Wasserstoffbrennen
aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
Mit Wasserstoffbrennen wird die Kernfusion von Wasserstoff in Helium im Inneren von Sternen (oder im Fall einer Nova, auf der Oberfläche eines weißen Zwergs) bezeichnet. Diese Reaktion stellt in normalen Sternen während des Großteils ihres Lebenszyklus die wesentliche Energiequelle dar. Sie hat trotz ihres historisch bedingten Namens nichts mit einer chemischen Verbrennung zu tun.
Der Prozess der Kernfusion kann beim Wasserstoffbrennen auf zwei Arten ablaufen, bei denen auf verschiedenen Wegen jeweils vier Protonen, die Atomkerne des Wasserstoffs, in einen Heliumkern 4He umgewandelt werden:
- die relativ direkte Proton-Proton-Reaktion
- der schwere Elemente (Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff) nutzende Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus)
Ein Proton hat eine Masse von 1,007276 u, ein Neutron von 1,008665 . Zusammen haben zwei Protonen und zwei Neutronen also eine Masse von 4,031882 u. Ein Heliumkern besteht aus zwei Protonen und zwei Neutronen, hat aber nur ein Atomgewicht von 4,002602 u, es wird bei seiner Bildung also etwa 0,73 % der Masse in Energie umgewandelt, was man als Massendefekt bezeichnet. Die aus der Massendifferenz erzeugte Energie ergibt sich aus der einsteinschen Beziehung E = mc². Sie entspricht der Kernbindungsenergie der Nukleonen, der Kernbausteine.
Die Fusion von Wasserstoff zu Helium ist am ergiebigsten; die nächste Stufe stellarer Fusionsreaktionen, das Heliumbrennen, setzt pro erzeugtem Kohlenstoffkern nur noch etwa ein Zehntel dieser Energie frei.
Siehe auch:
