Waasserstoffbrennen
Mat Waasserstoffbrennen gëtt d'Kärfusioun vu Waasserstoff zu Helium am Kär vu Stäre (oder am Fall vun enger Nova, op der Uewerfläch vun engem wäissen Zwerg) bezeechent. Dës Reaktioun stellt an normale Stäre während dem Groussdeel vun hirem Liewenszyklus déi haaptsächlech Energiequell duer. All Stäre vun der Haaptrei bezéien hir Energie aus dem Waasserstoffbrennen.
De Prozess vun der Kärfusioun kann beim Waasserstoffbrennen op zwou Arten oflafen, bei deenen op verschiddene Weeër je véier Protone, d'Atomkäre vum Waasserstoff, an engem Heliumkär 4He ëmgewandelt ginn:
- déi relativ direkt Proton-Proton-Reaktioun
- de schwéieren Elemente (Kuelestoff, Stéckstoff, Sauerstoff) notzend Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus)
E Proton huet eng Mass vun 1,007276 u, e Neutron vun 1,008665 u. Zesummen hunn also zwéi Protone an zwéi Neutrone am net gebonnenen Zoustand eng Mass vun 4,031882 u. En Heliumkär besteet aus je zwéi gebonnene Protone an Neutrone an huet nëmmen eng Atommass vun 4,002602 u; et feelen 0,029280 u, also ongeféier 0,73 % vun der Mass. Dës als Massschued genannte Massdifferenz gèett bei der Fusioun als Energie fräi; pro Gramm entstanenem Helium sinn dës 657.461.112.381,746 J (kuerz: 6,5746•1011 J). Dës Energie entsprëcht der Kärbannungsenergie vun de Kärbausteng (Nukleone) a berechent sech aus der Einsteinschen Bezéiung E = mc2.
De Massschued ass bei der Fusioun vu Waasserstoff zu Helium de gréisste vun alle Fusiounsreaktioune an domat geméiss der Energie am lukrativsten; déi nächst Stuf stellarer Fusiounsreaktiounen, d'Heliumbrennen, setzt pro produzéiertem Kuelestoffkär nëmmen nach ongeféier en Zéngtel dovun fräi.
Kuckt och [änneren]
Literatur [änneren]
- Povh, Bogdan et al.: Teilchen und Kerne, 4. Auflage, Springer Verlag 1997, ISBN 3-540-61737-X, S. 317-318
