Wasserstoffbrennen

Mit Wasserstoffbrennen wird die Kernfusion von Protonen (d. h. von Atomkernen des häufigsten Isotops ¹H des Wasserstoffs) zu Helium im Inneren von Sternen (oder, im Fall einer Nova, auf der Oberfläche eines weißen Zwergs) bezeichnet, also mit anderen Worten die stellare Wasserstofffusion. Diese Reaktion stellt in normalen Sternen während des Großteils ihres Lebenszyklus die wesentliche Energiequelle dar. Alle Sterne der Hauptreihe beziehen ihre Energie aus dem Wasserstoffbrennen. Trotz der Bezeichnung handelt es sich nicht um eine Verbrennung im Sinne der chemischen Redoxreaktion, eine solche setzt um Größenordnungen weniger Energie frei.

Das Wasserstoffbrennen verläuft in mehreren Schritten entlang verschiedener Reaktionsketten. Die Energie- und Teilchenbilanz all dieser Prozesse ist jedoch dieselbe:

${\displaystyle \mathrm {4{}_{1}^{1}H\longrightarrow {}_{2}^{4}He+2e^{+}+2\nu _{e}+26{,}731\;MeV} }$.

Bei der Fusion von vier Protonen entstehen also neben dem Heliumkern zwei Positronen und zwei Elektron-Neutrinos. Alle anderen beteiligten Teilchen sind sowohl im Anfangs-, als auch im Endzustand vorhanden.^[1] Die frei werdende Energie von 26,731 MeV^[2] entspricht dem Massendefekt. Dieser Massendefekt ist der mit Abstand größte aller Fusionsreaktionen und somit bezüglich der Energie am ergiebigsten; die nächste Stufe stellarer Fusionsreaktionen, das Heliumbrennen, setzt pro erzeugtem Kohlenstoffkern nur noch etwa ein Zehntel davon frei.

1. ↑ Bradley W. Carroll, Dale A. Ostlie: An introduction to modern astrophysics. 2nd ed., Pearson new International ed. Pearson, Harlow 2014, ISBN 978-1-292-02293-2, S. 399. 
2. ↑ Christian Iliadis: Nuclear Physics of Stars. 2. Auflage. Wiley-VCH, Weinheim 2015, ISBN 978-3-527-33648-7, S. 353 (englisch).