Kernfusion

Kernfusion – eine spezielle Form der Energieumwandlung

Eine Kernfusion erfolgt nur bei großem Druck und hoher Temperatur. Kernfusion ist eine spezielle Form der Kernumwandlung .
Durch Kernfusion entsteht somit die Energie, die wir als Strahlungsenergie von der Sonne erhalten und ohne die auf der Erde kein Leben existieren würde.

Ursache für die Energiefreisetzung

Die Ursache für die Energiefreisetzung und dem daraus resultierendem Massendefekt liegt in der sehr großen Kernbindungsenergie zwischen den bei der Fusion zusammen kommenden Nukleonen. Die Masse der Ausgangskerne ist größer als die Masse der entstehenden Kerne einschließlich der frei werdenden Neutronen. Es tritt ein Massendefekt auf. Die Verringerung der Masse entspricht nach der von ALBERT EINSTEIN (1879-1955) im Jahr 1905 entdeckten Beziehung einer Energie$E=m\cdot c^2$, die freigesetzt wird. Betrachten wir als Beispiel die Verschmelzung von Deuterium und Tritium. Dabei entsteht Helium (Bild 1). Sie erfolgt nach der folgenden Reaktionsgleichung:

${}_1{}^2\text{D}\text{+}{}_{\text{1}}{}^{\text{3}}\text{T}\to {}_{\text{2}}{}^{\text{4}}\text{H}\text{e +}{}_{\text{0}}{}^{\text{1}}\text{n}$

Bei diesem Prozess tritt ein Massendefekt von $\Delta m=\mathrm{0,018}\cdot u$ auf. Die Größe u ist die atomare Masseeinheit. Daraus ergibt sich als frei werdende Energie:

$\begin{array}{l}E=m\cdot c^2\\ E=\mathrm{0,018}\cdot \mathrm{1,6605}\cdot {10}^{-27}\text{kg}\cdot {\text{(3}}^{\cdot }\\ E=\mathrm{2,7}\cdot {10}^{-12}\text{J}\end{array}$

Bei einer großen Anzahl von Kernverschmelzungen, die im Inneren von Sternen vor sich geht, ist die frei werdende Energie entsprechend groß. Diese Fusionsprozesse sind aber nur möglich bei sehr hohen Temperaturen zwischen 10 bis 100 Millionen Grad. Deshalb werden diese Reaktionen auch als thermonukleare Reaktion bezeichnet.

Energiefreisetzung in der Sonne

Im Inneren der Sonne erfolg ständig Kernfusion . Sie ist die Quelle der Sonnenenergie. Dabei entsteht aus Wasserstoff Helium. Deshalb wird dieser Vorgang auch als Heliumsynthese bezeichnet.
Die Sonne ist eine riesige Gaskugel, die gegenwärtig zu etwa 73 % aus Wasserstoff und zu etwa 25 % aus Helium besteht. Im Kern herrschen Temperaturen von etwa 15 Millionen Kelvin, ein Druck von etwa ${10}^{16}\text{Pascal und eine Dichte von 160}\frac{\text{g}}{{\text{cm}}^{\text{3}}}$. Das sind die Bedingungen, unter denen Kernfusion vor sich geht. Zwei Wasserstoffkerne verschmelzen zu Deuterium. Dabei wird Energie freigesetzt und es werden Positronen abgestrahlt. Anschließend erfolgt die Verschmelzung mit einem Tritium-3-Kern zu Helium, wobei Energie und ein Neutron frei werden.
Bei dem gesamten Prozess wird eine Energie von $\mathrm{4,2}\cdot {10}^{-12}\text{J}$
freigesetzt. In der Sonne gehen in jeder Sekunde viele Milliarden solcher Prozesse vor sich. In einer Sekunde verschmelzen 567 Mio. Tonnen Wasserstoff zu 562,8 Mio. Tonnen Helium. Damit tritt bei der Sonne in jeder Sekunde ein Massendefekt von 4,2 Mio. Tonnen auf. Das bedeutet: Die Sonne wird in jeder Sekunde 4,2 Millionen Tonnen leichter.

Diesem Massendefekt entspricht eine Energie von $\mathrm{3,8}\cdot {10}^{26}\text{J}$.

Diese Energie gibt die Sonne in jeder Sekunde an den sie umgebenden Weltraum ab. Ein Teil davon gelangt zur Erde.
Bis jetzt hat die Sonne etwa 1/3 ihres Wasserstoffvorrats verbraucht. Der gegenwärtig vorhandene Wasserstoff reicht allerdings noch einige Milliarden Jahre.

In massereichen Sternen setzt dann, wenn im Inneren genügend hohe Temperaturen erreicht werden, die Fusion von Helium ein. Auch bei Stickstoff, Sauerstoff und Silizium ist eine Kernfusion möglich und tritt bei älteren Sternen, die im Inneren heiß genug werden, auch auf. Energie wird allerdings nur frei bis zur Bildung von Eisen. Jenseits des Eisens sind die Fusionsreaktionen nicht mehr exergonisch, sondern endergonisch. Der Umgebung wird dann also Energie entzogen.

Gesteuerte und ungesteuerte Kernfusion

Die technische Realisierung einer gesteuerten Kernfusion auf der Erde ist bisher nicht gelungen. An diesem Problem wird aber intensiv geforscht. Bei einer ungesteuerte Kernfusion, wird die Kernenergie schlagartig freigesetzt.
Praktisch ist die Kernfusion erstmals 1952 in der Wasserstoffbombe erprobt worden. Dabei wird eine Mischung aus Deuterium und Tritium mit einer Atombombe, die nach dem Prinzip der Kernspaltung funktioniert, umkleidet. Diese äußere Atombombe wird zuerst gezündet und liefert dadurch die für die Kernfusion notwendigen hohen Temperaturen, wodurch im zweiten Schritt die eigentliche Wasserstoffbombe gezündet wird.

Prinzipiell sind Kernfusionsreaktionen zur Energiegewinnung aus verschiedenen Gründen interessant. Der mögliche Energiegewinn pro mol eingesetzten Stoffs ist größer als bei Kernspaltungsreaktionen. Im Gegensatz zu spaltbarem Material sind die Rohstoffe für Fusionsprozesse in beliebiger Menge vorhanden, z. B. Wasserstoff, Helium. Ein weiterer Vorteil ist, dass die entstehenden Produkte nicht radioaktiv sind, das heißt, das Problem der Beseitigung radioaktiver Abfälle existiert nicht. Jedoch sind Fusionsprozesse wegen der notwendigen hohen Temperatur bisher technisch nicht beherrschbar.

Zudem ist das Behältermaterial einem sehr intensiven Neutronenbeschuss ausgesetzt. Das kann einerseits zu einer Verschlechterung von Stoffeigenschaften (z. B. Festigkeit) führen, zum anderen entstehen dabei in dem Material infolge künstlicher Kernumwandlung radioaktive Nuklide.