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 Energiequelle aller Sterne und die Ursache ihres Leuchtens über 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. Massereichere Sterne nutzen den CNO-Zyklus, bei dem Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff als Katalysatoren wirken.

Im Laufe seines Lebens fusioniert ein Stern Schicht für Schicht immer schwerere Elemente - von Wasserstoff über Helium, Kohlenstoff, Neon, Sauerstoff bis zu Silizium. Bei Eisen endet die Energiegewinnung durch Fusion, da Eisen den stabilsten Kern besitzt. Der Kollaps des Eisenkerns führt bei massereichen Sternen zur Supernova. Fusionsreaktionen sind damit nicht nur Energiequellen, sondern auch die kosmischen Schmelzöfen, in denen die meisten Elemente des Periodensystems entstanden sind.