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Kernfusion in der Sonne - so funktioniert der CNO-Zyklus

Die Kernfusion in der Sonne basiert auf zwei möglichen Fusionswegen: der direkten Fusion von Wasserstoff sowie dem selteneren und komplizierteren CNO-Zyklus.

Die Sonnenenergie entsteht durch Kernfusion.
Die Sonnenenergie entsteht durch Kernfusion.

Was Sie benötigen:

  • Grundkenntnisse Physik

Kernfusion in der Sonne - so entsteht Energie

  • Energie aus atomaren Teilchen kann nicht nur durch Kernspaltung schwerer Elemente, sondern auch durch die Verschmelzung (fachlich: Kernfusion oder nur Fusion) leichter Kerne gewonnen werden.
  • So gewinnt nicht nur die Sonne, sondern alle Sterne ihre Energie aus der Fusion von Wasserstoffkernen. Dabei entstehen das schwerere Element Helium sowie Energie in Form von bewegten Neutronen und Gammastrahlung.
  • Mit anderen Worten: Sonne und Sterne beziehen ihre Energie aus der Umwandlung von Wasserstoff in Helium. Dieser Prozess findet bei hohen Temperaturen im zentralen Kern des Sterns statt.

Der CNO-Zyklus - eine komplizierte Kette

Obwohl es sich bei diesem CNO-Zyklus (auch Kohlenstoffzyklus genannt) um eine komplizierte Reaktionskette handelt, war er viel früher bekannt als die (wesentlich einfachere) Wasserstoffkette (auch Proton-Proton-Kette genannt).

  • Dieser erste Zyklus, bei dem die Atome Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff (daher CNO) eine Art schützendes Gebäude bilden, in denen sich im Laufe der Reaktion aus Wasserstoffatomen Heliumatome bilden, wurde im Jahr 1938 von den beiden Physikern Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizsäcker entdeckt.
  • Der Vorgang ist tatsächlich kompliziert und setzt voraus, dass es in dem Stern neben dem Wasserstoff als Brennmaterial auch schon andere Elemente wie z. B. Kohlenstoff gibt.
  • Der Kohlenstoff (C-12) spielt bei der Kernfusion die Rolle eines Katalysators.
  • An diesen Atomen lagert sich beim Zusammenstoß der Wasserstoff an; es entsteht ein Kern des Elements Stickstoff (N-13).
  • Dieser Stickstoff wandelt sich radioaktiv um, und zwar in ein schwereres Kohlenstoffisotop (C-13). 
  • Trifft auf diesen Kern nun ein weiteres Wasserstoffatom, entsteht wieder Stickstoff, allerdings ein schwereres Isotop (N-14).
  • Der Zyklus geht weiter, wenn auf dieses ein weiteres Wasserstoffatom trifft, sodass ein Sauerstoffisotop entsteht (O-15).
  • Allerdings ist dieses Isotop radioaktiv, es zerfällt zu N-15, einem Stickstoffisotop.
  • Durch diese Fusionsprozesse ist also aus dem C-12 nun ein schweres N-15 geworden.
  • Stößt auf dieses schwerere Kernteilchen nun ein weiteres Wasserstoffatom, so bildet sich nicht etwa ein noch schwererer Atomkern, sondern es wird ein Heliumatom (2 Wasserstoffatome, 2 Neutronen) abgestoßen. Dabei verwandelt sich der Kern wieder zurück in den alten Kohlenstoffkern (C-12). Der Zyklus bzw. die Kreisreaktion ist damit geschlossen.
  • Insgesamt wurden bei diesem Prozess vier Wasserstoffatome "geschluckt" und ein Heliumkern gebildet.
  • Allerdings erhielt 1967 nur Bethe für die Entdeckung dieses Kernfusionsprozesses den Nobelpreis.
  • Schnell war klar: Es musste noch einen einfacheren Prozess bei der Kernfusion geben, denn die ersten Sterne hatten ja noch gar keinen Kohlenstoff für diesen Zyklus.
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