Fusionsreaktion

Fusionsreaktion bezeichnet in der Astrophysik den Prozess, bei dem leichte Atomkerne unter extremem Druck und extremer Temperatur zu schwereren Kernen verschmelzen und dabei Energie freisetzen. Dieser Prozess ist die Hauptenergiequelle der Sterne und die Ursache ihres Leuchtens über Millionen bis Milliarden von Jahren.

In sonnenähnlichen Sternen dominiert die Proton-Proton-Kette: Vier Wasserstoffkerne (Protonen) fusionieren schrittweise zu einem Heliumkern. Dabei werden rund 0,7 Prozent der ursprünglichen Masse gemäß Einsteins Gleichung E = mc² in Energie umgewandelt. Im Sonnenkern herrschen Temperaturen von rund 15 Millionen Kelvin und Drücke von etwa 250 Milliarden Atmosphären. In Sternen ab etwa 1,3 Sonnenmassen überwiegt der CNO-Zyklus, bei dem Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff als Katalysatoren wirken.

Massereiche Sterne ab etwa acht Sonnenmassen fusionieren im Laufe ihres Lebens immer schwerere Elemente - von Wasserstoff über Helium, Kohlenstoff, Neon und Sauerstoff bis zu Silizium, sonnenähnliche Sterne kommen nur bis Kohlenstoff und Sauerstoff. Bei Eisen endet die Energiegewinnung durch Fusion, da Kerne der Eisengruppe am stärksten gebunden sind. Der Kollaps des Eisenkerns führt bei massereichen Sternen zur Supernova. Fusionsreaktionen erzeugen damit die Elemente von Helium bis Eisen. Schwerere Elemente entstehen dagegen überwiegend durch Neutroneneinfang im s-Prozess in Riesensternen sowie im r-Prozess bei Supernovae und Neutronensternverschmelzungen.