- Pp-Zyklus
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Schematischer Ablauf der Proton-Proton-ReaktionDie Proton-Proton-Reaktion (p-p-Reaktion, Proton-Proton-Kette) ist eine von zwei Fusionsreaktionen des so genannten Wasserstoffbrennens, durch die die Sterne Wasserstoff in Helium umwandeln. Die andere Reaktion ist der Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus). Bei Sternen mit Größen bis zur Masse der Sonne spielt die Proton-Proton-Reaktion eine wichtigere Rolle bei der Energieerzeugung. Der stark exotherme Charakter der Fusion rührt daher, dass das Endprodukt Helium eine um etwa 1 % geringere Masse aufweist, als die in die Reaktion eingegangenen Wasserstoffteilchen (Massendefekt). Die Differenz wird dabei nach der einsteinschen Gleichung E = mc² in Energie umgewandelt.
Die Proton-Proton-Reaktion hat die niedrigsten Temperaturvoraussetzungen aller in Sternen auftretenden Fusionsreaktionen (in Braunen Zwergen laufen zwar auch unterhalb dieser Grenze Fusionsreaktionen ab, sie zählen aber nicht zu den Sternen). Sie kann in Sternen mit einer Kerntemperatur von mehr als 3 Millionen Kelvin ablaufen. Bei diesen Temperaturen sind alle beteiligten Atomkerne vollständig ionisiert, d. h. ohne Elektronenhülle.
Die Energieerzeugungsrate ist bei der Proton-Proton-Reaktion proportional zur 6. Potenz der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5 % eine Steigerung von 34 % bei der Energiefreisetzung.
Inhaltsverzeichnis
Startreaktionen
Der erste Schritt der Proton-Proton-Reaktion: Zwei Protonen verschmelzen zu einem Deuteriumkern. Gleichzeitig werden ein Positron und ein Elektronneutrino emittiert.
Der zweite Schritt der Proton-Proton-Reaktion: Ein Proton und ein Deuteriumkern verschmelzen zu einen Heliumkern 3He unter gleichzeitiger Abgabe eines Gammaquants.
Der dritte Schritt der Proton-Proton-Reaktion: Zwei 3He-Kerne fusionieren zu 4He und setzen dabei zwei Protonen frei.Zunächst fusionieren zwei Wasserstoffkerne 1H+ (Protonen) zu einem Deuteriumkern 2H+, wobei durch die Umwandlung eines Protons in ein Neutron ein Positron e+ und ein Elektronneutrino νe frei wird.
- 1H+ + 1H+ → 2H+ + e+ + νe + 0,42 MeV
Um die starke, auf der positiven elektrischen Ladung beider Reaktionspartner beruhende Abstoßung durch die Coulombkraft zu überwinden, benötigen die beteiligten Protonen eine hohe kinetische Energie, die nach der maxwellschen Geschwindigkeitsverteilung aber nur wenige besitzen. Ein wichtiger Mechanismus, damit dennoch genügend Protonen verschmelzen können, ist der Tunneleffekt, der es einigen von ihnen ermöglicht, den Potenzialwall zu überwinden. In der Sonne dauert es im Schnitt 14·109 Jahre, bis ein bestimmtes Proton mit einem anderen reagiert. Durch die große Anzahl von Protonen im Sterninneren geschieht dies jedoch häufig genug, um die Reaktion kontinuierlich ablaufen zu lassen. Liefe die Reaktion häufiger ab, hätte die Sonne ihren Wasserstoffvorrat längst verbraucht. Die Energie von 0,26 MeV, die die Neutrinos in Form ihrer (geringen) Ruhemasse und vor allem ihrer kinetischen Energie tragen, wird dem Stern entzogen, da sie nahezu ungehindert durch die Sternmaterie hindurch entweichen können.
Das entstandene Positron annihiliert mit einem Elektron e-, d. h., sie reagieren miteinander und werden vollständig in Energie umgewandelt. Die Masse beider Partner wird in Form von zwei Gammaquanten γ als Energie frei.
- e+ + e- → 2γ + 1,022 MeV
Das entstandene Deuterium kann anschließend (nach durchschnittlich nur etwa 1,4 Sekunden) mit einem weiteren Proton reagieren, wobei das leichte Helium-Isotop 3He entsteht:
- 2H+ + 1H+ → 3He2+ + γ + 5,49 MeV
Dieser letzte Prozess läuft mit dem bei der Entstehung vorhandenen Deuterium schon in sehr kleinen Himmelskörpern ab einer Größe von etwa 12 Jupitermassen ab. Sein Auftreten markiert die Untergrenze für einen Braunen Zwerg.
Hauptfolgereaktionen
Es gibt nun im Wesentlichen drei verschiedene Reaktionsketten, bei denen schließlich das (in der Natur überwiegende) Helium-Isotop 4He erzeugt wird. Sie setzen bei verschiedenen Temperaturen ein. In der Sonne treten die nachfolgend beschriebenen Reaktionen unterschiedlich häufig auf:
- Proton-Proton-Reaktion I: 91%
- Proton-Proton-Reaktion II: 9%
- Proton-Proton-Reaktion III: 0,1%
Proton-Proton-Reaktion I
Nach durchschnittlich 106 Jahren fusionieren zwei Heliumkerne 3He2+ zu 4He2+ (α-Teilchen), wobei zwei Protonen freiwerden. Sie stehen für weitere Reaktionsschritte zur Verfügung.
- 3He2+ +3He2+ → 4He2+ + 1H+ + 1H+ + 12,86 MeV
Die vollständige Reaktionskette bis hier, bei der die unter Startreaktion aufgeführten Reaktionen je zweimal durchlaufen werden, um die notwendigen 3He-Teilchen für die letzte Fusion zu schaffen, setzt eine Nettoenergie von
- 2×(0,42 MeV + 1,022 MeV + 5,49 MeV - 0,26 MeV) + 12,86 MeV = 26,204 MeV
frei (≈ 4,20·10-12 J). Die Proton-Proton-Reaktion I ist vorherrschend bei Temperaturen von 10–14 Millionen Kelvin. Unterhalb dieser Temperatur wird nur sehr wenig 4He produziert.
Proton-Proton-Reaktion II
Bei der Proton-Proton-Reaktion II dient ein früher erzeugter Heliumkern 4He als Katalysator, um einen weiteren aus 3He herzustellen.
3He2+ + 4He2+ → 7Be4+ + γ + 1,59 MeV 7Be4+ + e- → 7Li3+ + νe 7Li3+ + 1H+ → 4He2+ + 4He2+ + 17,35 MeV Die Proton-Proton-Reaktion II läuft vorrangig bei Temperaturen von 14–23 Millionen Kelvin ab.
90% der Neutrinos, die durch die zweite Reaktion erzeugt werden, besitzen eine Energie von 0,861 MeV, während es bei den übrigen 10% 0,383 MeV sind, abhängig davon, ob sich das entstandene Lithium 7Li3+ im Grundzustand oder im angeregten Zustand befindet.
Der dritte Reaktionsschitt kann auch ohne die beiden ersten Reaktionen mit Lithium ablaufen, das der Stern bei seiner Entstehung mit bekam. Dadurch nimmt die Lithiumkonzentration in Sternen ab.
Proton-Proton-Reaktion III
Auch hier fungiert ein Heliumkern 4He als Katalysator.
3He2+ + 4He2+ → 7Be4+ + γ + 1,59 MeV 7Be4+ + 1H+ → 8B5+ + γ + 0,14 MeV 8B5+ → 8Be4+ + e+ + νe 8Be4+ ↔ 4He2+ + 4He2+ Die Proton-Proton-Reaktion III ist vorherrschend bei Temperaturen über 23 Millionen Kelvin.
Diese Reaktion ist zwar nicht die Hauptenergiequelle der Sonne, deren Temperatur nicht hoch genug dafür ist, sie spielt aber bei der Erklärung des solaren Neutrinoproblems (siehe auch Neutrinooszillation) eine wichtige Rolle, da sie Neutrinos mit den höchsten Energien von bis zu 14,06 MeV erzeugt, die so genannten 8B-Neutrinos. Solche Neutrinos lassen sich in irdischen Neutrinodetektoren leichter nachweisen als die niederenergetischen.
Weitere Reaktionen
Neben den drei vorgenannten Reaktionen gibt es noch zwei seltener ablaufende.
Proton-Elektron-Proton-Reaktion
Bei der Proton-Elektron-Proton-Reaktion, kurz pep-Reaktion, fusionieren zwei Protonen und ein Elektron zu einem Deuteriumkern.
1H+ + e- + 1H+ → 2H+ + νe Die Reaktion tritt deswegen so selten auf – in der Sonne im Verhältnis von 1:400 gegenüber der Proton-Proton-Reaktion I – da hier drei Teilchen nahezu simultan zusammentreffen müssen. Die Energie der erzeugten Neutrinos ist allerdings mit 1,44 MeV deutlich höher.
Helium-Proton-Reaktion
Noch seltener tritt die Helium-Proton-Reaktion (kurz Hep-Reaktion) ein, die direkte Fusion von Helium 3He mit einem Proton zu 4He.
3He2+ + 1H+ → 4He2+ + νe + e+ + 18,77 MeV Asche
Die »Asche« des Wasserstoffbrennens ist Helium 4He, das als Ausgangsstoff beim unter Umständen später einsetzenden Heliumbrennen dienen kann.
Siehe auch
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