Wasserstoffbrennen (pp-Kette) - Institut fÃ¼r Theoretische Astrophysik

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Wasserstoffbrennen Die Hauptschwierigkeit bei den frühen Betrachtungen bestand darin, daß die Zweiteilchenreaktionen zwischen den häufigen Kernen zu instabilen Kernen führen p + p −→ 2 He −→ p + p (τ1/2 ≈ 10 −22 s) p + 4 He −→ 5 Li −→ p + 4 He (τ1/2 =?) 4 He + 4 He −→ 8 Be −→ 4 He + 4 He (τ 1/2 ≈ 10 −16 s) Deswegen muß man nach anderen Reaktionen zwischen diesen Teilchen oder nach Reaktionen, an denen seltenere Spezies beteiligt sind, Ausschau halten. Als wesentliche Kandidaten kommen dafür die selteneren Isotope von H und He in Betracht, beispielsweise die Reaktion H + D −→ 3 He + γ . Diese Reaktion ist tatsächlich möglich und verbrennt in der protostellaren Phase den Deuteriumgehalt des Protosterns zu 3 He, trägt aber nichts wesentliches zur Energieproduktion des Sterns bei, und überdies ist D beim Erreichen der Hauptreihe hierdurch bereits aufgebraucht. Entsprechendes gilt für Li, Be, B. Seite: 3.3
Wasserstoffbrennen Man muß sich also nach exotischeren Reaktionen umsehen. Die Arbeiten von C. F. von Weizsäcker (1937, 1938) und von H. A. Bethe und C. L. Chritchfield (1937, 1938) haben gezeigt, daß zwei wesentliche Reaktionspfade für die Umwandlung 4 H −→ 4 He existieren: 1. Die Proton-Proton Kette (Bethe) 2. Der CNO-Zyklus (v. Weizsäcker) . Diese beiden Reaktionen speisen die Leuchtkraft der Sterne während des größten Teils ihrer Lebensdauer. In den frühesten Sterngenerationen, in denen praktisch nur H und He vorhanden sind, kann nur die p-p-Kette ablaufen. In Sternen der zweiten Generation, wenn bereits die Produkte des nuklearen Brennens der ersten Generation vorhanden sind, kann dann auch der CNO-Zyklus ablaufen. Seite: 3.4
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Seite 17 und 18: Die Starterreaktion p + p → D Die
Seite 19 und 20: Die Folgereaktionen Die Wirkungsque
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