Eine freie Initiative von Menschen bei  anthrowiki.at,  anthro.world,  biodyn.wiki und  steiner.wikimit online Lesekreisen, Übungsgruppen, Vorträgen ... |
 Wie Sie die Entwicklung von AnthroWiki durch Ihre Spende unterstützen können, erfahren Sie hier.
|
|
|
Use Google Translate for a raw translation of our pages into more than 100 languages. Please note that some mistranslations can occur due to machine translation. |
Lithiumfusion: Unterschied zwischen den Versionen
(Die Seite wurde neu angelegt: „Die '''Lithiumfusion''', auch als '''Lithiumbrennen''' bezeichnet, umfasst thermonukleare Reaktionen, durch die Lithium in Sternen abgebaut wird. Die Lithiumfusion spielt eine wichtige Rolle in der Nukleosynthese und beeinflusst die chemische Zusammensetzung und Entwicklung von Sternen, insbesondere massearmer Sterne und Brauner Zwerge. In Sternen findet die Lithium-Fusion hauptsächlich durch Protonenbeschuss statt. D…“) |
Keine Bearbeitungszusammenfassung |
||
| Zeile 3: | Zeile 3: | ||
In Sternen findet die Lithium-Fusion hauptsächlich durch Protonenbeschuss statt. Die häufigste Reaktion ist die Fusion von [[Lithium-7]] (⁷Li) mit einem [[Proton]] (p = <sup>1</sup>H), um zwei [[Helium-4]]-Kerne (⁴He) zu bilden: | In Sternen findet die Lithium-Fusion hauptsächlich durch Protonenbeschuss statt. Die häufigste Reaktion ist die Fusion von [[Lithium-7]] (⁷Li) mit einem [[Proton]] (p = <sup>1</sup>H), um zwei [[Helium-4]]-Kerne (⁴He) zu bilden: | ||
<math>{}^{7}Li + {}^{1}H \rightarrow 2\,{}^{4}He + 17{,}35 \; MeV</math> | :<math>{}^{7}Li + {}^{1}H \rightarrow 2\,{}^{4}He + 17{,}35 \; MeV</math> | ||
Das Lithium-Brennen setzt bei niedrigeren Temperaturen ein als das [[Wasserstoffbrennen|Wasserstoff]]- oder [[Heliumbrennen]]. Es beginnt bereits bei einer Temperatur von etwa 2,5 · 10<sup>6</sup> K (2,5 Millionen [[Kelvin]]).<ref>Bildsten, L., Brown, E. F., Matzner, C. D., & Ushomirsky, G. (1997). ''Effects of Accretion on the Structure and Stability of Young Stars''. The Astrophysical Journal, 482(2), 442-452. {{DOI|10.1086/304150}}</ref> | Das Lithium-Brennen setzt bei niedrigeren Temperaturen ein als das [[Wasserstoffbrennen|Wasserstoff]]- oder [[Heliumbrennen]]. Es beginnt bereits bei einer Temperatur von etwa 2,5 · 10<sup>6</sup> K (2,5 Millionen [[Kelvin]]).<ref>Bildsten, L., Brown, E. F., Matzner, C. D., & Ushomirsky, G. (1997). ''Effects of Accretion on the Structure and Stability of Young Stars''. The Astrophysical Journal, 482(2), 442-452. {{DOI|10.1086/304150}}</ref> | ||
Version vom 2. April 2023, 10:12 Uhr
Die Lithiumfusion, auch als Lithiumbrennen bezeichnet, umfasst thermonukleare Reaktionen, durch die Lithium in Sternen abgebaut wird. Die Lithiumfusion spielt eine wichtige Rolle in der Nukleosynthese und beeinflusst die chemische Zusammensetzung und Entwicklung von Sternen, insbesondere massearmer Sterne und Brauner Zwerge.
In Sternen findet die Lithium-Fusion hauptsächlich durch Protonenbeschuss statt. Die häufigste Reaktion ist die Fusion von Lithium-7 (⁷Li) mit einem Proton (p = 1H), um zwei Helium-4-Kerne (⁴He) zu bilden:
Das Lithium-Brennen setzt bei niedrigeren Temperaturen ein als das Wasserstoff- oder Heliumbrennen. Es beginnt bereits bei einer Temperatur von etwa 2,5 · 106 K (2,5 Millionen Kelvin).[1]
Die Bedeutung der Lithium-Fusion für die Nukleosynthese liegt in ihrer Auswirkung auf die chemische Zusammensetzung von Sternen und die Sternentwicklung. In massearmen Sternen und Braunen Zwergen führt das Lithium-Brennen zu einer Verringerung des Lithiumgehalts im stellaren Kern, was wiederum Einfluss auf die Entwicklung dieser Objekte hat.[2] Das Vorhandensein oder Fehlen von Lithium in der Atmosphäre eines massearmen Sterns oder Braunen Zwergs kann als Indikator für dessen Alter und Entwicklung verwendet werden.[3]
Einzelnachweise
- ↑ Bildsten, L., Brown, E. F., Matzner, C. D., & Ushomirsky, G. (1997). Effects of Accretion on the Structure and Stability of Young Stars. The Astrophysical Journal, 482(2), 442-452. doi:10.1086/304150
- ↑ Chabrier, G., & Baraffe, I. (2000). Theory of Low-Mass Stars and Substellar Objects. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38(1), 337-377. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.337
- ↑ Rebolo, R., Martín, E. L., & Magazzú, A. (1992). Lithium in very cool dwarf stars: the first direct evidence of lithium depletion in the β Pictoris moving group. The Astrophysical Journal, 389, L83-L86. doi:10.1086/186340
