Proton-Proton-Kette
Die Proton-Proton-Reaktion (p-p-Reaktion, Proton-Proton-Kette) ist eine von zwei Fusionsreaktionen des so genannten Wasserstoffbrennens, durch die die Sterne Wasserstoff in Helium umwandeln. Die andere Reaktion ist der Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus). Bei Sternen mit Größen bis zur Masse der Sonne spielt die Proton-Proton-Reaktion eine wichtigere Rolle bei der Energieerzeugung. Der stark exotherme Charakter der Fusion rührt daher, dass das Endprodukt Helium eine um etwa 1% geringere Masse aufweist, als die in die Reaktion eingegangenen Wasserstoffteilchen (Massendefekt). Die Differenz wird dabei nach der einsteinschen Gleichung E = mc² fast vollständig in Energie umgewandelt.
Die Proton-Proton-Reaktion hat die niedrigsten Temperaturvoraussetzungen aller in Sternen auftretenden Fusionsreaktionen (in Braunen Zwergen laufen zwar auch unterhalb dieser Grenze Fusionsreaktionen ab, sie zählen aber nicht zu den Sternen). Sie kann in Sternen mit einer Kerntemperatur von mehr als 3 Millionen Kelvin ablaufen. Bei diesen Temperaturen sind alle beteiligten Atomkerne vollständig ionisiert, d. h. ohne Elektronenhülle.
Die Energieerzeugungsrate ist bei der Proton-Proton-Reaktion proportional zur 6. Potenz der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5% eine Steigerung von 35% bei der Energiefreisetzung.
Startreaktionen
Zunächst fusionieren zwei Wasserstoffkerne 1H (Protonen) zu einem Deuteriumkern 2H, wobei durch die Umwandlung eines Protons in ein Neutron ein Positron e+ und ein Elektronneutrino νe frei wird.
- 1H + 1H → 2H + e+ + νe + 0,42 MeV
Um die starke Abstoßung durch die Coulombkraft zu überwinden, benötigen die beteiligten Protonen eine hohe kinetische Energie, die nach der maxwellschen Geschwindigkeitsverteilung aber nur wenige besitzen. Ein wichtiger Mechanismus, damit dennoch genügend Protonen verschmelzen können, ist der Tunneleffekt, der es einigen von ihnen ermöglicht, den Potenzialwall zu überwinden. In der Sonne dauert es im Schnitt 14·109 Jahre, bis ein bestimmtes Proton mit einem anderen reagiert. Durch die große Anzahl von Protonen im Sterninneren geschieht dies jedoch häufig genug, um die Reaktion kontinuierlich ablaufen zu lassen. Liefe die Reaktion häufiger ab, hätte die Sonne ihren Wasserstoffvorrat längst verbraucht. Die Energie von 0,26 MeV, die die Neutrinos in Form ihrer (geringen) Ruhemasse und vor allem ihrer kinetischen Energie tragen, wird dem Stern entzogen, da sie nahezu ungehindert durch die Sternmaterie hindurch entweichen können.
Das entstandene Positron annihiliert mit einem Elektron e-, d. h. sie reagieren miteinander und werden vollständig in Energie umgewandelt. Die Masse beider Partner wird in Form von zwei Gammaquanten γ als Energie frei.
- e+ + e- → 2γ + 1,02 MeV
Das entstandene Deuterium kann anschließend (nach durchschnittlich nur 6 s) mit einem weiteren Proton reagieren, wobei das leichte Helium-Isotop 3He entsteht:
- 2H + 1H → 3He + γ + 5,49 MeV
Es gibt nun drei verschiedene Reaktionsketten, bei denen schließlich das (in der Natur überwiegende) Helium-Isotop 4He erzeugt wird. Sie setzen bei verschiedenen Temperaturen ein.
Proton-Proton-Reaktion I
Nach Durchschnittlich 106 Jahren fusionieren zwei Heliumkerne 3He zu 4He (α-Teilchen), wobei zwei Protonen freiwerden. Sie stehen für weitere Reaktionsschritte zur Verfügung.
- 3He +3He → 4He + 1H + 1H + 12,86 MeV
Die vollständige Reaktionskette bis hier, bei der die unter Startreaktion aufgeführten Reaktionen je zweimal durchlaufen werden, um die notwendigen 3He-Teilchen für die letzte Fusion zu schaffen, setzt eine Nettoenergie von
- 2×(0,42 MeV + 1,02 MeV + 5,49 MeV - 0,26 MeV) + 12,86 MeV = 26,2 MeV
frei (≈ 4,20·10-12 J). Die Proton-Proton-Reaktion I ist vorherrschend bei Temperaturen von 10–14 Millionen Kelvin. Unterhalb dieser Temperatur wird nur sehr wenig 4He produziert.
Proton-Proton-Reaktion II
Bei der Proton-Proton-Reaktion II dient ein früher erzeugter Heliumkern 4He als Katalysator, um ein weiteres aus 3He herzustellen.
| 3He + 4He | → | 7Be + γ |
| 7Be + e- | → | 7Li + νe |
| 7Li + 1H | → | 4He + 4He |
Die Proton-Proton-Reaktion II läuft vorrangig bei Temperaturen von 14–23 Millionen Kelvin ab.
Proton-Proton-Reaktion III
Auch hier fungiert ein Heliumkern 4He als Katalysator.
| 3He + 4He | → 7Be + γ |
| 7Be + 1H | → 8B + γ |
| 8B | → 8Be + e+ + νe |
| 8Be | ↔ 4He + 4He |
Die Proton-Proton-Reaktion III ist vorherrschend bei Temperaturen über 23 Millionen Kelvin.
Asche
Die »Asche« des Wasserstoffbrennens ist Helium 4He, das als Ausgangsstoff beim u. U. später einsetzenden Heliumbrennen dienen kann.
Siehe auch: Bethe-Weizsäcker-Zyklus, 3α-Prozess