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2025-08-12T09:26:32Z

Auftreten bei der Sternentwicklung

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Als '''Deuteriumfusion''', in der Astrophysik auch: '''Deuteriumbrennen''', wird die [[Kernfusion]] von [[Deuterium]]-Kernen mit [[Proton]]en oder anderen Deuterium-Kernen bezeichnet.

Zu Beginn der Sternentwicklung ([[Protostern]]e) und in [[Brauner Zwerg|Braunen Zwergen]] ist sie die einzig mögliche Fusionsreaktion. Anders als in „echten“ Sternen trägt sie dort aber nur wenig zur freigesetzten Energie bei und bewirkt auch kein hydrostatisches Gleichgewicht durch Strahlungsdruck. In Sternen der [[Hauptreihe]], beispielsweise der [[Sonne]], ist die Deuteriumfusion nur mehr ein Zwischenschritt des [[Wasserstoffbrennen]]s über die [[Proton-Proton-Kette]].

== Reaktion ==

[[Datei:Wpdms physics proton proton chain 2.svg|mini|Ein Proton und ein Deuteriumkern verschmelzen zu einem Heliumkern <sup>3</sup>He unter Abstrahlung eines [[Gammastrahlung|Gamma-Quants]]]]

Deuterium <math>{}^2_1\mathrm D</math> ist neben gewöhnlichem Wasserstoff (Protium) <math>{}^1_1\mathrm H</math> eines der beiden stabilen [[Isotop]]e des Wasserstoffs. Bei extrem hohen Temperaturen können diese fusionieren:

:{|
|-
|<math>\mathrm{_1^2 D + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _2^3He }</math> || <math>\mathrm{+ \ 5{,}49 \ MeV}</math>
|-
|<math>\mathrm{_1^2 D + \ _1^2D }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _1^3T +{} _1^1H }</math> || <math>\mathrm{+ \ 4{,}03 \ MeV}</math>
|-
|<math>\mathrm{_1^2 D + \ _1^2D }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _2^3He +{} _0^1n }</math> || <math>\mathrm{+ \ 3{,}27 \ MeV}</math>
|-
|}
Die hierbei frei werdende Energie wird in Form von [[Gammastrahlung]] und als kinetische Energie abgegeben.

Mit den entstehenden Kernen können weitere Reaktionen stattfinden:

:{|
|-
|<math>\mathrm{_1^2 D + \ _1^3T }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _2^4He +{} _0^1n }</math> || <math>\mathrm{+ \ 17{,}56 \ MeV}</math>
|-
|<math>\mathrm{_1^2 D + \ _2^3He }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _2^4He +{} _1^1H }</math> || <math>\mathrm{+ \ 18{,}34 \ MeV}</math>
|-
|}

== Auftreten bei der Sternentwicklung ==

Von allen Kernfusionen sind die der Wasserstoffkerne am leichtesten möglich, weil diese nur einfach elektrisch geladen sind, die zu überwindende [[Coulomb-Kraft|Coulomb-Abstoßung]] also am geringsten ist. Fusionsreaktionen dieser Kerne können deshalb schon bei Temperaturen ab ca. 1 MK ([[Megakelvin]]) einsetzen. Für ein kontinuierliches Brennen ist eine sehr große Dichte erforderlich, denn eine solche Temperatur kann nur bei einer hohen Fusionsrate aufrechterhalten werden.

Ausgenommen ist hier jedoch die scheinbar einfachste Reaktion, nämlich die [[Proton-Proton-Reaktion|Fusion zweiter Protonen]]. Damit hierbei Deuterium entsteht, muss eines der Protonen in ein Neutron umgewandelt werden. Dies ist ein Prozess der [[Schwache Wechselwirkung|schwachen Wechselwirkung]] und hat eine um viele Größenordnungen geringere Wahrscheinlichkeit. Dies führt dazu, dass sogar bei der hohen Temperatur (15 MK) und der hohen Dichte (150 g/cm<sup>3</sup>) im Zentrum der Sonne Protonen im Durchschnitt erst nach einigen Milliarden Jahren zu Deuterium fusionieren, während Deuterium innerhalb weniger Sekunden umgesetzt wird.

Aus diesem Grund ist Deuteriumfusion diejenige Fusionsreaktion, die bei der Entwicklung der Sterne als erste einsetzt, noch vor dem „Zünden“ des Wasserstoffbrennens in [[Protostern]]en, und die einzige, die schon bei vergleichsweise kleinen Massen (ab etwa 13 Jupitermassen) in Braunen Zwergen stattfinden kann. In der von Sternen freigesetzten Materie – [[Sternwind]], [[Supernova]]e – findet sich kein Deuterium mehr; das im [[Interstellares Medium|interstellaren Gas]] vorhandene Deuterium stammt ausschließlich von der [[Primordiale Nukleosynthese|primordialen Nukleosynthese]] in den ersten drei Minuten nach dem [[Urknall]].



{{Navigationsleiste_Stellare_Nukleosynthese}}

[[Kategorie:Astrophysikalischer Prozess]]

Deuteriumfusion - Versionsgeschichte

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