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kernfusion_in_leichten_und_schweren_sternen
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kernfusion_in_leichten_und_schweren_sternen [2023/05/17 19:34]
ingo angelegt 		kernfusion_in_leichten_und_schweren_sternen [2023/05/22 14:57] (aktuell)
ingo [Die verschiedenen Brennphasen]
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 Es gibt viele Verschiedene Elemente, welche auf die verschiedensten Weisen entstehen. Beim Urknall entstanden die ersten Elemente, nämlich vor allem Wasserstoff und Helium. Auch jetzt noch sind 90% aller Atome im Universum Wasserstoff, 9,9% sind Helium und die übrigen 0,1% sind alle übrigen Atomen. Dies hat zur Ursache, dass Wasserstoff und Helium die leichtesten Elemente sind und alle anderen Elemente erst durch Kernfusion entstehen müssen. Es gibt viele Verschiedene Elemente, welche auf die verschiedensten Weisen entstehen. Beim Urknall entstanden die ersten Elemente, nämlich vor allem Wasserstoff und Helium. Auch jetzt noch sind 90% aller Atome im Universum Wasserstoff, 9,9% sind Helium und die übrigen 0,1% sind alle übrigen Atomen. Dies hat zur Ursache, dass Wasserstoff und Helium die leichtesten Elemente sind und alle anderen Elemente erst durch Kernfusion entstehen müssen.
  
-===== Bedingungen für Elemententstehung in Sternen =====+==== Bedingungen für Elemententstehung in Sternen ====
  
 Die Elemente in Sternen entstehen durch Kernfusion. Kernfusion findet statt, wenn zwei Atomkerne mit so hoher Geschwindigkeit aufeinanderstoßen, dass sie, anstatt voneinander abzuprallen, miteinander verschmelzen. Die Elemente in Sternen entstehen durch Kernfusion. Kernfusion findet statt, wenn zwei Atomkerne mit so hoher Geschwindigkeit aufeinanderstoßen, dass sie, anstatt voneinander abzuprallen, miteinander verschmelzen.
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 Die Geschwindigkeit, die für Kernfusion benötigt wird, wird in Sternen durch hohe Temperaturen erreicht (z.B. die Sonne hat ca. 15mio °C), da desto wärmer etwas ist, desto schneller sind die Teilchen. Sterne erreichen diese Temperaturen aufgrund ihre hohe Masse. Durch diese haben sie eine starke Gravitation, welche den Stern zusammenzieht, somit entsteht ein sehr hoher Druck, und Wärme und Druck stehen im Verhältnis zueinander (Je höher der Druck ist, desto wärmer ist es). Die Geschwindigkeit, die für Kernfusion benötigt wird, wird in Sternen durch hohe Temperaturen erreicht (z.B. die Sonne hat ca. 15mio °C), da desto wärmer etwas ist, desto schneller sind die Teilchen. Sterne erreichen diese Temperaturen aufgrund ihre hohe Masse. Durch diese haben sie eine starke Gravitation, welche den Stern zusammenzieht, somit entsteht ein sehr hoher Druck, und Wärme und Druck stehen im Verhältnis zueinander (Je höher der Druck ist, desto wärmer ist es).
  
-===== Die Fusionsstufen in Sternen =====+==== Die Fusionsstufen in Sternen ====
  
 Wenn ein Stern heiß genug wird (0,08 Sonnenmassen), setzt die erste Fusionsphase, nämlich die Wasserstofffusion, dabei verschmelzen im Kern eines Sternes, Wasserstoff- zu Heliumatomen. In dieser Phase bleibt der Stern, bis nur etwa 10-20% des Wasserstoffes fusioniert wurden. Danach ist der Wasserstoff im Kern schon zu Helium geworden, und der restliche Wasserstoff kann vorerst nicht fusioniert werden, da er in äußeren Schichten liegt, in welchen es nicht heiß genug ist. Wenn ein Stern heiß genug wird (0,08 Sonnenmassen), setzt die erste Fusionsphase, nämlich die Wasserstofffusion, dabei verschmelzen im Kern eines Sternes, Wasserstoff- zu Heliumatomen. In dieser Phase bleibt der Stern, bis nur etwa 10-20% des Wasserstoffes fusioniert wurden. Danach ist der Wasserstoff im Kern schon zu Helium geworden, und der restliche Wasserstoff kann vorerst nicht fusioniert werden, da er in äußeren Schichten liegt, in welchen es nicht heiß genug ist.
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 Wenn jetzt das Helium zu Neige geht, beginnt der Stern erneut zusammenzufallen und bei ausreichender Masse setzt das Kohlenstoffbrennen ein. Dieser Vorgang kann dann, öfter mit anderen Phasen, wiederholt werden. Wie häufig dieser Vorgang wiederholt wird, hängt von der Masse des Sternes ab. Hat der Stern irgendwann nicht mehr genug Masse, um in die nächste Phase überzugehen gibt es für ihn Verschiedene Ausgänge: Supernovä, Neutronensterne, Schwarze Löcher, Zwergsterne, ... . Wenn jetzt das Helium zu Neige geht, beginnt der Stern erneut zusammenzufallen und bei ausreichender Masse setzt das Kohlenstoffbrennen ein. Dieser Vorgang kann dann, öfter mit anderen Phasen, wiederholt werden. Wie häufig dieser Vorgang wiederholt wird, hängt von der Masse des Sternes ab. Hat der Stern irgendwann nicht mehr genug Masse, um in die nächste Phase überzugehen gibt es für ihn Verschiedene Ausgänge: Supernovä, Neutronensterne, Schwarze Löcher, Zwergsterne, ... .
  
-===== Die verschiedenen Brennphasen =====+==== Die verschiedenen Brennphasen ====
  
 Weitere Gründe, warum so hohe Temperaturen benötigt werden, sind die Notwendigkeit von **Plasma** und durch Temperatur steigende **Wahrscheinlichkeit**. Weitere Gründe, warum so hohe Temperaturen benötigt werden, sind die Notwendigkeit von **Plasma** und durch Temperatur steigende **Wahrscheinlichkeit**.
 +{{ :wasserstofffusion.png?nolink&150|}}
 **Plasma** ist ein Aggregatzustand, bei dem die Atomkerne vollständig ionisiert sind, d.h. Atomkerne und Elektronen bewegen sich frei und unabhängig voneinander, im Plasma, umher und ermöglicht so, da sich die Elektronen sonst voneinander abstoßen; dass sich die Atomkerne nähern können. **Plasma** ist ein Aggregatzustand, bei dem die Atomkerne vollständig ionisiert sind, d.h. Atomkerne und Elektronen bewegen sich frei und unabhängig voneinander, im Plasma, umher und ermöglicht so, da sich die Elektronen sonst voneinander abstoßen; dass sich die Atomkerne nähern können.
  
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 === Heliumbrennen: === === Heliumbrennen: ===
 +{{ :dreialphaprozess.png?nolink&250|}}
 Beim Heliumbrennen oder auch „Drei-Alpha-Prozess“ genannt, werden erst zwei Helium-4 Atome zu Beryllium-8 fusioniert. Hier kommt die vorher erwähnte **Wahrscheinlichkeit** ins Spiel: Beryllium-8 ist sehr instabil, d.h. es kann nur sehr kurz existieren (Halbwertszeit: 8,19*10^-17 Sekunden) bevor es zerfällt. In dieser Zeit muss ein weiteres Helium-4 mit dem Beryllium fusionieren damit stabiler Kohlenstoff entstehen kann, und dies geschieht mit nur geringer Wahrscheinlichkeit. Um diese Wahrscheinlichkeit zu erhöhen, müssen höhere Temperaturen herrschen damit die Atomkerne schnell genug sind, um dieses Zeitfenster zu treffen. Beim Heliumbrennen oder auch „Drei-Alpha-Prozess“ genannt, werden erst zwei Helium-4 Atome zu Beryllium-8 fusioniert. Hier kommt die vorher erwähnte **Wahrscheinlichkeit** ins Spiel: Beryllium-8 ist sehr instabil, d.h. es kann nur sehr kurz existieren (Halbwertszeit: 8,19*10^-17 Sekunden) bevor es zerfällt. In dieser Zeit muss ein weiteres Helium-4 mit dem Beryllium fusionieren damit stabiler Kohlenstoff entstehen kann, und dies geschieht mit nur geringer Wahrscheinlichkeit. Um diese Wahrscheinlichkeit zu erhöhen, müssen höhere Temperaturen herrschen damit die Atomkerne schnell genug sind, um dieses Zeitfenster zu treffen.
  
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 Bilder: Bilder:
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kernfusion_in_leichten_und_schweren_sternen.1684344875.txt.gz · Zuletzt geändert: 2023/05/17 19:34 von ingo

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