Kernfusion

Unter Kernfusion versteht man die Verschmelzung leichter Atomkerne zu schwereren Kernen. Eine Kernfusion erfolgt nur bei großem Druck und hoher Temperatur. Dabei wird Energie freigesetzt. Kernfusionen gehen ständig im Inneren der Sonne und anderer Sterne vor sich.

Kernfusion - eine spezielle Form der Energieumwandlung

Unter Kernfusion versteht man die Verschmelzung leichter Atomkerne zu schwereren Kernen. Eine Kernfusion erfolgt nur bei großem Druck und hoher Temperatur. Dabei wird Energie freigesetzt. Kernfusion ist eine spezielle Form der Kernumwandlung.
Kernfusionen gehen ständig im Inneren der Sonne und anderer Sterne vor sich. 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 besteht in Folgendem: 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 $E = m \cdot c^{2}$ einer Energie, die freigesetzt wird. Betrachten wir als Beispiel die Verschmelzung von Deuterium und Tritium. Sie erfolgt nach der folgenden Reaktionsgleichung:

$D_{1}^{2} + T_{1}^{3} \to H_{2}^{4} e + n_{0}^{1}$

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

$\begin{array}{l} E = m \cdot c^{2} \\ E = 0,018 \cdot 1,6605 \cdot 10^{- 27} kg \cdot {(3}^{\cdot 10^{8} \frac{m}{s}) 2} \\ E = 2,7 \cdot 10^{- 12} J \end{array}$

Bei einer großen Anzahl von Kernverschmelzungen, die im Inneren von Sternen vor sich geht, ist die frei werdende Energie entsprechend groß.

Energiefreisetzung in der Sonne

Im Inneren der Sonne erfolgt ständig Kernfusion. Sie ist die Quelle der Sonnenenergie. Dabei entsteht aus Wasserstoff Helium. Deshalb wird dieser Vorgang auch als Heliumsynthese oder als Proton-Proton-Zyklus 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 $10^{16} Pascal und eine Dichte von 160 \frac{g}{{cm}^{3}}$ . Das sind die Bedingungen, unter denen Kernfusion vor sich geht. Die wichtigsten Teilprozesse sind vereinfacht in Bild 2 dargestellt.

Zwei Wasserstoffkerne verschmelzen zu Deuterium. Dabei wird Energie freigesetzt und es werden Positronen abgestrahlt. Anschließend erfolgt die Verschmelzung zu einem Helium-3-Kern, wobei wieder Energie frei wird. Schließlich verschmelzen zwei Helium-3-Kerne zu Helium-4, wobei zwei Protonen (Wasserstoffkerne) entstehen und wiederum Energie frei wird.

Bei dem gesamten Prozess wird eine Energie von $4,2 \cdot 10^{- 12} J$
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 $3,8 \cdot 10^{26} J$ .

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 Wasserstoffvorrates verbraucht. Der gegenwärtig vorhandene Wasserstoff reicht allerdings noch einige Milliarden Jahre.

In massereichen Sternen setzt dann, wenn kaum nach Wasserstoff vorhanden ist, die Fusion von Helium ein. Auch bei Stickstoff, Sauerstoff und Silicium ist eine Kernfusion möglich und tritt bei älteren Sternen auch auf. Energie wird allerdings nur frei bis zur Fusion von Eisen. Jenseits des Eisens ist die Energiebilanz der Fusionsreaktionen nicht mehr positiv, sondern negativ. Der Umgebung wird dann also Energie entzogen.

Gesteuerte und ungesteuerte Kernfusion

Die Kernfusion in Sternen verläuft über lange Zeiträume kontinuierlich in gleichem Umfange. Sie steuert sich selbst und kann insofern als eine gesteuerte Kernfusion angesehen werden.
Die Realisierung einer gesteuerten Kernfusion auf der Erde ist bisher nicht gelungen. An diesem Problem wird aber intensiv geforscht. Eine ungesteuerte Kernfusion, bei der die Kernenergie schlagartig freigesetzt wird, erfolgt bei Wasserstoffbomben.