Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

8.2. STERNAUFBAU 395
Kosmogonie und Nukleogenese
Wir werden im folgenden die wesentlichen Kernreaktionen im Innern eines Sterns wie der Sonne und
(zum Vergleich) im frühen Universum betrachten.
Die Fusion von Urbausteinen (Proton und Elektron) der Materie zu Helium ist der astrophysikalisch
wichtigste Prozeß überhaupt. Er findet im Universum unter extrem verschiedenen Bedingungen statt:
1. im Innern von Sternen, mit der Bilanzgleichung
4p → 4 He + 2e + + 2νe ; Qtot = 4Q1 − Q4 = 26.73 MeV (8.102)
2. im frühen Universum,
2p + 2n → 4 He (8.103)
Den Fusionsprozeß im frühen Universum werden wir später genauer beschreiben. Er ist die Grundlage
zum Verständnis der Sterne, da deren Ausgangsmaterial hier erzeugt wurde. Die Fusion im frühen
Universum ist ein dynamischer Prozeß, sie läuft in Konkurrenz zur Expansion; in Sternen ist sie quasistatisch
(mit Ausnahme einer Supernova).
• ANMERKUNG (KLASSISCHE KOSMOGONIE UND NUKLEOGENESE)
Im Innern von Sternen reicht die thermische Energie der Protonen (von 1 KeV) in der Sonne klassisch nicht aus, um
die Coulombbarriere (von 1 MeV) des anderen Reaktionspartners (Proton oder He) zu überwinden. Die Fusion ist ein
statischer Prozeß, Zeit ist genügend vorhanden. Quantenmechanisch geht das mit Hilfe des Tunneleffekts. Die Erklärung
geht auf Gamow (1928) zurück.
Atkinson und Houtermans wenden (1929) den Gamowschen Tunneleffekt erstmals auf das Innere der Sterne an und beschreiben
die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Ihre Arbeit vom März 1929 beginnt mit den Worten:
Vor kurzem hat Gamow gezeigt, daß positiv geladene Teilchen auch dann in den Atomkern einzudringen
vermögen, wenn ihre Energie nach klassischen Begriffen dazu nicht ausreicht . . .
Die detaillierte Ausarbeitung der wichtigsten Kernreaktionen stammt von Bethe (1938) und unabhängig von v. Weizsäcker
(1938). Kernfusion ist möglich als Katalysatorprozess (C-N-O Zyklus) bzw. als Kettenreaktion. Critchfield gemeinsam mit
Bethe (1938) beschreiben erstmals die p-p Kettenreaktion.
Im frühen Universum gilt für die Kernfusion das umgekehrte: die Temperatur ist so hoch, daß das Zwischenprodukt Deuterium
wieder zerfällt. Es herrscht (fast) thermodynamisches Gleichgewicht. Die entscheidende Arbeit hierzu stammt von
Alpher, Bethe und Gamow, 1948. Die ursprüngliche Idee, daß hierbei alle Elemente entstehen, wurde von Fowler und Hoyle
revidiert: nur H und He können im Standardmodell des Urknalls primordial, d. h. kosmologischen Ursprungs sein.
Den Abschluß zur Kosmogonie und Nukleogenese bilden die Arbeiten von Fowler und Hoyle, welche diese gemeinsam
mit dem Ehepaar Burbidge veröffentlichten, B 2 FH 1957, und von Wagoner, Fowler und Hoyle, in der erstmals (1967)
das kosmogonische Verhältnis von H zu He (Massenverhältnis 4:1) bestimmt wurde. Die damaligen Beobachtungen an
alten Sternen stimmten mit dieser Vorhersage überein und wurden damit als ein direkter Beweis für den heißen Urknall,
s = nγ/nb ≈ 10 9 und T ≈ 3K.
Mittlerweile sind die Beobachtungen sehr viel genauer. Sterne, die keine Metalle enthalten, hat man
nicht entdecken können, selbst die ältesten Sterne in Kugelsternhaufen enthalten noch Eisen, Fe. Neben
kosmologischem Lithium, Li, wurde (mit vergleichbarer Häufigkeit) auch Bor, B, gefunden. Das
kann man erklären, (Fowler), falls man inhomogene Urknall Modelle betrachtet. Hier sind zunächst
die Quarks inhomogen verteilt (Skala etwa 1 bis 10 Meter), wenn sich Protonen und Neutronen bilden,
verhalten sich beide unterschiedlich: Protonen diffundieren schwerer, da sie geladen sind. Ab 7 Li
verläuft die Fusion dann anders, nämlich bis 12 C:
7 Li (n, γ) 8 Li (α, n) 11 B (n, γ) 12 B (e + , ν) 12 C
Hierbei ensteht auch das häufigste Boron Isotop, 11 B. Auch Atome mit höherer Ladung enstehen,
insgesamt etwa 10 −3 .
Die Nukleogenese in Sternen wie der Sonne werden wir im folgenden betrachten. Die chemische Zusammensetzung
der Sonne heute zeigt, daß Deuterium und Lithium fehlen. Diese wurden bereits in der
Kontraktionsphase (vor dem Zünden) zerstört.