Astronomie II (online-kurs)
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KAPITEL 2. AUFBAU UND ENTWICKLUNG DER STERNE 20<br />
Die Reaktion sollte also in der Sonne bei einer Temperatur von 1.5 × 10 7 K nicht auftreten.<br />
Die Wahrscheinlichkeit, Elektronen mit hinreichend großer Energie zu finden, ist verschwindend<br />
klein (Größenordnung 10 −275 ).<br />
→ Zwei Effekte sorgen jedoch dafür, dass diese Reaktion trotzdem auftritt: der Tunneleffekt<br />
und die Abschirmung.<br />
2. Tunneleffekt<br />
Klassisch kann sich ein Teilchen nur dort aufhalten, wo seine Anfangsenergie größer als die<br />
potentielle Energie ist. Aufgrund der Wellennatur der Teilchen, in diesem Fall der Protonen,<br />
findet man auch im klassisch verbotenen Bereich des Potentials eine endliche Aufenthaltswahrscheinlichkeit<br />
für das Proton. Es handelt sich hierbei um einen quantenmechanischen Effekt. Die<br />
Aufenthaltswahrscheinlichkeit hängt von der Differenz zwischen Potentialhöhe und Anfangsenergie<br />
ab. Je größer diese Differenz ist, desto kleiner ist die Aufenthaltswahrscheinlichkeit. Dieser<br />
Effekt wird quantenmechanischer Tunneleffekt genannt.<br />
Aufgrund des Tunneleffekts können die Protonen die Coulombbarriere auch für Energien kleiner<br />
als die Potentialbarriere (E c ) durchdringen.<br />
3. Abschirmung im solaren Plasma<br />
Selbst unter Berücksichtigung des Tunneleffekts ist noch nicht erklärbar, weshalb die Proton-<br />
Proton-Reaktion in der Sonne abläuft. Einen weiteren zu berücksichtigenden Effekt stellt die<br />
Abschirmung dar. Ladungsträger umgeben sich in einem Plasma mit einer Wolke aus ungleichnamigen<br />
Ladungsträgern. Das langreichweitige Coulomb-Potential wird effektiv abgeschwächt.<br />
4. p-p-Ketten<br />
Die Anfangsreaktion der p-p-Kette ist eine über die schwache Wechselwirkung vermittelte Reaktion.<br />
Sie verläuft extrem langsam.<br />
p + p → d + e + + ν<br />
Ladung +1 +1 +1 +1 0<br />
Spin 1/2 1/2 1 1/2 -1/2<br />
Baryonenzahl 1 1 2 0 0<br />
Leptonenzahl 0 0 0 -1 1<br />
Bei den weiteren Reaktionen treten auch Prozesse über die starke bzw. elektromagnetische Wechselwirkung<br />
auf. Der Wirkungsquerschnitt σ(E) bzw. der S-Faktor S(E)<br />
σ =<br />
Zahl der Reaktionen in der Zeit t<br />
Stromdichte j der einfallenden Teilchen<br />
(2.20)<br />
dieser Reaktionen wird als Funktion der Energie in irdischen Labors gemessen. Allerdings kann<br />
der Wirkungsquerschnitt nur bei Reaktionen bestimmt werden, bei denen die Energie deutlich<br />
höher liegt als in astrophysikalischen Prozessen. Daher muß der Wert für solare Bedingungen<br />
mit Hilfe kerntheoretischer Modelle extrapoliert werden.<br />
2.2.3 Weitere Fusionsprozesse in Sternen<br />
1. CNO-Zyklus<br />
Für massereichere Hauptreihensterne als unsere Sonne ist die p-p-Kette energetisch ungünstiger,<br />
als der sogenannte CNO-Zyklus, der auch effektiv 4 Protonen in ein α-Teilchen umwandelt.