × 106 K dominiert der CNO-Zyklus. In ihm durchlaufen die Elemente Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff katalytisch einen Reaktionszyklus, in dem sie Protonen aufnehmen. Der Zyklus kann also so lange laufen, bis keine freien Protonen mehr zur Verfügung stehen. Hier ist e ~ r2 T12...18. 

Ist im Innern des Sterns der Wasserstoff verbraucht, erlöschen zunächst die thermonuklearen Reaktionen. Der Stern schrumpft, und die Temperatur steigt wieder an. Ab 108 K fusionieren dann Heliumkerne, und es entstehen schwerere Kerne nach dem Prinzip: 4He + 4He  8Be8Be + 4He  12C + g12C + 4He  16O + g.

Während dieses Heliumbrennens ist e ~ r2 T20...30.

Zwischen 5 × 108 und 109 K setzen Reaktionen zwischen Kohlenstoffkernen ein,12C + 12C   24Mg + g.

Der Mg-Kern ist jedoch radioaktiv und zerfällt in 23Mg, 23Na und 20Ne.

Oberhalb von 1,4 × 109 K fusionieren auch die Sauerstoffkerne:16O + 16O  32S + g,

wobei der Schwefel in 31S, 31P und 28Si zerfällt.

Ab 2 × 109 K setzt das Siliciumbrennen ein: 28Si + 28Si  56Fe.

Da Eisen das stabilste Element ist, wird durch weitere Fusion keine Energie mehr freigesetzt. Die nukleare Brennkette ist damit am Ende angekommen.

Energieerzeugung der Sterne

Energieerzeugung der Sterne: Abhängigkeit der thermonuklearen Reaktionen im Innern eines Sterns von der Temperatur.

 

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