imported>Wassermaus: /* Ablauf */ Erhöhung mit Faktor 7,04 ist zwar Steigerung um(!) 604 %, aber das kann zu Missverständnissen führen

2025-08-20T08:21:48Z

Ablauf: Erhöhung mit Faktor 7,04 ist zwar Steigerung um(!) 604 %, aber das kann zu Missverständnissen führen

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[[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 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 der vorhandene Wasserstoff durch die [[Proton-Proton-Kette]] oder den [[CNO-Zyklus|Bethe-Weizsäcker-Zyklus]] (''CNO-Zyklus'') vollständig in Helium umgewandelt wurde. Bei den notwendigen Temperaturen sind alle beteiligten Atomkerne vollständig [[Ionisation|ionisiert]], d. h. ohne [[Elektronenhülle]]. Zu einem stabilen Heliumbrennen bedarf es einer Kernmasse von mindestens 0,3 Sonnenmassen, der Ausgangsstern muss dafür eine Anfangsmasse von wenigstens ca. 0,7 Sonnenmassen gehabt haben. Ein Kennzeichen des Drei-Alpha-Prozesses ist dabei die extreme Temperaturabhängigkeit.

Bei Sternen mit weniger als ca. 2,5 Sonnenmassen liegen die Elektronen vor Einsetzen des Drei-Alpha-Prozesses als [[Entartete Materie|entartetes Fermigas]] vor. Dadurch kommt es zu einem vergleichsweise plötzlichen Einsetzen des Drei-Alpha-Prozesses, dem sogenannten [[Helium-Blitz]]. Bei allen Sternen von 0,7 … 2,5 Sonnenmassen geschieht dies beim Erreichen einer Kernmasse von 0,45 Sonnenmassen und in etwa der gleichen Leuchtkraft auf dem [[Roter Riese|Roten-Riesen-Ast]] (ca. 2000 [[Sonnenleuchtkraft|Sonnenleuchtkräften]]). Das bewirkt, dass im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]] der Rote-Riesen-Ast an dieser Stelle plötzlich zu enden scheint (es gibt oberhalb davon keine Sterne mehr). Damit eignet sich die Suche nach solchen Sternen („Top-Of-RGB-Sternen“) in Sternhaufen sehr gut zur Alters- und Entfernungsbestimmung. 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 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]])

: <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 [[Elektronenvolt|MeV]].

Der im ersten Schritt erzeugte [[Beryllium]]<nowiki/>kern 8Be ist instabil und zerfällt mit einer [[Halbwertszeit]] von nur 8,2·10−17 s<ref>International Atomic Energy Agency: [https://www-nds.iaea.org/ Nuclear Data Services], abgerufen am 2. Februar 2025</ref> wieder in zwei Heliumkerne 4He; 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.

Die Wahrscheinlichkeit der Hinreaktion zu 8Be steigt mit der Temperatur, während der atomare Zerfall von 8Be von der Temperatur unabhängig ist. Die Folge ist ein mit der Temperatur steigender Gehalt an 8Be, welcher den zweiten Fusionsschritt zu 12C immer wahrscheinlicher macht. Die Energiefreisetzungsrate ist beim 3α-Prozess [[proportional]] zur 40. [[Potenz (Mathematik)|Potenz]] der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5 % eine Steigerung der Energiefreisetzung auf das 7-Fache. Damit ist das Heliumbrennen der am stärksten temperaturabhängige Kernprozess in Sternen.

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 Anregungszustands von 12C liegt nahe bei der Gesamtenergie von 8Be und 4He. Ohne ihn wäre die Fusion beider Kerne noch weit unwahrscheinlicher (beinahe unmöglich)]]

Eigentlich ist die Lebensdauer von 8Be viel zu kurz, als dass 12C in nennenswertem Umfang entstehen könnte. Die geringe Wahrscheinlichkeit des 3α-Prozesses wird aber dadurch gemildert, dass
* der [[Grundzustand]] von 8Be fast genau der Energie zweier α-Teilchen entspricht.
* die Energie der beiden Kerne 8Be und 4He zusammen sehr nahe bei der Energie eines bestimmten [[Angeregter Zustand|Anregungszustands]] des 12C liegt.
Beide Teilschritte des Prozesses sind also [[Resonanz #Kernphysik|Resonanzen]] mit entsprechend erhöhtem [[Wirkungsquerschnitt]].

Aus der Tatsache, dass es im [[Universum]] in nennenswertem Umfang 12C und andere Nuklide jenseits der Beryllium-Barriere gibt, also letztlich aus der Existenz von Kohlenstoff-basiertem Leben, hatte [[Fred Hoyle]] geschlussfolgert, dass es diesen angeregten 12C-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 12C 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 ==
Eine Folgeerscheinung des 3α-Prozesses ist, dass Kohlenstoffkerne 12C mit weiteren Heliumkernen 4He fusionieren können, wobei das stabile [[Isotop]] 16O 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 nächste Umwandlungsschritt, bei dem Sauerstoff 16O mit α-Teilchen fusionieren würde, um [[Neon]] 20Ne zu erzeugen, stellt sich aufgrund von [[Kernspin]]<nowiki/>regeln als unwahrscheinlich heraus. Demnach produziert die stellare [[Nukleosynthese]] aus Helium große Mengen an Kohlenstoff und Sauerstoff, wird aber von einer Umwandlung dieser Elemente in Neon und schwerere Elemente weitgehend abgehalten. 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.

Bei Sternen bis ca. 8 Sonnenmassen endet die Energiefreisetzung durch Kernfusion hier. Bei schweren Sternen setzt bei noch höheren Temperaturen und Dichten das [[Kohlenstoffbrennen]] ein. Verglichen mit dem Heliumbrennen wird beim Kohlenstoffbrennen und den Folgeprozessen aber weitaus weniger Energie freigesetzt. Die Bindungsenergie schwererer Kerne ist nur geringfügig höher, und viel Energie geht dem Stern durch die massenhaft entstehenden Neutrinos verloren, die ohne Wechselwirkung mit der Sternmaterie einen großen Teil der Energie nach außen tragen.

== 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}}

{{Normdaten|TYP=s|GND=4778553-6}}

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

Drei-Alpha-Prozess - Versionsgeschichte

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