Hallo Karsten,
Es gibt 2 Möglichkeiten zur Umwandlung von Wasserstoff in Helium: Proton-Proton-Kette und C-N-Zyklus.
Proton-Proton-Kette:
1H + 1H -> e+ + µ + 1,44 MeV (10^10 Jahre)
2D + 1H -> 3He + g +5,49 MeV (5 Sekunden)
3He + 3He -> 4He + 1H +1H + 12,85 MeV (10^6 Jahre)
(g=Gammaquant, µ=Neutrino, e+=Positron)
Damit 2 Protonen zu einem Deuteriumkern verschmelzen können, muss aber die Energie eines der Protonen mind. 20mal höher sein, als die mittlere Energie der therm. Bewegung bei dem im Sterninnern herrschenden Temp. (wegen Coulomb-Barriere), da sonst nur eine elastischer Stoß erfolgt.
Die 2. Voraussetzung ist, dass sich während des Stossvorgangs eines der Protonen in ein Netron umwandelt, sonst erfolgt keine Umwandlung zu Deuterium.
Eine beeindruckende Tatsache ist, wie ich finde, dass ein Proton nur fast alle 10 Mrd. Jahre die Chance hat, sich in einem Deuteriumkern zu verwandeln. Aber durch die hohe Anzahl, findet diese Reaktion natürlich oft genug statt.
Nach der Bildung von 3He gibt es 3 Möglichkeiten für weitere Kernreaktionen. Die Häufigste ist die Wechselwirkung zweier Heliumisotope (letzte Zeile).
Auf den 2. Zweig der Proton-Proton-Kette will ich nicht eingehen.
C-N-Zyklus:
12C + 1H -> 13N + g + 1,95 MeV (1,3*10^7 Jahre)
13N -> 13C + e- + µ + 2,22 MeV (7 Minuten)
13C + 1H -> 14N + g + 7,54 MeV (2,7*10^6 Jahre)
14N + 1H -> 15O + g + 7,35 MeV (3,2*10^8 Jahre)
15O -> 15N + e+ + µ + 2,71 MeV (82 Sekunden)
15N + H -> 12C + 4He + 4,96 MeV (1,1*10^5 Jahre)
Auch hier sind die Zeiten wieder ungeheuer lang, damit ein Kohlenstoffkern ein Proton einfängt, aber auch hier sind ja wieder genügend Kerne vorhanden.
<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote"> Das Buch von James B. Kaler ist im Original im Jahre 1989 erschienen,
ich weis nun nicht,ob es in allen Belangen noch auf dem aktuellen Stand ist.
Aber Kaler geht offensichtlich bei seiner Beschreibung der "Zwerge"
der Spektralklasse M davon aus,daß es zum rechten unteren Ende des Diagramms
noch kleine rote Zwergsterne sind,braune Zwerge erwähnt er da nicht?!<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
Braune Zwerge sind ja auch erst in den 90’er Jahren das erste Mal nachgewiesen wurden.
Auf Seite 134 schreibt Kaler (habe die Ausgabe von 1994) eine halbe Seite über Braune Zwerge. Ein Satz beginnt mit: „Wenn es sie gibt….“ bzw. „Es gibt bisher keinen einzigen unumstrittenen Braunen Zwerg..“ bzw. „Nur ein oder zwei bisher bekannten M-Zwerge werden als mögliche Braune Zwerge angesehen.“….also Du siehst, als das Buch von Kaler raus kam, steckte die Identifizierung/Beobachtung von Braunen Zwergen in den Kinderschuhen.
<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote"> Mich würde nun interessieren wo die Massen-Untergrenze für Sterne liegt,
die die Fusion bis zum 4He schaffen.<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
Diese Grenze müsste bei ca. 0,2 Mo liegen. Bin mir da aber jetzt nicht sicher. (Vielleicht auch 0,1Mo?)