Wasserstoffbrennen

Mit Wasserstoffbrennen wird die Kernfusion von Wasserstoff zu 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. Alle Sterne der Hauptreihe beziehen ihre Energie aus dem Wasserstoffbrennen.

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 u. Zusammen haben also zwei Protonen und zwei Neutronen im nicht gebundenen Zustand eine Masse von 4,031882 u. Ein Heliumkern besteht aus je zwei gebundenen Protonen und Neutronen und hat nur eine Atommasse von 4,002602 u; es fehlen 0,029280 u, also etwa 0,73 % der Masse. Diese als Massendefekt bezeichnete Massendifferenz wird bei der Fusion als Energie frei; pro Gramm entstandenem Helium sind dies 657.461.112.381,746 J (kurz: 6,5746·10¹¹ J). Diese Energie entspricht der Kernbindungsenergie der Kernbausteine (Nukleonen) und berechnet sich aus der Einsteinschen Beziehung E = mc².

Der Massendefekt ist bei der Fusion von Wasserstoff zu Helium der größte aller Fusionsreaktionen und somit bezüglich der Energie am ergiebigsten; die nächste Stufe stellarer Fusionsreaktionen, das Heliumbrennen, setzt pro erzeugtem Kohlenstoffkern nur noch etwa ein Zehntel davon frei.

Siehe auch:

Nukleosynthese, Kohlenstoffbrennen, Neonbrennen, Sauerstoffbrennen, α-Teilchen

Literatur

• Povh, Bogdan et al.: Teilchen und Kerne, 4. Auflage, Springer Verlag 1997, ISBN 3-540-61737-X, S. 317-318