alpha Cyg – Deneb
Schwerpunkt an diesem Abend war die Frage, woher die Sterne ihre Energie herbekommen, die sie über viele Milliarden Jahre erstrahlen lässt.
Zunächst haben wir am Hertzsprung-Russel-Diagramm gesehen, dass die Hauptreihe, die das Diagramm von links oben (heiße, bläulich stark leuchtende Sterne) nach rechts unten (kühle, rote, schwach leuchtende Sterne) durchläuft, nur aus Sternen besteht, die Wasserstoff zu Helium verbrennen.
Wie? Wasserstoff verbrennt?
Dabei kann das Wort ‚verbrennen‘ allerdings zu Verwechselungen führen; denn eine Verbrennung ist ein chemischer Vorgang, bei dem sich ein Stoff mit Sauerstoff verbindet. Verbrennt man Wasserstoff, wie er zu Hauf in den Sternen vorkommt, so erhält man – Wasser. Dabei wird auch wird zwar auch Energie frei gesetzt und sogar Hermann von Helmholtz hat diesen Prozess Ende des 19. Jahrhunderts als Energielieferant für die Sonne vorgeschlagen – aber er liefert bei weitem nicht genug Energie. Für irdische Anforderungen allerdings reicht es; z.B. wird die Umwandlung von Wassertoff zu Wasser in Brennstoffzellen zur Stromerzeugung genutzt.
nicht chemisch…
Sterne dagegen verwenden den Wasserstoff anders. Im Kern eines Sterns, z.B. unserer Sonne, herrschen etwa 15 Millionen Grad. Bei diesen Temperaturen ist der Wasserstoff längst ionisiert und die Kernsubstanz besteht aus einem Plasma, welches hauptsächlich aus freien Wasserstoffkernen – Protonen – und freien Elektronen besteht. Schwerere Elementkerne von Kohlenstoff, Stickstoff oder Sauerstoff sind in geringerer Konzentration auch vorhanden.
Bei diesen Temperaturen können vier Wasserstoffkerne – Protonen – zu Helium verschmelzen. Dabei wird Energie frei, da die Masse des Ausgangsprodukts, von vier Protonen, höher ist als die des Endprodukts; eines Heliumkerns. Und nach der Einsteinschen Formel E=mc2 ist Masse äquivalent zu Energie. Dieser Energieüberschuss ist der Energielieferant der Sterne.
Das erste Rätsel
Allerdings gibt es da ein Problem: Aufgrund der elektrostatischen Abstoßung ist es eigentlich nicht möglich, dass sich bei 15 Millionen Grad zwei Protonen so nahe kommen, dass sie ihre Abstoßung überwinden und die anziehenden sehr kurzreichweitigen Kernkräfte die Oberhand gewinnen. Das würde erst bei mehreren Milliarden Grad Celsius passieren!
Des Rätsels Lösung ist ein quantenmechanisches Paradoxon: Der Tunneleffekt. Er gestattet es, dass einige Protonen die elektrostatische Abstoßung, den sogenannten Coulobwall, mit weitaus geringerer Energie ‚durchtunneln‘ können und so in den Bereich der anziehenden Kernkräfte vorstoßen: Das ist etwa so, als wenn man mit Wucht gegen eine Betonmauer läuft und durch sie unbeschadet hindurchtritt. Bei der gigantischen Anzahl der Protonen im Kern des Sterns reicht das aus, um das Sternenfeuer zu entfachen und mehrere Milliarden Jahre am Laufen zu halten. So erhält die Physik der kleinsten Teilchen einen riesigen Stern am Leben.
Von Wissenschaftlern (Bethe und Weizäcker) wurden 2 Prozesse entdeckt, in denen Wasserstoff zu Helium fusionieren kann. Die pp-Kette und der CNO-Zyklus. Wir haben uns näher mit der pp-Kette beschäftigt, bei denen zunächst 2 Protonen zu Deuterium verschmelzen, dann über den Einfang eines weiteren Protons zu Helium-3. Das Zusammentreffen von zwei Helium-3-Kernen führt schließlich zur Ausbildung eines ’normalen‘ Heliumkerns (und zu zwei freien Protonen).
Und noch ein Rätsel
Bei dem Prozess der Kernfusion entstehen weitere bemerkenswerte Teilchen: Positronen (die Antiteilchen der Elektronen), Neutrinos und: Gammaquanten. Und hier gab es ein weiteres Rätsel: Wenn bei der pp-Kette massig hochenergetische Gammaquanten entstehen, würden diese eigentlich alles Leben in der Umgebung der Sonne sofort zunichte machen!
Das dem nicht so ist, können wir an uns ja bestens feststellen. Aber warum sehen wir nichts von diesem gefährlichen Gammaquanten? Der Grund liegt in der vielfachen Streuung an Protonen, Heliumkernen und weiteren Atomen im Kern und in den umliegenden Schichten im Inneren der Sonne. Mit jedem Zusammenprall übertragen diese hochenergetischen Lichtquanten einen Teil ihrer Energie auf ihren Stoßpartner – und werden immer energieärmer. Das geht so lange, bis aus einem prächtigen Gammaquant nur noch ein gelbliches Lichtquäntchen übrig ist, das – nach etwa 170.000 Jahren! – endlich zur Sonnenüberfläche vordringt und zusammen mit dem Sonnenwind ins Weltall abgestrahlt wird.
