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E=mc2

Die Kernfusion im Inneren der Sterne

Kernfusion © Princeton Plasma Physics Laboratory

Alles Leben auf der Erde hängt von der Sonne ab. Seit fünf Milliarden Jahren strahlt sie unaufhörlich und wird es auch noch weitere fünf Milliarden Jahre tun. Die Sonne strahlt die imposante Leistung von 3,9 x 10(26) Watt, das entspricht der von 1017 der leistungsfähigsten Kernkraftwerke. Wo kommt die Energie her, die die Sterne und unsere Sonne zum Leuchten bringt?

Wie schon beschrieben, sind Sterne im Grunde nichts anderes als riesige Gasansammlungen, die durch ihre eigene Schwerkraft zusammengehalten werden. In ihrem Inneren läuft die Kernfusion ab, es sind also große, kosmische Fusionsöfen. Sie ist eine der wenigen Energiequellen, die nahezu unerschöpflich ist. Was wir auf der Erde bisher noch nicht geschafft haben, nämlich die Kernfusion in großem Maßstab zu nutzen, ist im All ein alltäglicher Prozeß. Diese Verschmelzung von Atomen liefert die Energie, die die Sterne in Form von elektromagnetischer Strahlung abgeben und von der alles – auch unsere Existenz – abhängt.

Bei der Kernfusion verschmelzen Wasserstoffatome zu Heliumatomen. Damit dieser Vorgang ablaufen kann, sind ungeheuer hohe Temperaturen nötig, die nur in den Sternen herrschen. Nur unter diesen Bedingungen können die Atomkerne ihre Abstoßung überwinden und sich nahe genug kommen, um miteinander zu verschmelzen. Die Atomkerne werden durch Kräfte zusammengehalten, die die Physiker als starke Wechselwirkungen bezeichnen. Diese Wechselwirkungen sind von allen bekannten Kräften in der Natur die stärksten und sie machen auch eine Atomspaltung so schwer. Wenn sich also zwei Atomkerne nahe genug kommen, ziehen sie sich durch diese Wechselwirkungen an und verschmelzen. Da durch die gleiche Ladung der Elementarteilchen auch eine enorme Abstoßungskraft zwischen diesen existiert, muss diese erst überwunden werden.

Warum wird aber bei diesem Vorgang Energie frei? Dafür verantwortlich ist ein Phänomen, das als Massendefekt bezeichnet wird. Die Wasserstoffatome vor der Verschmelzung sind schwerer als die Heliumatome, die aus der Reaktion hervorgehen. Da Materie nicht einfach so verschwinden kann, wird die verlorene Masse nach der berühmten Einsteinschen Formel E = mc2 in Energie umgesetzt. Die Atomkerne verschmelzen unter Aussendung von Strahlung, diese Strahlung ist der verlorenen Masse äquivalent. Der gleiche Prozeß findet auch in einer Wasserstoffbombe statt. Da er aber so ungeheure Temperaturen benötigt, um überhaupt ablaufen zu können, muss man erst eine Atombombe zünden, deren Temperatur dann die eigentliche Fusionsreaktion ermöglicht.

Im Normalfall fusioniert nur Wasserstoff zu Helium. Bei schwereren Elementen halten die Atomkerne stärker zusammen und sind noch schwerer dazu zu bewegen, ihre Abstoßung zu überwinden und zu verschmelzen. Jedoch kommen diese Vorgänge trotzdem in extremen Sternen vor, die am Ende ihres Lebens stehen. Dort sind Temperatur und Druck noch ungleich höher als in „normalen“ Sternen, so dass hier noch schwerere Kerne entstehen.

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Stand: 21.10.2000

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In den Schlagzeilen

Inhalt des Dossiers

Von Riesen und Zwergen
Die Welt der Sterne

Zum Weiterlesen
Links zum Thema

Dichtes, heißes Gas
Der Aufbau der Sonne

E=mc2
Die Kernfusion im Inneren der Sterne

Der Fingerabdruck der kosmischen Sonnen
Zustandsgrößen und das HR-Diagramm

Gravitation ist alles
Die Geburt der Sterne

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Wie unsere Sonne mal enden wird

Rote Riesen und weiße Zwerge
Das Ende eines Sterns

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