Quelltext der Seite Drei-Alpha-Prozess

[[Datei:Triple-Alpha Process.svg|mini|hochkant=1.66|Drei-Alpha-Prozess]]
Durch den '''Drei-Alpha-Prozess''' ('''3α-Prozess''') werden im Inneren von [[Stern]]en drei [[Helium]]-[[Atomkern|Kerne]] ([[Alphastrahlung|α-Teilchen]]) durch [[Kernfusion]]s<nowiki/>reaktionen in [[Kohlenstoff]] umgewandelt und senden dabei [[Gammastrahlung]] aus. Dies wird auch als '''Heliumbrennen''' oder, nach seinem Entdecker [[w:Edwin Salpeter|Edwin Salpeter]], als '''Salpeter-Prozess''' bezeichnet.

Die explosionsartige Fusion von Helium im Drei-Alpha-Prozess, die im Kern von Sternen mittlerer Masse mit bis zu 2,2 [[Sonnenmasse]]n, an der Oberfläche [[Weißer Zwerg|weißer Zwerge]] oder als [[Schalenbrennen]] bei Sternen auf dem [[Asymptotischen Riesenast]] geschehen kann, wird als '''Helium-Blitz''' bezeichnet. 

== Voraussetzungen ==
Der Drei-Alpha-Prozess kann nur bei [[Temperatur]]en über 100&nbsp;Millionen [[Kelvin]] ablaufen und setzt das reiche Vorhandensein von Helium voraus. Daher tritt er normalerweise nur in den Zentren von Sternen in späten Phasen ihrer [[Sternentwicklung|Entwicklung]] auf, in denen ein höherer [[Druck (Physik)|Druck]] und höhere Temperaturen als momentan in der [[Sonne]] herrschen und bereits ausreichend Helium durch [[Proton-Proton-Reaktion]]en oder den [[Bethe-Weizsäcker-Zyklus]] (''CNO-Zyklus'') erzeugt wurde. Bei den notwendigen Temperaturen sind alle beteiligten Atomkerne vollständig [[Ionisation|ionisiert]], d.&nbsp;h. ohne [[Elektronenhülle]].

Die Sonne wird erst beim Eintritt in die letzte Phase ihres Lebenszyklus, in etwa 4&nbsp;Milliarden Jahren, in der Lage sein, das so genannte Heliumbrennen („Verbrennen“ von Helium) zu starten, nachdem in ihrem Kernbereich der ganze [[Wasserstoff]] durch das [[Wasserstoffbrennen]] zu Helium fusioniert wurde. Der erhöhte [[Strahlungsdruck]] während des Heliumbrennens führt zu einem Aufblähen der äußeren Sonnenschichten, die sich nun wegen der größeren Oberfläche abkühlen, woraufhin sich das Strahlungsspektrum der [[Photosphäre]] der Sonne zu längeren [[Wellenlänge]]n verschiebt. Ein Stern in diesem Zustand wird darum als [[roter Riese]] bezeichnet.

== Ablauf ==
Im Einzelnen läuft beim 3α-Prozess Folgendes ab:

: <math>\mathrm{\ ^4He + \ ^4He \longrightarrow \ ^8Be + \gamma - \ 0{,}09178 \ MeV}</math> ([[endotherme Reaktion|endotherm]]; mit der Rückreaktion <math>\mathrm{\ ^8Be \longrightarrow \ ^4He + \ ^4He + \ 0{,}09178 \ MeV}</math>)

: <math>\mathrm{\ ^8Be + \ ^4He \longrightarrow \ ^{12}C + \gamma + \ 7{,}367 \ MeV}</math> ([[exotherme Reaktion|exotherm]])

Der frei werdende Nettoenergiebetrag bei diesem Prozess ist 7,275&nbsp;[[Elektronenvolt|MeV]]. Der Kohlenstoffkern&nbsp;<sup>12</sup>C kann als Ausgangsstoff beim u.&nbsp;U. später einsetzenden [[Kohlenstoffbrennen]] dienen.

Die Energiefreisetzungsrate ist beim 3α-Prozess proportional zur 30.&nbsp;[[Potenz (Mathematik)|Potenz]] der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5 % eine Steigerung um&nbsp;332 % bei der Energiefreisetzung.

Der im ersten Schritt erzeugte [[Beryllium]]<nowiki/>kern&nbsp;<sup>8</sup>Be ist instabil ([[Zwischenkern]]) und zerfällt mit einer mittleren [[Lebensdauer (Physik)|Lebensdauer]] von nur 2,6·10<sup>−16</sup>&nbsp;s wieder in zwei Heliumkerne&nbsp;<sup>4</sup>He; deshalb ist es für die Erzeugung eines Kohlenstoffkerns notwendig, dass drei α-Teilchen ''nahezu gleichzeitig'' zusammenstoßen. Dies ist sehr unwahrscheinlich, und deshalb entsteht nur sehr langsam eine merkliche Menge Kohlenstoff.

Durch den [[Urknall]] konnte praktisch kein Kohlenstoff produziert werden, weil die Temperatur dabei zu rasch unter diejenige Temperatur abfiel, die für die Fusion benötigt wird. Dieses Problem wird auch als ''Beryllium-Barriere'' bezeichnet.

Die geringe Wahrscheinlichkeit des 3α-Prozesses wird dadurch gemildert, dass 
* der [[Grundzustand]] von <sup>8</sup>Be fast genau der Energie zweier α-Teilchen entspricht.
* die Energie der beiden Kerne <sup>8</sup>Be und <sup>4</sup>He zusammen fast genau der Energie eines bestimmten [[Angeregter Zustand|Anregungszustands]] des <sup>12</sup>C entspricht.
Beide Teilschritte des Prozesses sind also [[Resonanz #Kernphysik|Resonanzen]] mit entsprechend erhöhtem [[Wirkungsquerschnitt]]. 

Da durch den 3α-Prozess bereits die Sterne der ersten nach dem Urknall entstandenen [[Population_(Astronomie)|Generation]] in der Lage waren, <sup>12</sup>C in großen Mengen zu erzeugen, wird dieses Isotop auch als „primäres“ Isotop des Kohlenstoffs bezeichnet.

In der Abhängigkeit der Existenz von Kohlenstoff im [[Universum]] von der genauen Energie eines angeregten Niveaus des Kohlenstoffkerns&nbsp;<sup>12</sup>C und der geringen Wahrscheinlichkeit weiterführender Fusionsprozesse nach der Synthese von Sauerstoff sah [[Fred Hoyle]] einen Hinweis auf die Existenz einer schöpfenden Kraft. Diese spezielle Problematik gliedert sich allerdings in den Gesamtkomplex der noch nicht verstandenen, tatsächlichen oder scheinbaren [[Feinabstimmung der Naturkonstanten]] ein.<ref>Fred Hoyle: [http://www.annualreviews.org/doi/pdf/10.1146/annurev.aa.20.090182.000245 ''The Universe: Past and Present Reflections.''] In: Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics 20 (1982), S. 1–35.</ref>

== Folgereaktionen ==
{{Hauptartikel|Kohlenstoffbrennen}}
Eine Folgeerscheinung des 3α-Prozesses ist, dass einige der Kohlenstoffkerne&nbsp;<sup>12</sup>C mit weiteren Heliumkernen&nbsp;<sup>4</sup>He fusionieren können, wobei das stabile [[Isotop]]&nbsp;<sup>16</sup>O des [[Sauerstoff]]s erzeugt und Energie freigesetzt wird:

:<math>\mathrm{\ ^{12}C + \ ^4He \longrightarrow \ ^{16}O + \gamma}</math>

Der nächste Umwandlungsschritt, bei dem Sauerstoff&nbsp;<sup>16</sup>O mit α-Teilchen fusionieren würde, um [[Neon]]&nbsp;<sup>20</sup>Ne zu erzeugen, stellt sich aufgrund von [[Kernspin]]<nowiki/>regeln als unwahrscheinlich heraus. Demnach produziert die stellare [[Nukleosynthese]] große Mengen an Kohlenstoff und Sauerstoff, wird aber von einer Umwandlung dieser Elemente in Neon und schwerere Elemente weitgehend abgehalten.<!-- das gilt vermutl. für Sterne unter 1,5 Sonnenmassen -->

Sowohl Sauerstoff als auch Kohlenstoff bilden damit die »Asche« des Heliumbrennens; der Kern des Sterns besteht am Ende dieser Fusionsphase im Wesentlichen aus diesen beiden Elementen.

== Literatur ==
* Bogdan Povh u. a.: ''Teilchen und Kerne''. 4. Auflage, Springer Verlag 1997, ISBN 3-540-61737-X, S. 318–320
* Edwin Ernest Salpeter: Astrophys J '''115''' (1952), 326

== Weblinks ==
* {{Alpha Centauri|170}}

== Einzelnachweise ==
<references />

{{Navigationsleiste_Stellare_Nukleosynthese}}

{{SORTIERUNG:DreiAlphaProzess}}

[[Kategorie:Nukleosynthese]]
[[Kategorie:Astrophysik]]

{{Wikipedia}}