Quelltext der Seite Drei-Alpha-Prozess

[[Datei:Triple-Alpha Process.svg|mini|hochkant=1.66|Drei-Alpha-Prozess]]
Durch den '''Drei-Alpha-Prozess''' ('''3α-Prozess''') werden im Inneren von [[Stern]]en drei [[Helium]]-[[Atomkern|Kerne]] ([[Alphastrahlung|α-Teilchen]]) durch [[Kernfusion]]s<nowiki/>reaktionen in [[Kohlenstoff]] umgewandelt und senden dabei [[Gammastrahlung]] aus. Dies wird auch als '''Heliumbrennen''' oder, nach seinem Entdecker [[Edwin Salpeter]], als '''Salpeter-Prozess''' bezeichnet.

== Voraussetzungen ==
Der Drei-Alpha-Prozess kann nur bei [[Temperatur]]en über 100&nbsp;Millionen [[Kelvin]] ablaufen und setzt das ausreichende Vorkommen von Helium voraus. Daher tritt er normalerweise nur in den Zentren von Sternen in späten Phasen ihrer [[Sternentwicklung|Entwicklung]] auf, in denen ein höherer [[Druck (Physik)|Druck]] und höhere Temperaturen als momentan in der [[Sonne]] herrschen und bereits genügend Helium durch [[Proton-Proton-Reaktion]]en oder den [[Bethe-Weizsäcker-Zyklus]] (''CNO-Zyklus'') erzeugt wurde. Bei den notwendigen Temperaturen sind alle beteiligten Atomkerne vollständig [[Ionisation|ionisiert]], d.&nbsp;h. ohne [[Elektronenhülle]]. In masseärmeren Sternen, bei denen es zum Auftreten des Drei-Alpha-Prozesses kommt, liegen die Elektronen als [[Entartete Materie|entartetes Fermigas]] vor.

Ein Kennzeichen des Drei-Alpha-Prozesses ist dabei die extreme Temperaturabhängigkeit. Bei Sternen mit weniger als ~2,5 Sonnenmassen kommt es durch das vergleichsweise plötzliche Einsetzen des Drei-Alpha-Prozesses zum [[Helium-Blitz]]. Schwerere Sterne erreichen die Bedingungen für das Heliumbrennen bevor die Entartung des Kerns beginnt.

Die Sonne wird erst beim Eintritt in die letzte Phase ihres Lebenszyklus, in etwa 7&nbsp;Milliarden Jahren, in der Lage sein, das so genannte Heliumbrennen („Verbrennen“ von Helium) zu starten, nachdem in ihrem Kernbereich der ganze [[Wasserstoff]] durch das [[Wasserstoffbrennen]] 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 [[Wellenlänge]]n 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 \longrightarrow \ ^8Be + \gamma - \ 0{,}09178 \ MeV}</math> ([[endotherme Reaktion|endotherm]]; mit der [[Rückreaktion]] <math>\mathrm{\ ^8Be \longrightarrow \ ^4He + \ ^4He + \ 0{,}09178 \ MeV}</math>)

: <math>\mathrm{\ ^8Be + \ ^4He \longrightarrow \ ^{12}C + \gamma + \ 7{,}367 \ MeV}</math> ([[exotherme Reaktion|exotherm]])

Der frei werdende [[Netto]]<nowiki/>energiebetrag bei diesem Prozess ist 7,275&nbsp;[[Elektronenvolt|MeV]]. Der Kohlenstoffkern&nbsp;<sup>12</sup>C kann als Ausgangsstoff beim unter Umständen später einsetzenden [[Kohlenstoffbrennen]] dienen.

Die Energiefreisetzungsrate ist beim 3α-Prozess [[proportional]] zur 30.&nbsp;[[Potenz (Mathematik)|Potenz]] der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5 % eine Steigerung um&nbsp;332 % bei der Energiefreisetzung.

Der im ersten Schritt erzeugte [[Beryllium]]<nowiki/>kern&nbsp;<sup>8</sup>Be ist instabil ([[Zwischenkern]]) und zerfällt mit einer mittleren [[Halbwertszeit]] von nur 2,6·10<sup>−16</sup>&nbsp;s wieder in zwei Heliumkerne&nbsp;<sup>4</sup>He; deshalb ist es für die Erzeugung eines Kohlenstoffkerns notwendig, dass drei α-Teilchen ''nahezu gleichzeitig'' zusammenstoßen. Dies ist extrem unwahrscheinlich, und deshalb entsteht nur sehr langsam auf diese Weise eine merkliche Menge Kohlenstoff. Vielmehr steigt mit der Temperatur die Wahrscheinlichkeit der Hinreaktion zu <sup>8</sup>Be, während der atomare Zerfall von <sup>8</sup>Be von der Temperatur unabhängig ist. Die Folge ist ein mit der Gastemperatur steigender Gehalt an <sup>8</sup>Be, welcher den zweiten Fusionsschritt zu <sup>12</sup>C immer wahrscheinlicher macht.

Durch den [[Urknall]] konnte praktisch kein Kohlenstoff produziert werden, weil die Temperatur dabei zu rasch unter diejenige Temperatur abfiel, die für die Fusion benötigt wird. Dieses Problem wird auch als ''Beryllium-Barriere'' bezeichnet.

[[Datei:Hoyle state and possible decay way.svg|miniatur|Die Energie des zweiten Anregungs&shy;zustands von <sup>12</sup>C liegt nahe bei der Gesamt&shy;energie von <sup>8</sup>Be und <sup>4</sup>He. Ohne ihn wäre die Fusion beider Kerne noch weit unwahrschein&shy;licher (beinahe unmöglich)]]

Die geringe Wahrscheinlichkeit des 3α-Prozesses wird dadurch gemildert, dass
* der [[Grundzustand]] von <sup>8</sup>Be fast genau der Energie zweier α-Teilchen entspricht.
* die Energie der beiden Kerne <sup>8</sup>Be und <sup>4</sup>He zusammen sehr nahe bei der Energie eines bestimmten [[Angeregter Zustand|Anregungszustands]] des <sup>12</sup>C liegt.
Beide Teilschritte des Prozesses sind also [[Resonanz #Kernphysik|Resonanzen]] mit entsprechend erhöhtem [[Wirkungsquerschnitt]].

Da durch den 3α-Prozess bereits die Sterne der ersten nach dem Urknall entstandenen [[Population (Astronomie)|Generation]] in der Lage waren, <sup>12</sup>C in großen Mengen zu erzeugen, wird dieses Isotop auch als „primäres“ Isotop des Kohlenstoffs bezeichnet.

Aus der Tatsache, dass es im [[Universum]] in nennenswertem Umfang <sup>12</sup>C und andere Nuklide jenseits der Beryllium-Barriere gibt, also letztlich aus der Existenz von Kohlenstoff-basiertem Leben, hatte [[Fred Hoyle]] geschlussfolgert, dass es den angeregten <sup>12</sup>C-Zustand geben müsse. Der experimentelle Nachweis gelang [[William Alfred Fowler|William Fowler]]. Hierfür bekam Fowler – nicht aber Hoyle – 1983 den [[Nobelpreis für Physik]]. In der Existenz dieses angeregten Niveaus von <sup>12</sup>C und der geringen Wahrscheinlichkeit weiterführender Fusionsprozesse nach der Synthese von Sauerstoff sah Fred Hoyle einen Hinweis auf die Existenz einer schöpfenden Kraft. Diese spezielle Problematik gliedert sich allerdings in den Gesamtkomplex der noch nicht verstandenen, tatsächlichen oder scheinbaren [[Feinabstimmung der Naturkonstanten]] im Rahmen des [[Anthropisches Prinzip|anthropisches Prinzips]] ein.<ref>Fred Hoyle: [https://www.annualreviews.org/doi/pdf/10.1146/annurev.aa.20.090182.000245 ''The Universe: Past and Present Reflections.''] In: Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics 20 (1982), S. 1–35.</ref>

== Folgereaktionen ==
{{Hauptartikel|Kohlenstoffbrennen}}
Eine Folgeerscheinung des 3α-Prozesses ist, dass Kohlenstoffkerne&nbsp;<sup>12</sup>C mit weiteren Heliumkernen&nbsp;<sup>4</sup>He fusionieren können, wobei das stabile [[Isotop]]&nbsp;<sup>16</sup>O des [[Sauerstoff]]s erzeugt und Energie freigesetzt wird:

:<math>\mathrm{\ ^{12}C + \ ^4He \longrightarrow \ ^{16}O + \gamma + \ 7{,}162 \ MeV}</math>

Diese Fusionsreaktion setzt mit nur einem weiteren Heliumkern eine fast genau so große Energiemenge wie der 3α-Prozess frei. Beide Prozesse konkurrieren nun um das verbleibende Helium im Kern. Da die Gesamtleuchtkraft des Kerns sich durch den zusätzlichen Energiegewinn wegen des Gleichgewichts im Stern nicht erhöhen kann, muss die Kerntemperatur in Folge absinken. Weil der 3α-Prozess aber eine höhere Temperaturabhängigkeit, als das Helium-Kohlenstoff-Brennen hat, kommt es bei masseärmeren Sternen dazu, dass sich das Gleichgewicht der beiden Fusionsprozesse weg vom 3α-Prozess verschiebt: Mit dem verbleibenden Helium im Kern und dem anfangs erzeugten Kohlenstoff wird später fast nur noch Sauerstoff erzeugt. Es entsteht der Effekt, dass anfangs der Kohlenstoffanteil im Kern mit dem 3α-Prozess zwar erwartungsgemäß ansteigt, danach aber mit der Erzeugung von Sauerstoff wieder sinkt. Bei schweren Sternen ist aufgrund der leicht höheren Kerntemperaturen dagegen der dann viel schneller ablaufende 3α-Prozess im Vorteil, es wird hier in Folge nur wenig Sauerstoff erzeugt. Der Kohlenstoff steht am Ende des Heliumbrennens bei Sternen über ~8 Sonnenmassen für die Folgereaktion [[Kohlenstoffbrennen]] zur Verfügung, bei masseärmeren Sternen endet die Energiefreisetzung durch Kernfusion hier. Tatsächlich ist das der letzte Fusionsschritt, aus dem ein Stern nennenswert Wärmeenergie gewinnen kann. Die Folgeprozesse setzen bei noch höheren Temperaturen und Dichten immer weniger Bindungsenergie frei und erleiden zusätzlich große Verluste durch Neutrinokühlung, bei der die massenhaft entstehenden Neutrinos ohne Wechselwirkung mit der Sternmaterie einen großen Teil der Energie nach außen tragen.

Der nächste Umwandlungsschritt, bei dem Sauerstoff&nbsp;<sup>16</sup>O mit α-Teilchen fusionieren würde, um [[Neon]]&nbsp;<sup>20</sup>Ne zu erzeugen, stellt sich aufgrund von [[Kernspin]]<nowiki/>regeln 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.<!-- das gilt vermutl. für Sterne unter 1,5 Sonnenmassen -->

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 ==
* [[Schalenbrennen]]
* [[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 ==
* {{Alpha Centauri|170}}

== Einzelnachweise ==
<references />

{{Navigationsleiste_Stellare_Nukleosynthese}}

{{SORTIERUNG:DreiAlphaProzess}}
[[Kategorie:Astrophysikalischer Prozess]]
[[Kategorie:Helium]]