Drei-Alpha-Prozess

Durch den Drei-Alpha-Prozess (3α-Prozess) werden im Inneren von Sternen drei Helium-Kerne (α-Teilchen) durch Kernfusionsreaktionen in Kohlenstoff umgewandelt und senden dabei Gammastrahlung aus. 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 während des Heliumbrennens führt zu einem Aufblähen der äußeren Sonnenschichten, die sich nun wegen der größeren Oberfläche abkühlen, woraufhin sich das Strahlungsspektrum der Photosphäre der Sonne zu längeren Wellenlängen verschiebt. Ein Stern in diesem Zustand wird darum als roter Riese bezeichnet.

Ablauf

Im Einzelnen läuft beim 3α-Prozess Folgendes ab:

<math>\mathrm{\ ^4He + \ ^4He \longleftrightarrow \ ^8Be + \gamma - \ 91,78 \ keV}</math> endotherm

<math>\mathrm{\ ^8Be + \ ^4He \longrightarrow \ ^{12}C + \gamma + \ 7,367 \ MeV}</math> 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 Energiefreisetzungsrate ist beim 3α-Prozess proportional zur 30. Potenz der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5 % eine Steigerung auf 432 % bei der Energiefreisetzung.

Der im ersten Schritt erzeugte Berylliumkern ⁸Be ist instabil und zerfällt mit einer mittleren Lebensdauer von nur 2,6·10⁻¹⁶ s wieder in zwei Heliumkerne ⁴He; deshalb ist es für die Erzeugung eines Kohlenstoffkerns notwendig, dass drei α-Teilchen nahezu gleichzeitig zusammenstoßen. Dies ist sehr unwahrscheinlich, und deshalb entsteht nur sehr langsam eine merkliche Menge Kohlenstoff. Durch den Urknall konnte praktisch kein Kohlenstoff produziert werden, weil die Temperatur zu rasch unter die für die Fusion benötigte abfiel. Dieses Problem wird auch als Beryllium-Barriere bezeichnet.

Die geringe Wahrscheinlichkeit des 3α-Prozesses wird dadurch gemildert, dass

• der Grundzustand von ⁸Be fast genau der Energie zweier α-Teilchen
• und die Energie der beiden Kerne ⁸Be und ⁴He zusammen fast genau der Energie eines bestimmten Anregungszustands des ¹²C entspricht. Es handelt sich also bei beiden Teilschritten des Prozesses um Resonanzen mit entsprechend erhöhtem Wirkungsquerschnitt.

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.

In der Abhängigkeit der Existenz von Kohlenstoff im Universum von der genauen Energie eines angeregten Niveaus des Kohlenstoffkerns ¹²C und der geringen Wahrscheinlichkeit weiterführender Fusionsprozesse nach der Synthese von Sauerstoff hat Fred Hoyle einen Hinweis auf die Existenz einer schöpfenden Kraft gesehen. Diese spezielle Problematik gliedert sich allerdings in den Gesamtkomplex der noch nicht verstandenen, tatsächlichen oder scheinbaren Feinabstimmung der Naturkonstanten ein.<ref> Hoyle, Fred. "The Universe: Past and Present Reflections", Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, 20 (1982)</ref>

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:

<math>\mathrm{\ ^{12}C + \ ^4He \longrightarrow \ ^{16}O + \gamma}</math>

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. Demnach produziert die stellare Nukleosynthese große Mengen an Kohlenstoff und Sauerstoff, wird aber von einer Umwandlung dieser Elemente in Neon und schwerere Elemente weitgehend abgehalten.

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.

Siehe auch

• Helium-Blitz

Literatur

• Bogdan Povh u. a.: Teilchen und Kerne. 4. Auflage, Springer Verlag 1997, ISBN 3-540-61737-X, S. 318–320
• Edwin Ernest Salpeter: Astrophys J 115 (1952), 326

Weblinks

• Was ist die Beryllium-Barriere? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 13. Apr. 2005.

Referenzen

<references />