Astrophysik: Pop III Sterne

Hallo Christoph,

man hat ja bisher noch keinen Population III Stern entdecken können und das wären also die allerersten Sterne nach dem BigBang. Sollte man einen mal sehen, wäre das ein direkter Beweis für den BB. Und von denen könnten auch nur die Allerkleinsten übrig sein und das wären ausschließlich kalte Zwerge, die enorm langsam brennen.

Sollte so einer noch heute genug Masse haben, käme ja nur die PP in Frage und das hab ich mal hier beschrieben:

Thema

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…

HWS

27. März 2021

Ein Auszug:

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 haupsächlich 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+21H+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 + 0,42 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+21H +12,86 MeV

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.