Nukleosynthese in Sternen: Schlüsselzyklen

Wichtige Nukleosynthese-Prozesse in der Sternentwicklung

In den Kernen sonnenähnlicher Sterne, bei Temperaturen um 10 Millionen K und Dichten von 35–149 g/cm³, findet die Proton-Proton-Kette zur Helium-Synthese statt. Zwei Protonen fusionieren zu einem Deuteron und setzen dabei 1,44 MeV frei, wobei ein Proton einem β⁺-Zerfall unterliegt und ein Neutrino sowie ein Positron emittiert. Das Deuteron fängt ein drittes Proton ein und bildet ³He mit 5,5 MeV Energie. Das Endstadium ist die Fusion zweier ³He-Kerne zu ⁴He und zwei Protonen, wobei 12,86 MeV freigesetzt werden.

Die Gesamtenergie des Zyklus beträgt 27 MeV über fünf Reaktionen (die ersten beiden wiederholen sich zweimal). Neutrinos tragen 0,5 MeV davon, der Rest heizt das Plasma auf. Die Sonne wandelt etwa 4 Millionen Tonnen Masse pro Sekunde in Energie um.

Die Coulomb-Barriere der Protonen (140 keV) wird durch quantenmechanisches Tunneln überwunden: Die quantenmechanische Wahrscheinlichkeit ermöglicht es Teilchen mit Energie unterhalb der Barriere (durchschnittlich ~1 keV), diese zu durchdringen.

Ein alternativer Weg (20 % der Fälle):

• ³He + ⁴He → ⁷Be + γ (1,58 MeV)
• ⁷Be + e⁻ → ⁷Li + ν (0,05 MeV)
• ⁷Li + ¹H → ⁴He + ⁴He (17,34 MeV)

Ein seltener Zweig (0,2 %):

• ⁷Be + ¹H → ⁸B + γ (0,14 MeV)
• ⁸B → ⁸Be + e⁺ + ν (7,7 MeV)
• ⁸Be → ⁴He + ⁴He (3 MeV)

Der CNO-Zyklus in massereicheren Sternen

In Sternen mit Massen von 1,02–1,5 M⊙ bei T > 15 Millionen K dominiert der Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff (CNO)-Zyklus, bei dem C, N und O die Helium-Synthese aus Wasserstoff katalysieren:

• ¹²C + ¹H → ¹³N + γ
• ¹³N → ¹³C + e⁺ + ν
• ¹³C + ¹H → ¹⁴N + γ
• ¹⁴N + ¹H → ¹⁵O + γ
• ¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + ν
• ¹⁵N + ¹H → ¹²C + ⁴He

25 MeV werden freigesetzt (ohne Neutrinos). Der Zyklus ist effizient aufgrund von Spurenmengen an C aus früheren Supernovae.

Der Triple-Alpha-Prozess und α-Synthese

In Riesen >8 M⊙ bei 100–200 Millionen K und ρ >1000 g/cm³ fusionieren drei ⁴He-Kerne über ein intermediäres ⁸Be zu ¹²C:

3 ⁴He → ¹²C + γ

Helium brennt in ~10 Millionen Jahren aus, verglichen mit Milliarden für Wasserstoff. Wenn Helium aufgebraucht ist, kontrahiert der Kern, T steigt auf 500 Millionen K und initiiert den α-Prozess:

• ¹²C + ⁴He → ¹⁶O + γ
• ¹⁶O + ⁴He → ²⁰Ne + γ
• ²⁰Ne + ⁴He → ²⁴Mg + γ

Gamma-Photonen schlagen α-Teilchen aus Kernen heraus und halten einen Helium-Fluss aus der Schale aufrecht.

Bei 1 Milliarde K:

• ¹²C + ¹²C → ²³Na + ¹H oder ²⁰Ne + ⁴He
• ¹⁶O + ¹⁶O → ³²S + γ

Elemente bis zu Fe werden gebildet.

Neutroneneinfang und die Eisen-Grenze

⁵⁶Fe, ⁵⁹Co und ⁶²Ni haben die maximale Bindungsenergie pro Nukleon – Synthese darüber hinaus absorbiert Energie. Bei 3 Milliarden K:

• ¹²C + ¹²C → ²³Mg + n
• ¹⁶O + ¹⁶O → ³¹S + n

Der s-Prozess (langsamer Neutroneneinfang): Ein Kern fängt ein Neutron ein, unterliegt β-Zerfall und baut Elemente bis zu Bi auf.

Supernova-Explosion und der r-Prozess

Ein Kern >8 M⊙ kollabiert zu einem Neutronenstern/Schwarzen Loch. Die einfallende Hülle (Helium, O) komprimiert sich, T~Milliarde K, und initiiert eine Kaskaden-Synthese von C–Fe innerhalb von Sekunden. Die Explosion schleudert 1–16 M⊙ in den Weltraum.

Unter Supernova-Bedingungen – der r-Prozess: schneller Einfang mehrerer Neutronen vor β-Zerfall. Kerne bis zu A≈270 werden gebildet. Langlebige Isotope (²³²Th, ²³⁵U, ²³⁸U) bleiben bestehen; andere zerfallen.

Wichtige Erkenntnisse

• Bindungsenergie bestimmt thermonukleare Fusion: Massendefekt <1 % wandelt sich in Energie um; jenseits von Fe ist der Prozess endotherm.
• Quanten-Tunneln ist entscheidend: ermöglicht das Überwinden der Coulomb-Barriere bei T<<erforderlich.
• Zyklus hängt von der Masse ab: pp in sonnenähnlichen, CNO in 1–1,5 M⊙, α und schwere Elemente in >8 M⊙.
• Supernovae sind die Quelle schwerer Elemente: r-Prozess erzeugt Transurane, s-Prozess bis zu Bi.
• Beobachtbare Beweise: Neutrinos, Isotope im Sonnensystem bestätigen das Modell.

— Editorial Team