Glossar-Begriff: Wasserstoffbrennen
Beschreibung: Kernfusion ist der Obergriff für alle Reaktionen, bei denen leichtere Atomkerne zusammenstoßen und miteinander verschmelzen, um einen oder mehrere schwerere Atomkerne zu bilden. In der Astronomie ist Wasserstoffbrennen eine Art von Kernfusion, bei der Wasserstoffkerne (die jeweils nur aus einem einzigen Proton bestehen) in Helium-4-Kerne (die jeweils aus zwei Protonen und zwei Neutronen bestehen) umgewandelt werden. Die Masse des Helium-4-Kerns ist kleiner als die Masse der einzelnen Protonen und Neutronen, aus denen er besteht. Gemäß Einsteins berühmter Formel E=mc2 entspricht dieser Massenunterschied einem Energieunterschied. Wenn Protonen und Neutronen zu Helium-4 fusionieren, wird Energie freigesetzt, die genau diesem Energieunterschied entspricht. Das Wasserstoffbrennen ist deshalb die Energiequelle für sogenannte Hauptreihensterne wie unsere Sonne. Solche Hauptreihensterne, in deren Innerem Wasserstoffbrennen stattfindet, befinden sich zumindest eine Zeit lang in einer Art Gleichgewicht: Die durch das Wasserstoffbrennen in ihrem Inneren freigesetzte Energiemenge entspricht der Energie, die solche hell leuchtenden Sterne in Form von Licht und anderen Arten von elektromagnetischer Strahlung sowie Teilchen aussenden.
Das Wasserstoffbrennen läuft über mehrere Zwischenschritte ab. Bei Sternen mit der Masse unserer Sonne oder weniger geschieht dies hauptsächlich über die sogenannte Proton-Proton-Kette (pp-Kette). In der einfachsten Version dieser Reaktionskette verschmelzen zwei Wasserstoffkerne (Protonen) zu Deuteriumkernen (je ein Proton, ein Neutron). Diese Deuteriumkerne verschmelzen dann mit einem weiteren Wasserstoffkern zu Helium-3 (zwei Protonen, ein Neutron). Zwei solcher Helium-3-Kerne fusionieren zu Helium-4 und zwei verbleibenden Wasserstoffkernen. In Sternen mit einer Masse, die mehr als das 1,3-fache der Masse unserer Sonne beträgt, wird ein anderer Prozess zur vorherrschenden Methode für die Fusion von Wasserstoff zu Helium: der so genannte CNO-Zyklus. Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler auf der Erde haben Maschinen gebaut, um Fusionsreaktionen zu erzeugen. Die Hoffnung ist, dass die Kernfusion in der Zukunft dazu verwendet werden könnte, um Energie zu gewinnen.
Das Wasserstoffbrennen, d.h. die Fusion von Wasserstoff, tritt nicht nur in Sternen auf, sondern fand auch in der frühen Urknallphase unseres Universums statt.
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Begriffs- und Definitionsstatus Die Originaldefinition dieses Begriffes auf Englisch wurden von einem forschenden Astronom und einer Lehrkraft bestätigt Die Übersetzung dieses Begriffs und seiner Definition warten auf Prüfung und Bestätigung
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Auf anderen Sprachen
- Arabisch: اندماج الهيدروجين
- Englisch: Hydrogen Fusion
- Französisch: Fusion de l'hydrogène
- Italienisch: Fusione di idrogeno
- Brasilianisches Portugiesisch: Fusão de hidrogênio
- Vereinfachtes Chinesisch: 氢聚变
- Traditionelles Chinesisch: 氫聚變
Ähnliche Diagramme
Stellar Structure
Unterschrift: Stars are balls of plasma. For most of a star’s life it burns hydrogen into helium in its core. This phase of a star’s life is known as the main sequence. Burning hydrogen into helium produces heat, that heat travels out of the star’s core eventually reaching the star’s photosphere (often referred to as the “surface” of the star). From here the heat can radiate into space as various forms of electromagnetic radiation. However, how heat travels from the core to the photosphere depends on the star’s mass.
Imagine a parcel of gas rising inside a star. As it rises, it moves into an area of lower pressure, so it cools down and expands. If the parcel is still hotter, and therefore less dense than its surroundings, it keeps moving upward due to buoyancy. Eventually, it will rise far enough to cool and sink back down. This rising and sinking cycle is called convection. Whether convection occurs depends on how quickly temperature changes as you move away from the star’s core. If the temperature in a star drops rapidly, rising parcels of gas are more likely to stay hotter than their surroundings, so convection dominates as the mode of energy transfer in this part of the star. Conversely if the temperature drops more slowly (i.e. if the temperature gradient is small) then heat will mostly be transferred by radiation (photons).
In the most massive main sequence stars (more massive than about 1.5 times the mass of the Sun, seen here on the left), hydrogen is burned into helium using the CNO cycle. This is highly temperature dependent and thus energy production is concentrated near the center of the star. This leads to a larger temperature gradient and thus a convective core. Further out the temperature gradient becomes smaller and heat transport is dominated by radiation. This is called the radiative zone.
For lower mass stars like the Sun (between 0.3 and 1.5 solar masses, seen here in the middle) hydrogen is burned to helium using a different process (the pp chain). This depends less on the internal temperature than the CNO cycle and so energy production is more distributed in the star’s core. This leads to a smaller temperature gradient and thus a radiative core where convection occurs surrounded by a radiative zone. Going further out the gas becomes cool enough for some elements to hang to on some of their electrons, i.e. not being completely ionised. This partially ionised gas is more opaque to photons, trapping heat. This leads to a large temperature gradient and thus convection.
The lowest mass stars (below 0.3 solar masses, seen here on the right) have no radiative zone and are fully convective.
The arrows in the radiative zone are shown as wavy lines heading out of the star. However, a photon’s journey out of a star is much more complex with each individual photon travelling only a short distance before being deflected by some of the charged particles that make up the plasma of the star’s interior. This leads to a long and winding road that takes millennia instead of the few seconds it would take if the photon did not interact with particles in the plasma.
Bild: Based on a vector diagram by Wikimedia user Д.Ильин which itself is based on a diagram from sun.org
License: CC-BY-4.0 Creative Commons Namensnennung 4.0 International (CC BY 4.0) Symbole
Sternentwicklung
Unterschrift: Dieses Diagramm zeigt den Lebenszyklus von Sternen unterschiedlicher Masse. Die Masse der verschiedenen Sterntypen nimmt im Diagramm von unten nach oben zu, während die Zeit von links nach rechts verläuft.
Der Lebenszyklus eines Sterns hängt von seiner Masse ab, wobei Sterne mit geringerer Masse eine längere Lebensdauer haben. Alle Sterne entstehen aus Gaswolken, die unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft kollabieren. Während der Stern kollabiert, wird sein Kern heißer und dichter. Hat der Stern eine Masse von mehr als 0,08 Sonnenmassen (das 0,08-Fache der Masse der Sonne), erzeugt der Druck, den die Masse des Sterns auf seinen Kern ausübt, eine Kerntemperatur, die hoch genug ist, um die Wasserstofffusion in Gang zu setzen. Dabei wird im Kern des Sterns Wasserstoff zu Helium verbrannt, was eine Wärmequelle liefert, die den Stern mit Energie versorgt und einen weitere Kollaps des Kerns verhindert. Hat das kollabierende Objekt eine Masse von weniger als 0,08 Sonnenmassen, zündet die Wasserstofffusion in seinem Kern nicht an. Es kühlt weiter ab und zieht sich langsam zusammen. Solche substellaren Objekte werden als Braune Zwerge bezeichnet und sind hier in der untersten Reihe dargestellt.
Nachdem sich Sterne gebildet haben, verbrennen sie Wasserstoff in ihrem Kern und beginnen ihre Existenz auf der Hauptreihe. Die massereichsten Sterne (>25 Sonnenmassen, oben dargestellt) weisen sehr hohe Kerntemperaturen auf und verbrauchen daher ihren Wasserstoffvorrat schneller. Das bedeutet, dass sie möglicherweise nur wenige Millionen Jahre auf der Hauptreihe verbringen und Wasserstoff in ihren Kernen verbrennen. Sobald der Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist, zieht sich der Kern des Sterns zusammen, wird heißer und die Heliumverbrennung im Kern beginnt. Während sich der Kern zusammenzieht, dehnen sich die äußeren Schichten des Sterns aus und er wird zu einem Überriesen. Bei den massereichsten Sternen reißen starke Sternwinde die kühleren äußeren Schichten ab, was dazu führt, dass der Stern sehr groß und sehr heiß wird – ein blauer Überriese. Sobald das Helium im Kern aufgebraucht ist, wird Kohlenstoff verbrannt, gefolgt von schwereren Elementen. Schließlich endet der Stern mit einem Eisenkern. Die Fusion von Eisen zu schwereren Elementen erzeugt keine Energie, sodass die Fusion im Kern an diesem Punkt zum Stillstand kommt. Sobald dieser reaktionsträge Eisenkern massereich genug ist, kollabieren er und die ihn umgebende Materie plötzlich und bilden ein Schwarzes Loch, während die äußeren Schichten in einer Supernova-Explosion weggeschleudert werden.
Sterne mit etwas geringerer Masse (zwischen 8 und 25 Sonnenmassen, hier als zweite Zeile von oben zu sehen) entwickeln sich auf ähnliche Weise, obwohl sie keine ausreichend starken Winde hervorbringen, um ihre äußeren Schichten wegzuschleudern und zu blauen Überriesen zu werden. Stattdessen entwickeln sie sich zu roten Überriesen. Auch solche Sterne kollabieren und verursachen Supernova-Explosionen. Der Überrest des Sternkerns ist jedoch nicht massereich genug, um zu einem Schwarzen Loch zu kollabieren. Stattdessen verbinden sich seine Elektronen und Protonen zu Neutronen und der Kern wird durch einen quantenmechanischen Effekt stabilisiert, der als Neutronen-Entartungsdruck bezeichnet wird. Als Überrest des Sterns bleibt ein winziger Neutronenstern übrig, dessen Masse mehrere Sonnenmassen beträgt, der aber nur wenige Kilometer Durchmesser hat.
Bei Sternen mit einer Masse, die der Sonne ähnelt (zwischen 0,4 und 8 Sonnenmassen, in der mittleren Reihe zu sehen) verbrennt der Stern Wasserstoff in seinem Kern, bis der Wasserstoffvorrat im Kern aufgebraucht ist. Anschließend bildet sich um den Kern herum eine Wasserstoff verbrennende Hülle. Schließlich wird der Kern heiß genug, um Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff zu verbrennen. Danach bleibt dem Stern ein Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff, umgeben von Hüllen, in denen Helium und Wasserstoff verbrennen. Diese Hüllen sind instabil und erzeugen thermische Pulsationen, die den Stern erschüttern. Diese Pulsationen werden schließlich so extrem, dass die äußeren Schichten des Sterns abgestoßen werden. Zurück bleibt der Kohlenstoff- und Sauerstoffkern als Weißer Zwerg, der durch den Entartungsdruck der Elektronen gestützt wird. Die äußeren Schichten des Sterns bilden einen sogenannten planetarischen Nebel (der trotz seines Namens nichts mit Planeten zu tun hat).
Die Sterne mit der geringsten Masse (hier in der zweiten unteren Reihe zu sehen) sind so massearm, dass ihre Entwicklungszeiträume weitaus länger sind als das Alter des Universums. Das bedeutet, dass bisher keiner von ihnen über die Hauptreihe hinaus entwickelt ist. Sterne mit geringer Masse sind vollständig konvektiv, was bedeutet, dass sich das Material im Kern ständig mit dem darüber liegenden Material vermischt. Daher wird letztlich der gesamte Wasserstoff des Sterns im Kern verbrannt, was jedoch Billionen von Jahren dauern wird.
Bild: Danielle Futselaar/IAU OAE
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