Heliumbrennen

Drei-Alpha-Prozess

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

Voraussetzungen

Diese Kernfusionsreaktion kann nur bei Temperaturen über 100 Millionen Kelvin ablaufen und setzt das reiche Vorhandensein von Helium voraus. Daher tritt sie 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 ausreichend Helium bereits 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.

Die Sonne wird erst beim Eintritt in die letzte Phase ihres Lebenszyklus, in etwa 4 Milliarden Jahren, in der Lage sein, das Heliumbrennen zu starten, nachdem in ihrem Kernbereich durch das Wasserstoffbrennen aller Wasserstoff zu Helium fusioniert wurde. Der erhöhte Strahlungsdruck wird zu einem Aufblähen der äußeren Schichten führen, die sich wegen der größeren Oberfläche abkühlen, weswegen die Sonne dann langwelligeres, also energieärmeres, rotes Licht abstrahlt. Ein Stern in diesem Zustand wird als roter Riese bezeichnet.

Ablauf

Im Einzelnen läuft beim 3α-Prozess Folgendes ab:

4He + 4He	↔ 8Be + γ	- 91,78 keV	(endotherm)
8Be + 4He	→ 12C + γ	+ 7,367 MeV	(exotherm)

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

Die Energieerzeugungsrate ist beim 3α-Prozess proportional zur 30. Potenz (sic!) der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5% eine Steigerung von 332% bei der Energiefreisetzung.

Der im ersten Schritt erzeugte Berylliumkern ⁸Be ist instabil und zerfällt mit einer mittleren Lebensdauer von 2,6·10^-16 s wieder in zwei Heliumkerne ⁴He; deshalb ist es für die Erzeugung eines Kohlenstoffkerns notwendig, dass drei α-Teilchen nahezu simultan zusammenstoßen (daher der Name 3α-Prozess). Da für ein solches Zusammentreffen eine niedrige Wahrscheinlichkeit besteht, ist ein langer Zeitraum nötig, um Kohlenstoff zu erzeugen. Eine Konsequenz daraus ist, dass durch den Urknall kein Kohlenstoff produziert wurde, weil die Temperatur rasch unter die für die Fusion benötigte abfiel. Dieses Problem wird auch als Beryllium-Barriere bezeichnet.

Gewöhnlich ist die Wahrscheinlichkeit für das Auftreten des 3α-Prozesses also sehr gering. Der energetische Grundzustand von ⁸Be entspricht jedoch fast genau der Energie zweier α-Teilchen. Die Energie der beiden Kerne ⁸Be und ⁴He aus dem zweiten Schritt entspricht wiederum fast genau der Energie eines Anregungszustandes des ¹²C. Diese beiden Resonanzen erhöhen stark die Wahrscheinlichkeit, dass ein ankommendes α-Teilchen mit einem ⁸Be zu ¹²C fusionieren wird.

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:

¹²C + ⁴He → ¹⁶O + γ

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. Das führt zu einer Situation, in der die stellare Nukleosynthese große Mengen an Kohlenstoff und Sauerstoff produziert, aber von einer Umwandlung der meisten dieser Elemente in Neon und schwerere Elemente abgehalten wird.

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.

Kohlenstofflieferant

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.

Die Tatsache, dass die Existenz von Kohlenstoff im Universum von der genauen Höhe des angeregten Energieniveaus des Berylliumkerns ⁸Be abhängt, sowie die geringe Wahrscheinlichkeit weiter führender Fusionsprozesse nach der Synthese von Sauerstoff, wurde von Fred Hoyle als Beweis für das anthropische Prinzip kontrovers diskutiert. Siehe hierzu auch Feinabstimmung der Naturkonstanten.

Multimedialinks

• Was ist die Beryllium-Barriere?, Flash-Video aus der Fernsehsendung alpha-Centauri (JavaScript benötigt)

Siehe auch: Helium-Blitz