Unsere Sonne 6 (7) - Das Innere der Sonne (Fortsetzung 1)

  • Fortsetzung


    Im Allerinnersten des Sonnenkerns ist die Fusion voll im Gange, nimmt aber zunehmend mit der Entfernung vom Zentrum ab, um dann beinahe ganz aufzuhören am Rand des Kerns. Dort nämlich ist der Druck rapide abgesunken und das Material nur noch halb so heiß.
    Was im Allerinnersten geschieht, nennt man gewöhnlich die Fusion von Wasserstoff zu Helium. Wenn man da aber wieder ins Detail geht, wird es kompliziert, wie immer in der Technik und Wissenschaft.
    Wie schon mal erwähnt, wurde dieser Prozess 1939 von Hans Bethe beschrieben. Er war ein führender Kernphysiker, der 1967 den Nobelpreis erstmalig für ein Thema der AstroPhysik bekam. Er bekam ihn für den sogenannten Proton-Proton-Zyklus, was man auch Wasserstoffbrennen nennt, und den Kohlen-Stickstoff-Zyklus. Der Erstere geht hauptsächlich in Sternen bis zu 1,5 Sonnenmassen vor sich und wird auch Proton-Proton-Kette genannt, und von der gibt es gleich drei Sorten. Der Einser geht zu 83% in der Sonne vor sich und den könnte man mal vereinfacht so beschreiben:
    Das Endprodukt muß ja Helium4 4He sein und der Anfang ist immer schwer. Um im Inneren der Sonne auf ein 1H zu treffen braucht ein anderes Wasserstoffatom (Proton) durchschnittlich 1,4x1010 Jahre, und gerade deshalb, weil es so selten ist, hat die Sonne eine so lange Lebensdauer. Wenn das aber geschieht, kriegen wir ein 2H und auf dem Wege zerfällt eines der Protonen in ein Positron (positives Elektron) und ein Neutrino, ein Prozess, der ein Neutron ergibt. 2H nennt man auch Deuterium. Das wäre der erste Schritt in der Kette und dabei wird ein wenig Energie frei, doch mit mehr als der Hälfte davon haut das Neutrino sofort ab in den Weltenraum.
    Ein Positron kann aber nicht überleben in normaler Materie, sondern es reagiert sofort mit einem Elektron und beide lösen sich auf laut Einsteins E=mc². Dabei wird ca 6,6 mal mehr Energie frei, als das was das Neutrino übriggelassen hat.
    Der zweite Schritt in der Proton-Proton-1-Kette geht schnell, weil Deuterium schon nach 1,4 Sekunden mit einem Proton verschmilzt und damit haben wir Helium3 3He. Hier wird schon deutlich mehr Energie frei.
    Diese zwei Schritte sind gemeinsam für alle drei Proton-Proton-Ketten, aber im dritten Schritt unterscheiden sie sich.

    Für den dritten Schritt im Einser gilt: 3He+3He = 4He+2 1H+12,86 MeV. Hier geht es wieder langsamer, weil ein 3He Atom im Innersten der Sonne 1 Million Jahre braucht, um mit einem anderen zu reagieren, und die Energiebilanz ist:

    Schritt 1 .... 1H+1H = 2H .................. +0,420 MeV x2

    .................... Neutrino ...................... -0,267 MeV x2

    .................... Positron+Elektron ..... +1,022 MeV x2

    Schritt 2 .... 2H+1H = 3He ................ +5,493 MeV x2

    Schritt 3 .... 3He+3He=4He+2 1H .. +12,860 MeV x1

    ................... Summe ........................+26,196 MeV


    Man kann also sagen, daß aus 4 Protonen ein 4He -Kern (2 Protonen und 2 Neutronen) geworden ist und der ist jetzt 0,7% leichter als die eingehenden Protonen. Diese "verlorene" Masse entspricht der gewonnenen Energie.


    Wenn man jetzt mal überlegt, wie viel das eigentlich ist, so ist das gar nicht so imponierend. 1eV = 1,6022x10–19 Joule, dann wären 26,196 MeV ~ 42x10-11 Joule.

    Die Kernfusionsrate ist abhängig von der Teilchendichte und der Temperatur. Man kann, wenn man sich da durchwurschtelt, mit guter Sicherheit annehmen, daß in einem tausendstel des Sonnenvolumens die Hälfte aller Energie erzeugt wird. Und wenn man dann weiter nachrechnet, so sind das im Innersten der Sonne gerade mal 138 Watt/m³, mit anderen Worten wie in einem besseren Komposthaufen.
    Jetzt ist die Sonne aber riesig. In jeder Sekunde fusioniert sie ca 600 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium, wobei etwa 4 Millionen Tonnen Materie in Energie umgewandelt werden.
    Daß die Sonne dauernd so stark strahlt ist also mehr ein Effekt ihres riesigen Volumens und der effektiven Wärmeisolierung ihres aktiven Kerns, denn um den Kern herum streckt sich die Strahlungszone bis zu 488.000 km vom Sonnenmittelpunkt, also eine Schicht, die ungefähr 313.000 km dick ist.

    Aber erst abschließend noch ein par Zeilen zur Fusion. Die Proton-Proton-1-Kette war ja noch ziemlich überschaubar und verständlich. Dann wird es aber schwieriger und schwieriger. Die Zweier- und Dreier-Kette beinhalten schon mehrere leichte Elemente wie Lithium, Beryllium und Bor und spielen sich bei Temperaturen bis zu 25 Millionen Grad ab.

    Der Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus, auch Bethe-Weizsäcker-Zyklus genannt, läuft hauptsächlich bei 30 Millionen Grad ab.

    Am Ende ihres aktiven Lebens setzt dann noch bei der Sonne der 3-Alpha-Prozess ein bei 100 Millionen Grad, was man auch Heliumbrennen nennt, wobei Kohlenstoff erzeugt wird.

    Es gibt noch viel mehr Kernreaktionen, vor allem bei schwereren Sternen, und das Ganze ist eine Wissenschaft für sich.

    Ganz am Ende, bei sehr, sehr schweren Sternen setzt das Siliziumbrennen ein, dessen Schlußprodukt Eisen ist. Da muß es schon mehrere Milliarden Grad heiß sein im Sterninneren.

    Mehr geht nicht.

    Bestehende Elemente schwerer als Eisen werden nicht mehr in Sternen erzeugt. Die Bezeichnung Siliziumbrennen ist eigentlich irreführend, weil zwei Siliziumatome nicht fusionieren können. Und so braucht es dazu auch mehr als 100 Reaktionsschritte mit vielen Elementen involviert in einem komplexen Netzwerk.


    All das haben sich Menschen ausgedacht. Sie haben Mathematik entwickelt, alles schön berechnet und dann praktisch angewandt. (Weiter hier)

    Edited once, last by HWS ().

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