Bethe-Weizsäcker-Zyklus
Der Bethe-Weizsäcker-Zyklus (auch CNO-Zyklus, CN-Zyklus, Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus) ist eine der beiden Fusionsreaktionen des so genannten Wasserstoffbrennens, durch die Sterne Wasserstoff in Helium umwandeln; die andere ist die Proton-Proton-Reaktion. Der Zyklus wurde zwischen 1937 und 1939 von den Physikern Bethe und Weizsäcker entdeckt. Die Namen CN- bzw. CNO-Zyklus kommen von den an der Reaktion beteiligten Elementen Kohlenstoff (C), Stickstoff (N) und Sauerstoff (O). Während die Proton-Proton-Reaktion eine wichtigere Rolle bei Sternen mit Größen bis zur Masse der Sonne spielt, zeigen theoretische Modelle, dass der Bethe-Weizsäcker-Zyklus vermutlich die vorherrschende Energiequelle in schwereren Sternen darstellt.Der Bethe-Weizsäcker-Zyklus läuft erst ab Temperaturen über 14 Millionen Kelvin ab und ist ab 30 Millionen Kelvin vorherrschend. Bei diesen Temperaturen sind alle beteiligten Atomkerne vollständig ionisiert, d. h. ohne Elektronenhülle. Zudem wird das Vorhandensein einer gewissen Menge an Kohlenstoff 12C vorausgesetzt. Da beim Urknall nach gegenwärtiger Meinung kein Kohlenstoff entstehen konnte, war es den Sternen der ersten Generation daher unmöglich, Energie auf diese Art zu erzeugen.
Beim Bethe-Weizsäcker-Zyklus vollziehen sich im Wesentlichen Fusionen von Wasserstoffkernen 1H (Protonen) mit den schwereren Kernen 12C, 13C, 14N und 15N, daher auch der Name CN-Zyklus. Bei der Fusion wird teilweise Energie in Form von Gammaquanten γ abgegeben. Zwei der entstehenden Zwischenprodukte, 13N und 15O, sind instabil und zerfallen nach kurzer Zeit, jeweils unter Aussendung eines Positrons e+ und eines Elektronneutrinos νe. Die einzelnen Reaktionsschritte sind nachfolgend aufgeführt. Die Spalte Lebensdauer gibt die mittlere Zeit an, nach der die Teilchen auf den linken Seiten der Gleichungen reagieren:
Lebensdauer | ||||
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12C + 1H | → 13N + γ | + 1,95 MeV | 1,3·107 Jahre | |
13N | → 13C + e+ + νe | + 1,37 MeV | 7 Minuten | |
13C + 1H | → 14N + γ | + 7,54 MeV | 2,7·106 Jahre | |
14N + 1H | → 15O + γ | + 7,35 MeV | 3,2·108 Jahre | |
15O | → 15N + e+ + νe | + 1,86 MeV | 82 Sekunden | |
15N + 1H | → 12C + 4He | + 4,96 MeV | 1,12·105 Jahre | |
Gesamtergebnis des Zyklus ist die Fusion von vier Wasserstoffkernen 1H zu einem Heliumkern 4He (α-Teilchen), dessen Masse um etwa 1% geringer ist als die Masse der vier Protonen (Massendefekt). Die Differenz wird dabei nach der einsteinschen Gleichung E = mc² fast vollständig in Energie umgewandelt. Die Energiebilanz beträgt hier +25,03 MeV. Der Kohlenstoffkern 12C dient nur als Katalysator und wird schließlich mit der letzten Reaktion regeneriert. Die Energie, 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.
Ein vollständiger Durchlauf des Zyklus benötigt enorme Zeiträume – in der Größenordnung von 3,4·108 Jahren –, da darin vier Protoneneinfänge, zwei β+-Zerfälle und schließlich ein α-Zerfall vorkommen. Der Zyklus läuft damit jedoch deutlich rascher ab, als die Proton-Proton-Reaktion (einige Milliarden Jahre), daher können Sterne auf diese Weise wesentlich mehr Energie freisetzen.
Die Energieerzeugungsrate ist beim Bethe-Weizsäcker-Zyklus proportional zur 15. Potenz (sic!) der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5% eine Steigerung von 108% bei der Energiefreisetzung.
Die »Asche« des Wasserstoffbrennens ist Helium 4He, das als Ausgangsstoff beim u. U. später einsetzenden Heliumbrennen dienen kann.
Siehe auch: Proton-Proton-Reaktion, 3α-Prozess, Kohlenstoffbrennen, Sauerstoffbrennen