Kernfusion

1. Kernfusion 05.12.2003 Benjamin Ewers

2. Inhalt • Einführung • Was ist Kernfusion • Fusionskriterien • Kernfusion in Sternen • Nukleosynthese

3. 1905 Albert Einstein entwickelt die Formel E=mc2 • 1923 Rutherford: Sonne bezieht Energie aus Kernfusion • 1928 Gamow entdeckt den Tunneleffekt die hohe Reaktionsrate der postulierten Kernfusion in der Sonne kann somit erklärt werden • 1934 erste Kernfusion im Labor (Rutherford, Walton und Cockroft) • 1938 Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizsäcker entwickeln entwickeln die Theorie des Bethe-Weizsäcker-Zyklus • 1952 H-Bombe wird gezündet • 1978 Bau des JET („Joint European Torus“) • 2003 Europa bewirbt sich mit Cadarache (Frankreich) für den Standort des ITER („International Thermonuclear Experimental Reactor“) Einführung

4. Was ist Kernfusion • Vereinigung von zwei leichten Atomen zu einem schwereren Atom • Energie aus Massedefekt

5. Was ist Kernfusion • Massedefekt resultiert aus unterschiedlichen Bindungsenergien in den Atomen

6. Was ist Kernfusion • Etwa 80 Fusionsreaktionen sind bekannt Beispiele:

7. Fusionskriteren • Kerne müssen Coulombpotential überwinden um in den Bereich der kurzreichweitigen Kernkräfte zu gelangen • „Sir A. Eddington schätzte 1926 Temperatur in der Sonne auf 40 106 K. Für die gemessene Fusionsrate sind jedoch etwa 1010 K nötig.“ • Entdeckung des Tunneleffekts (1928 G. Gamow) konnte Erklärung liefern.

8. Fusionskriteren mit u: Relativgeschwindigkeit und Z: Kernladungszahl

9. Fusionskriteren • Tunnelwahrscheinlichkeit besonders groß, falls Energie in der Nähe eines gebundenen Energiezustandes des Compoundkerns liegt (Resonanz).

10. Fusionskriteren • Wirkungsquerschnitt • stark abhängig von der Energie • relativ klein im Vergleich zu dem Wirkungsquerschnitt der Coulombstreuung

11. Fusionskriteren • thermonukleare Fusionsraten • abhängig von: • Teilchendichte • Wirkungsquerschnitt • Relativgeschwindigkeit

12. Kernfusion in Sternen • „Anfangsenergie“ ist potentielle- (gravitations-) Energie • in stabiler Phase müssen Gravitationsdruck und Gasdruck (Strahlungsdruck) im Gleichgewicht stehen • Selbstregulierender Prozess

13. Kernfusion in Sternen • „Wasserstoffbrennen“ (H++H+ Reaktion) • zwei unterschiedliche Prozesse • pp-Kette (T>5 106 K) • CNO-Zyklus (Bethe Weizsäcker Zyklus) (T>1,3 107 K)

14. kleine Wirkungsquerschnitt, da nur schwache Wechselwirkung Kernfusion in Sternen pp-Kette

15. Kernfusion in Sternen CNO Zyklus

16. Kernfusion in Sternen • pp-Kette dominant bei „kalten und kleinen“ Sternen (z.B. unsere Sonne) • CNO-Zyklus dominant bei großen und heißen Sternen (M>1,4MSonne) • pp-Kette langsam • langlebige Sterne • CNO-Zyklus schnell • kurzlebige Sterne

17. Kernfusion in Sternen • „Heliumbrennen“ T>108 K • setzt bei massearmen Sternen nicht ein (M<0,5MSonne) • setzt bei Sternen 0,5MSonne<MStern<2,5MSonne explosionsartig ein Helium- Flash • bei schweren Sternen ähnlicher Ablauf wie bei „Wasserstoffbrennen“ jedoch viel schneller

18. Kernfusion in Sternen 3a-Prozess N+a-Prozess

19. Kernfusion in Sternen Heliumflash • die Dichte des Heliumkerns wird sehr großEntartung der Kernmaterie • Zündtemperatur noch nicht erreicht • aus der Wasserstoffschale fällt Helium auf den Kern bis Kern Zündtemperatur erreicht. • da die Kernmaterie weiterhin entartet ist, bleibt Dichte des Kerns trotz großer Temperaturen konstant • die Energieproduktion steigt durch hohe Temperaturen rapide an  Heliumflash • Entartung wird bei hohen Temperaturen aufgehoben Heliumkern brennt stabil weiter

20. Kernfusion in Sternen weitere Brennphasen • setzt erst bei M>5MSonne ein • sehr kurze Brennphasen • Energieverluste über Neutrinoemission wird sehr groß • Exotherm bis 56Fe • Reaktionsraten sehr stark abhängig von der Temperatur

21. Kernfusion in Sternen „Kohlenstoffbrennen“ 6 bis 7 108 K

22. Kernfusion in Sternen • ab etwa 1,5 109 K wird die Energie der thermischen Photonen hinreichend groß, um durch Photodesintegration 20Ne zu zerstören • Folgereaktionen führen zum 28Si wird als Neonbrennen bezeichnet, ist jedoch eher vom Charakter des Heliumbrennens, da a Teilchen an den Kern angelagert werden

23. Kernfusion in Sternen • bei noch größeren Temperaturen tritt das Sauerstoffbrennen und das Siliziumbrennen ein • die Energie der Neutrinos wird sehr groß  ein großer Teil der Energie wird über die Neutrinos abtransportiert • durch einfangen von a Teilchen werden Elemente bis zum 56Fe aufgebaut • schwerere Elemente können nur noch durch Einfangen von Neutonen aufgebaut werden

24. Kernfusion in Sternen Zusammenfassung

25. Nukleosynthese • Fusionsprozesse enden beim 56Fe • schwerere Kerne können nur durch Neutronenanlagerung aufgebaut werden, da das Coulombpotential auch die endotherme Fusion verhindert •  große Neutronenflüsse sind nötig • diese finden sich in • - roten Riesensternen (s-Prozess) • - in Supernovaexplosionen (r-Prozess)

26. Nukleosynthese S-Prozess • langsamer (slow) Netroneneinfang • Zeit des b-Zerfall muss sehr viel größer sein, als die Zeit eines weiteren Neutronenenfangs • Ausgangspunkte sind Saatkerne wie 56Fe • dieser fängt Neutronen ein 59Fe und zerfällt über den b-Zerfall zu 59Co • dieser Prozess wiederholt sich • der Prozess bewegt sich entlang des Stabilitättals

27. Nukleosynthese

28. Nukleosynthese Neutronenquellen beim He-Brennen: beim O-Brennen:

29. Nukleosynthese Ort des S-Prozess: rote Riesensterne

30. Nukleosynthese • durch Vermischung gelangen schwere Atome in die He- und O-Brennzonen • Kerne bis zur a Instabilität können so aufgebaut werden (209Bi) • Prozesskette kann jedoch schon früher abbrechen, sobald sich die b-Zerfallsrate und die Neutroneneinfangrate die Wage halten • Häufigkeitsverteilung der Elemente lässt sich allein mit diesem Prozess nicht beschreiben (z.B. 238U) • mindestens ein weiterer Prozess ist für die vollständige Beschreibung nötig

31. Nukleosynthese solare Häufigkeit

32. Nukleosynthese bildet man die Differenz aus der theoretischen Verteilung der Elemente des s-Prozess und der gemessenen Verteilung, so erhält man folgendes Resultat

33. Nukleosynthese • die fehlenden Atome können nur über eine sehr große Anreicherung von Neutronen gebildet werden • dieser r-Prozess (rapid) benötigt somit einen extrem hohen Neutronenfluss um den b-Zerfall ausgleichen zu können • der Kern wird mit Neutronen angereichert (20-30 Neutronen) bis die er die „neutron drip line“erreicht hat. Durch spontane Emission von Neutronen verweilt der Kern in dieser Warteposition, bis er durch den b-Zerfall abgebaut wird. • solche Neutronendichten (1024 cm-3) werden durch - Photodesintegration im Kern - explosives He- und O-Brennen erreicht • Allgemein treten solche Ereignisse bei Supernovaexplosionen ein

34. Nukleosynthese

35. Nukleosynthese

36. Nukleosynthese

37. Nukleosynthese • gemessene Häufigkeitsverteilung der Elemente können sehr gut berechnet werden • für sehr protonenreiche Elemente geben die beiden Prozesse keine Erklärung • es existiert noch ein weiterer Prozess, welcher Protonen an schwere Kerne anlagert p-Prozess • dieser Prozess findet bei Supernovaexplosionen statt.

38. Nukleosynthese