Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

ein Stern ist und wie viel Energie als Gegendruck gegen die Schwerkraft benötigt wird, dominiert einer der beiden Prozesse die Wasserstofffusion. Da unsere Sonne in ihrem Zentrum nicht so heiß wie andere, massereichere Sterne wird, fusioniert sie ihren Wasserstoff hauptsächlich über die p-p-Kette zu Helium.
Tabelle 3.3 : Überblick über Elementarteilchen

Teilchen
Kommentar
Protonen
Positiv geladenes Kernteilchen
Neutronen
Ungeladenes Kernteilchen
Elektronen
Negativ geladenes leichtes Elementarteilchen, das in der Hülle von Atomen vorkommt
Positronen
Positiv geladenes leichtes Elementarteilchen, mit bis auf die Ladung gleichen Eigenschaften wie das Elektron (Antimaterieteilchen des Elektrons); wird bei einem radioaktiven β + -Zerfall freigesetzt
Neutrinos
Nahezu masseloses, ungeladenes Elementarteilchen, das bei radioaktiven β-Zerfällen freigesetzt wird
Photonen
Lichtteilchen
    Wie in den Teilschritten in Abbildung 3.7 dargestellt ist, verbinden sich bei dieser Reaktion zunächst zwei Protonen zu einem Deuteriumkern, also zu schwerem Wasserstoff. Eines dieser beiden Protonen wandelt sich beim sogenannten inversen β-Zerfall spontan in ein Neutron um und setzt dann ein Positron und ein Neutrino frei. Tabelle 3.3 beschreibt die diversen Teilchen, die an der Nukleosynthese beteiligt sind.

Abb. 3.7 : In der Proton-Proton-Kette werden zwei Wasserstoffatome in drei Schritten zu einem Heliumkern fusioniert. Dabei wird Energie freigesetzt.
    Der neu entstandene Deuteriumkern besteht aus einem Proton und einem Neutron. Trifft dann ein solcher Kern wieder auf ein Proton, verschmelzen sie zu einem Heliumisotop ( 3 He), das Energie in Form von hochenergetischen Photonen als γ-Strahlung aussendet.
    Das entstandene 3 He-Isotop besteht aus zwei Protonen und nur einem Neutron, d.h., die Kernladungszahl ist dieselbe wie die des regulären Heliumatoms ( 4 He), welches aus zwei Protonen und zwei Neutronen zusammengesetzt wird. Die Massenzahl von 3 He ist jedoch um 1 niedriger. Wenn zwei 3 He-Kerne ihrerseits wieder aufeinandertreffen, verbinden sie sich zu einem 4 He-Atom. Die zwei übrigen Wasserstoffkerne werden bei dieser Kernreaktion wieder freigesetzt, so dass sie erneut für die Wasserstofffusion zur Verfügung stehen.
    Im Gegensatz zur p-p-Kette müssen für den CNO-Zyklus wenigstens kleine Mengen an Kohlenstoff im Stern vorhanden sein, weil Kohlenstoffkerne als Katalysatoren gebraucht werden. Dieser »Anfangs-Kohlenstoff« kommt gewöhnlicherweise direkt aus der Geburtsgaswolke und ist über den ganzen Stern hin verteilt. Um den in Abbildung 3.8 dargestellten CNO-Zyklus zu starten, werden im Sterninneren dann Temperaturen von ca. 30 Millionen Grad Kelvin benötigt.
    In einer ersten Reaktion fusioniert ein Wasserstoffkern mit einem Kohlenstoffkern ( 12 C) zu einem Stickstoffkern ( 13 N). Da diese Art des Stickstoffs radioaktiv ist, zerfällt es in einem sogenannten β + -Zerfall. Dabei wandelt sich ein Proton in ein Neutron um, und zwei leichtere Teilchen, ein Positron und ein Neutrino, werden abgestoßen. Durch diesen Zerfall wird aus dem Stickstoffkern ein Kohlenstoffisotop mit der Massenzahl 13. Dies hat die gleiche Kernladungszahl, aber eine höhere Massenzahl als der Ausgangskern des Kohlenstoffs. Trifft nun wieder ein Proton auf dieses Kohlenstoffisotop, wird daraus ein Stickstoffkern ( 14 N).
    Bei einem weiteren Protoneneinfang entsteht daraus ein Sauerstoffkern ( 15 O). Dieser Sauerstoffkern ist wiederum radioaktiv, stößt ein Positron und ein Neutrino ab und verwandelt sich dabei in einen Stickstoffkern mit der Massenzahl 15. Wenn dann schließlich ein letztes Proton auf diesen Stickstoffkern ( 15 N) trifft, kann ein Heliumkern ( 4 He) abgestoßen werden. Heliumkerne werden generell auch α-Teilchen genannt. Bei diesem letzten Vorgang verwandelt sich der Stickstoffkern gleichzeitig wieder in einen Kohlenstoffkern mit der Massenzahl 12, also in den Ausgangskohlenstoffkern.
    Der wesentliche Unterschied zwischen der p-p-Kette und dem CNO-Zyklus besteht darin, dass am Anfang der p-p-Kette ein von der Temperatur unabhängiger schwacher Zerfall stattfindet, d.h., die Energieerzeugungsrate der p-p-Kette skaliert nur mit einer kleinen Potenz der Temperatur. Der CNO-Zyklus skaliert mit einer viel höheren Potenz. Dafür sind jedoch die elektrisch abstoßenden Coulomb-Kräfte bei den p-p-Reaktionen dank der geringeren Kernladungszahlen der involvierten Elemente viel kleiner als beim CNO-Zyklus. Bei niedrigen