Drei-Alpha-Prozess: Unterschied zwischen den Versionen

Aktuelle Version vom 1. November 2021, 04:04 Uhr

Drei-Alpha-Prozess

Durch den Drei-Alpha-Prozess (3α-Prozess) werden im Inneren von Sternen drei Helium-Kerne (α-Teilchen) durch Kernfusionsreaktionen in Kohlenstoff umgewandelt und senden dabei Gammastrahlung aus. Dies wird auch als Heliumbrennen oder, nach seinem Entdecker Edwin Salpeter, als Salpeter-Prozess bezeichnet.

Voraussetzungen

Der Drei-Alpha-Prozess kann nur bei Temperaturen über 100 Millionen Kelvin ablaufen und setzt das ausreichende Vorkommen von Helium voraus. Daher tritt er normalerweise nur in den Zentren von Sternen in späten Phasen ihrer Entwicklung auf, in denen ein höherer Druck und höhere Temperaturen als momentan in der Sonne herrschen und bereits genügend Helium durch Proton-Proton-Reaktionen oder den Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus) erzeugt wurde. Bei den notwendigen Temperaturen sind alle beteiligten Atomkerne vollständig ionisiert, d. h. ohne Elektronenhülle. In Sternen, bei denen es zum Auftreten des Drei-Alpha-Prozesses kommt, liegen die Elektronen als entartetes Fermigas vor.

Ein Kennzeichen des Drei-Alpha-Prozesses ist dabei die extreme Temperaturabhängigkeit. Bei Sternen mit besonders hoher Masse kommt es durch das vergleichsweise plötzliche Einsetzen des Drei-Alpha-Prozesses zum Helium-Blitz.

Die Sonne wird erst beim Eintritt in die letzte Phase ihres Lebenszyklus, in etwa 4 Milliarden Jahren, in der Lage sein, das so genannte Heliumbrennen („Verbrennen“ von Helium) zu starten, nachdem in ihrem Kernbereich der ganze Wasserstoff durch das Wasserstoffbrennen zu Helium fusioniert wurde. Der erhöhte Strahlungsdruck während des Heliumbrennens führt zu einem Aufblähen der äußeren Sonnenschichten, die sich nun wegen der größeren Oberfläche abkühlen, woraufhin sich das Strahlungsspektrum der Photosphäre der Sonne zu längeren Wellenlängen verschiebt. Ein Stern in diesem Zustand wird darum als roter Riese bezeichnet.

Ablauf

Im Einzelnen läuft beim 3α-Prozess Folgendes ab:

\mathrm {\ ^{4}He+\ ^{4}He\longrightarrow \ ^{8}Be+\gamma -\ 0{,}09178\ MeV}

(endotherm; mit der Rückreaktion

\mathrm {\ ^{8}Be\longrightarrow \ ^{4}He+\ ^{4}He+\ 0{,}09178\ MeV}

)

\mathrm {\ ^{8}Be+\ ^{4}He\longrightarrow \ ^{12}C+\gamma +\ 7{,}367\ MeV}

(exotherm)

Der frei werdende Nettoenergiebetrag bei diesem Prozess ist 7,275 MeV. Der Kohlenstoffkern ¹²C kann als Ausgangsstoff beim unter Umständen später einsetzenden Kohlenstoffbrennen dienen.

Die Energiefreisetzungsrate ist beim 3α-Prozess proportional zur 30. Potenz der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5 % eine Steigerung um 332 % bei der Energiefreisetzung.

Der im ersten Schritt erzeugte Berylliumkern ⁸Be ist instabil (Zwischenkern) und zerfällt mit einer mittleren Lebensdauer von nur 2,6·10⁻¹⁶ s wieder in zwei Heliumkerne ⁴He; deshalb ist es für die Erzeugung eines Kohlenstoffkerns notwendig, dass drei α-Teilchen nahezu gleichzeitig zusammenstoßen. Dies ist extrem unwahrscheinlich, und deshalb entsteht nur sehr langsam eine merkliche Menge Kohlenstoff.

Durch den Urknall konnte praktisch kein Kohlenstoff produziert werden, weil die Temperatur dabei zu rasch unter diejenige Temperatur abfiel, die für die Fusion benötigt wird. Dieses Problem wird auch als Beryllium-Barriere bezeichnet.

Die Energie des zweiten Anregungszustands von ¹²C liegt nahe bei der Gesamtenergie von ⁸Be und ⁴He. Ohne ihn wäre die Fusion beider Kerne noch weit unwahrscheinlicher (beinahe unmöglich)

Die geringe Wahrscheinlichkeit des 3α-Prozesses wird dadurch gemildert, dass

der Grundzustand von ⁸Be fast genau der Energie zweier α-Teilchen entspricht.
die Energie der beiden Kerne ⁸Be und ⁴He zusammen sehr nahe bei der Energie eines bestimmten Anregungszustands des ¹²C liegt.

Beide Teilschritte des Prozesses sind also Resonanzen mit entsprechend erhöhtem Wirkungsquerschnitt.

Da durch den 3α-Prozess bereits die Sterne der ersten nach dem Urknall entstandenen Generation in der Lage waren, ¹²C in großen Mengen zu erzeugen, wird dieses Isotop auch als „primäres“ Isotop des Kohlenstoffs bezeichnet.

Aus der Tatsache, dass es im Universum in nennenswertem Umfang ¹²C und andere Nuklide jenseits der Beryllium-Barriere gibt, also letztlich aus der Existenz von Kohlenstoff-basiertem Leben, hatte Fred Hoyle geschlussfolgert, dass es den angeregten ¹²C-Zustand geben müsse. Der experimentelle Nachweis gelang William Fowler. Hierfür bekam Fowler – nicht aber Hoyle – 1983 den Nobelpreis für Physik. In der Existenz des dieses angeregten Niveaus von ¹²C und der geringen Wahrscheinlichkeit weiterführender Fusionsprozesse nach der Synthese von Sauerstoff sah Fred Hoyle einen Hinweis auf die Existenz einer schöpfenden Kraft. Diese spezielle Problematik gliedert sich allerdings in den Gesamtkomplex der noch nicht verstandenen, tatsächlichen oder scheinbaren Feinabstimmung der Naturkonstanten im Rahmen des anthropisches Prinzips ein.^[1]

Folgereaktionen

Eine Folgeerscheinung des 3α-Prozesses ist, dass einige der Kohlenstoffkerne ¹²C mit weiteren Heliumkernen ⁴He fusionieren können, wobei das stabile Isotop ¹⁶O des Sauerstoffs erzeugt und Energie freigesetzt wird:

\mathrm {\ ^{12}C+\ ^{4}He\longrightarrow \ ^{16}O+\gamma }

Der nächste Umwandlungsschritt, bei dem Sauerstoff ¹⁶O mit α-Teilchen fusionieren würde, um Neon ²⁰Ne zu erzeugen, stellt sich aufgrund von Kernspinregeln als unwahrscheinlich heraus. Demnach produziert die stellare Nukleosynthese große Mengen an Kohlenstoff und Sauerstoff, wird aber von einer Umwandlung dieser Elemente in Neon und schwerere Elemente weitgehend abgehalten.

Sowohl Sauerstoff als auch Kohlenstoff bilden damit die »Asche« des Heliumbrennens; der Kern des Sterns besteht am Ende dieser Fusionsphase im Wesentlichen aus diesen beiden Elementen.

Siehe auch

Literatur

Bogdan Povh u. a.: Teilchen und Kerne. 4. Auflage, Springer Verlag 1997, ISBN 3-540-61737-X, S. 318–320
Edwin Ernest Salpeter: Astrophys J 115 (1952), 326

Weblinks

Was ist die Beryllium-Barriere? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 13. Apr. 2005.

Einzelnachweise

↑ Fred Hoyle: The Universe: Past and Present Reflections. In: Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics 20 (1982), S. 1–35.

[1] Fred Hoyle: The Universe: Past and Present Reflections. In: Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics 20 (1982), S. 1–35.

[1]

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 == Voraussetzungen ==
-Der Drei-Alpha-Prozess kann nur bei [[Temperatur]]en über 100&nbsp;Millionen [[Kelvin]] ablaufen und setzt das reiche Vorhandensein von Helium voraus. Daher tritt er normalerweise nur in den Zentren von Sternen in späten Phasen ihrer [[Sternentwicklung|Entwicklung]] auf, in denen ein höherer [[Druck (Physik)|Druck]] und höhere Temperaturen als momentan in der [[Sonne]] herrschen und bereits ausreichend Helium durch [[Proton-Proton-Reaktion]]en oder den [[Bethe-Weizsäcker-Zyklus]] (''CNO-Zyklus'') erzeugt wurde. Bei den notwendigen Temperaturen sind alle beteiligten Atomkerne vollständig [[Ionisation|ionisiert]], d.&nbsp;h. ohne [[Elektronenhülle]].
+Der Drei-Alpha-Prozess kann nur bei [[Temperatur]]en über 100&nbsp;Millionen [[Kelvin]] ablaufen und setzt das ausreichende Vorkommen von Helium voraus. Daher tritt er normalerweise nur in den Zentren von Sternen in späten Phasen ihrer [[Sternentwicklung|Entwicklung]] auf, in denen ein höherer [[Druck (Physik)|Druck]] und höhere Temperaturen als momentan in der [[Sonne]] herrschen und bereits genügend Helium durch [[Proton-Proton-Reaktion]]en oder den [[Bethe-Weizsäcker-Zyklus]] (''CNO-Zyklus'') erzeugt wurde. Bei den notwendigen Temperaturen sind alle beteiligten Atomkerne vollständig [[Ionisation|ionisiert]], d.&nbsp;h. ohne [[Elektronenhülle]]. In Sternen, bei denen es zum Auftreten des Drei-Alpha-Prozesses kommt, liegen die Elektronen als [[Entartete Materie|entartetes Fermigas]] vor.
-Die Sonne wird erst beim Eintritt in die letzte Phase ihres Lebenszyklus, in etwa 4&nbsp;Milliarden Jahren, in der Lage sein, das Heliumbrennen zu starten, nachdem in ihrem Kernbereich der ganze [[Wasserstoff]] durch das [[Wasserstoffbrennen]] zu Helium fusioniert wurde. Der erhöhte [[Strahlungsdruck]] während des Heliumbrennens führt zu einem Aufblähen der äußeren Sonnenschichten, die sich nun wegen der größeren Oberfläche abkühlen, woraufhin sich das Strahlungsspektrum der [[Photosphäre]] der Sonne zu längeren [[Wellenlänge]]n verschiebt. Ein Stern in diesem Zustand wird darum als [[roter Riese]] bezeichnet.
+Ein Kennzeichen des Drei-Alpha-Prozesses ist dabei die extreme Temperaturabhängigkeit. Bei Sternen mit besonders hoher Masse kommt es durch das vergleichsweise plötzliche Einsetzen des Drei-Alpha-Prozesses zum [[Helium-Blitz]].
+Die Sonne wird erst beim Eintritt in die letzte Phase ihres Lebenszyklus, in etwa 4&nbsp;Milliarden Jahren, in der Lage sein, das so genannte Heliumbrennen („Verbrennen“ von Helium) zu starten, nachdem in ihrem Kernbereich der ganze [[Wasserstoff]] durch das [[Wasserstoffbrennen]] zu Helium fusioniert wurde. Der erhöhte [[Strahlungsdruck]] während des Heliumbrennens führt zu einem Aufblähen der äußeren Sonnenschichten, die sich nun wegen der größeren Oberfläche abkühlen, woraufhin sich das Strahlungsspektrum der [[Photosphäre]] der Sonne zu längeren [[Wellenlänge]]n verschiebt. Ein Stern in diesem Zustand wird darum als [[roter Riese]] bezeichnet.
 == Ablauf ==
 Im Einzelnen läuft beim 3α-Prozess Folgendes ab:
-: <math>\mathrm{\ ^4He + \ ^4He \longrightarrow \ ^8Be + \gamma - \ 0,09178 \ MeV}</math> ([[endotherme Reaktion|endotherm]]; mit der [[Rückreaktion]] <math>\mathrm{\ ^8Be \longrightarrow \ ^4He + \ ^4He + \ 0,09178 \ MeV}</math>)
+: <math>\mathrm{\ ^4He + \ ^4He \longrightarrow \ ^8Be + \gamma - \ 0{,}09178 \ MeV}</math> ([[endotherme Reaktion|endotherm]]; mit der [[Rückreaktion]] <math>\mathrm{\ ^8Be \longrightarrow \ ^4He + \ ^4He + \ 0{,}09178 \ MeV}</math>)
-: <math>\mathrm{\ ^8Be + \ ^4He \longrightarrow \ ^{12}C + \gamma + \ 7,367 \ MeV}</math> ([[exotherme Reaktion|exotherm]])
+: <math>\mathrm{\ ^8Be + \ ^4He \longrightarrow \ ^{12}C + \gamma + \ 7{,}367 \ MeV}</math> ([[exotherme Reaktion|exotherm]])
-Der frei werdende [[Netto]]<nowiki/>energiebetrag bei diesem Prozess ist 7,275&nbsp;[[Elektronenvolt|MeV]]. Der Kohlenstoffkern&nbsp;<sup>12</sup>C kann als Ausgangsstoff beim u.&nbsp;U. später einsetzenden [[Kohlenstoffbrennen]] dienen.
+Der frei werdende [[Netto]]<nowiki/>energiebetrag bei diesem Prozess ist 7,275&nbsp;[[Elektronenvolt|MeV]]. Der Kohlenstoffkern&nbsp;<sup>12</sup>C kann als Ausgangsstoff beim unter Umständen später einsetzenden [[Kohlenstoffbrennen]] dienen.
-Die Energiefreisetzungsrate ist beim 3α-Prozess [[proportional]] zur 30.&nbsp;[[Potenz (Mathematik)|Potenz]] der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5&nbsp;% eine Steigerung um&nbsp;332 % bei der Energiefreisetzung.
+Die Energiefreisetzungsrate ist beim 3α-Prozess [[proportional]] zur 30.&nbsp;[[Potenz (Mathematik)|Potenz]] der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5 % eine Steigerung um&nbsp;332 % bei der Energiefreisetzung.
-Der im ersten Schritt erzeugte [[Beryllium]]<nowiki/>kern&nbsp;<sup>8</sup>Be ist instabil ([[Zwischenkern]]) und zerfällt mit einer mittleren [[Lebensdauer (Physik)|Lebensdauer]] von nur 2,6·10<sup>−16</sup>&nbsp;s wieder in zwei Heliumkerne&nbsp;<sup>4</sup>He; deshalb ist es für die Erzeugung eines Kohlenstoffkerns notwendig, dass drei α-Teilchen ''nahezu gleichzeitig'' zusammenstoßen. Dies ist sehr unwahrscheinlich, und deshalb entsteht nur sehr langsam eine merkliche Menge Kohlenstoff.
+Der im ersten Schritt erzeugte [[Beryllium]]<nowiki/>kern&nbsp;<sup>8</sup>Be ist instabil ([[Zwischenkern]]) und zerfällt mit einer mittleren [[Lebensdauer (Physik)|Lebensdauer]] von nur 2,6·10<sup>−16</sup>&nbsp;s wieder in zwei Heliumkerne&nbsp;<sup>4</sup>He; deshalb ist es für die Erzeugung eines Kohlenstoffkerns notwendig, dass drei α-Teilchen ''nahezu gleichzeitig'' zusammenstoßen. Dies ist extrem unwahrscheinlich, und deshalb entsteht nur sehr langsam eine merkliche Menge Kohlenstoff.
 Durch den [[Urknall]] konnte praktisch kein Kohlenstoff produziert werden, weil die Temperatur dabei zu rasch unter diejenige Temperatur abfiel, die für die Fusion benötigt wird. Dieses Problem wird auch als ''Beryllium-Barriere'' bezeichnet.
-Die geringe Wahrscheinlichkeit des 3α-Prozesses wird dadurch gemildert, dass
+[[Datei:Hoyle state and possible decay way.svg|miniatur|Die Energie des zweiten Anregungs&shy;zustands von <sup>12</sup>C liegt nahe bei der Gesamt&shy;energie von <sup>8</sup>Be und <sup>4</sup>He. Ohne ihn wäre die Fusion beider Kerne noch weit unwahrschein&shy;licher (beinahe unmöglich)]]
+Die geringe Wahrscheinlichkeit des 3α-Prozesses wird dadurch gemildert, dass
 * der [[Grundzustand]] von <sup>8</sup>Be fast genau der Energie zweier α-Teilchen entspricht.
-* die Energie der beiden Kerne <sup>8</sup>Be und <sup>4</sup>He zusammen fast genau der Energie eines bestimmten [[Angeregter Zustand|Anregungszustands]] des <sup>12</sup>C entspricht.
+* die Energie der beiden Kerne <sup>8</sup>Be und <sup>4</sup>He zusammen sehr nahe bei der Energie eines bestimmten [[Angeregter Zustand|Anregungszustands]] des <sup>12</sup>C liegt.
 Beide Teilschritte des Prozesses sind also [[Resonanz #Kernphysik|Resonanzen]] mit entsprechend erhöhtem [[Wirkungsquerschnitt]].
-Da durch den 3α-Prozess bereits die Sterne der ersten nach dem Urknall entstandenen Generation in der Lage waren, <sup>12</sup>C in großen Mengen zu erzeugen, wird dieses Isotop auch als „primäres“ Isotop des Kohlenstoffs bezeichnet.
+Da durch den 3α-Prozess bereits die Sterne der ersten nach dem Urknall entstandenen [[Population (Astronomie)|Generation]] in der Lage waren, <sup>12</sup>C in großen Mengen zu erzeugen, wird dieses Isotop auch als „primäres“ Isotop des Kohlenstoffs bezeichnet.
-In der Abhängigkeit der Existenz von Kohlenstoff im [[Universum]] von der genauen Energie eines angeregten Niveaus des Kohlenstoffkerns&nbsp;<sup>12</sup>C und der geringen Wahrscheinlichkeit weiterführender Fusionsprozesse nach der Synthese von Sauerstoff sah [[Fred Hoyle]] einen Hinweis auf die Existenz einer schöpfenden Kraft. Diese spezielle Problematik gliedert sich allerdings in den Gesamtkomplex der noch nicht verstandenen, tatsächlichen oder scheinbaren [[Feinabstimmung der Naturkonstanten]] ein.<ref>Fred Hoyle: [http://www.annualreviews.org/doi/pdf/10.1146/annurev.aa.20.090182.000245 ''The Universe: Past and Present Reflections.''] In: Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics 20 (1982), S. 1–35.</ref>
+Aus der Tatsache, dass es im [[Universum]] in nennenswertem Umfang <sup>12</sup>C und andere Nuklide jenseits der Beryllium-Barriere gibt, also letztlich aus der Existenz von Kohlenstoff-basiertem Leben, hatte [[Fred Hoyle]] geschlussfolgert, dass es den angeregten <sup>12</sup>C-Zustand geben müsse. Der experimentelle Nachweis gelang [[William Alfred Fowler|William Fowler]]. Hierfür bekam Fowler – nicht aber Hoyle – 1983 den [[Nobelpreis für Physik]]. In der Existenz des dieses angeregten Niveaus von <sup>12</sup>C und der geringen Wahrscheinlichkeit weiterführender Fusionsprozesse nach der Synthese von Sauerstoff sah Fred Hoyle einen Hinweis auf die Existenz einer schöpfenden Kraft. Diese spezielle Problematik gliedert sich allerdings in den Gesamtkomplex der noch nicht verstandenen, tatsächlichen oder scheinbaren [[Feinabstimmung der Naturkonstanten]] im Rahmen des [[Anthropisches Prinzip|anthropisches Prinzips]] ein.<ref>Fred Hoyle: [https://www.annualreviews.org/doi/pdf/10.1146/annurev.aa.20.090182.000245 ''The Universe: Past and Present Reflections.''] In: Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics 20 (1982), S. 1–35.</ref>
 == Folgereaktionen ==
+{{Hauptartikel|Kohlenstoffbrennen}}
 Eine Folgeerscheinung des 3α-Prozesses ist, dass einige der Kohlenstoffkerne&nbsp;<sup>12</sup>C mit weiteren Heliumkernen&nbsp;<sup>4</sup>He fusionieren können, wobei das stabile [[Isotop]]&nbsp;<sup>16</sup>O des [[Sauerstoff]]s erzeugt und Energie freigesetzt wird: