Kernfusion
Beispiel für eine Fusionsreaktion:
Deuterium und Tritium verschmelzen zu einem Heliumkern unter Freisetzung eines Neutrons. Diese Fusionsreaktion
– ist eine Quelle für schnelle Neutronen;
– läuft in Wasserstoffbomben unkontrolliert ab;
– soll in Kernfusionsreaktoren zur Stromerzeugung kontrolliert ablaufen.

Die Kernfusion ist eine Kernreaktion, bei der zwei Atomkerne zu einem neuen Kern „verschmelzen“. Die Kernfusion ist Ursache dafür, dass die Sonne und andere Sterne Energie abstrahlen.

Von entscheidender Bedeutung für das Zustandekommen einer Fusion ist der Wirkungsquerschnitt, das Maß für die Wahrscheinlichkeit, dass die zusammenstoßenden Kerne miteinander reagieren. Ausreichend große Wirkungsquerschnitte liegen nur dann vor, wenn die beiden Kerne mit hoher Energie aufeinander prallen. Die ist nötig, um die Coulombbarriere, die elektrische Abstoßung zwischen den positiv geladenen Kernen zu überwinden. Allerdings ist der Wirkungsquerschnitt auch bei kleiner Stoßenergie wegen des Tunneleffekts nicht gleich Null. Erreichen die Kerne einen Abstand von nur noch etwa 10−15 m voneinander, bindet sie die starke Wechselwirkung aneinander, die Kerne haben fusioniert.

Fusionsreaktionen können exotherm (Energie abgebend) oder endotherm (Energie aufnehmend) sein. Exotherme Fusionsreaktionen können in Form einer energetischen Kettenreaktion ablaufen. Dies ist Gegenstand der aktuellen Forschung und Entwicklung. Das Ziel ist die Nutzbarmachung der Kernfusion zum Zwecke der Stromerzeugung.

Inhaltsverzeichnis

Erforschung der Kernfusion

Eine kernfusionsartige Kernreaktion wurde noch vor der Kernspaltung durch den Physiker Ernest Rutherford im Jahre 1919 entdeckt, als er Stickstoff durch Beschuss mit Alphateilchen in Sauerstoff umwandelte. Dieser Prozess stand im Widerspruch zu klassischen Theorien. Es dauerte bis zum Jahr 1928, bis ihn George Gamow auf Basis der neuen Quantenmechanik mit dem „Tunneleffekt“ erklären konnte. Parallel dazu wurde die Kernfusion von Astrophysikern als mögliche Energiequelle von Sternen vorgeschlagen. Da aus spektroskopischen Beobachtungen bekannt war, dass Sterne zum Großteil aus Wasserstoff bestehen, kam hier die Verschmelzung zweier Wasserstoffkerne zu einem Heliumkern in Betracht, ein Prozess, den Rutherford im Jahre 1934 erstmals durch die Fusion der Wasserstoffisotope Deuterium und Tritium zu Helium künstlich im Labor durchführen konnte.

Die Idee, Kernfusion technisch in Form einer energetischen Kettenreaktion zu nutzen, wurde zuerst mit dem Ziel der militärischen Waffenentwicklung verfolgt. Die Fusionsforschung fand daher in den Jahrzehnten um den Zweiten Weltkrieg im Geheimen statt. Nachdem nach den USA (1945) auch die Sowjetunion 1949 über eine eigene auf Kernspaltung beruhende Atombombe verfügte, entwickelten der Physiker Edward Teller und der Mathematiker Stanislaw Ulam in den USA ein Konzept zum Bau einer Fusionsbombe, der Wasserstoffbombe, die eine wesentlich höhere Sprengkraft versprach. Dies führte am 1. November 1952 zur Zündung der ersten Wasserstoffbombe Ivy Mike im Eniwetok-Atoll. Dies war der erste Nachweis, dass auch auf der Erde große Energiemengen künstlich durch Kernfusion freigesetzt werden können.

Energiebilanz

Ist die Masse der bei der Fusion entstandenen Kerne/Teilchen geringer als die Summe der Masse der Ausgangskerne, wird die Massendifferenz Δm (der sogenannte Massendefekt) nach der von Einstein stammenden Masse-Energie-Äquivalenzformel E = Δmc2 in Form von Energie freigesetzt (als kinetische Energie der Reaktionsprodukte und als Strahlungsenergie). Massendefekte und somit exotherme Fusionsreaktionen treten nur bei der Verschmelzung leichter Kerne auf, da die Bindungsenergie pro Nukleon mit steigender Massenzahl nur bis zur Bildung des Elements Eisen (58Fe) zunimmt. Sehr groß ist sie jedoch bei Helium-4 erzeugenden Reaktionen, die sich somit für die Freisetzung von Fusionsenergie besonders eignen. Für die am leichtesten einzuleitende dieser oben im Bild dargestellten Reaktionen, 2H + 3H → 4He + n, werden technische Verfahren entwickelt (siehe Kernfusionsreaktor), um aus der dabei freisetzbaren Energie Strom zu erzeugen.

Die Umsetzung von 1 kg Deuterium-Tritium-Gemisch im Kernfusionsreaktor liefert eine thermische Energie von rund 100 Millionen Kilowattstunden (100 Gigawattstunden, GWh) oder 12,3 Mio kg SKE. Bei einem angenommenen Wirkungsgrad eines Fusionskraftwerkes von 35 % (vergleichbar einem heutigen KKW) entspricht das einer elektrischen Energie von 35 GWh. Deutschland benötigte im Jahr 2009 etwa 580 TWh (Terawattstunden) elektrische Energie. Um Deutschland mit elektrischer Energie zu versorgen, würde im Durchschnitt die Fusion eines Deuterium-Tritium-Gemischs von 45 kg pro Tag oder knapp 2 kg pro Stunde ausreichen.

Stellare Kernfusion

Die in Sternen freigesetzte Energie stammt im Wesentlichen aus natürlich ablaufenden Kernfusionen. Bei den Hauptreihe-Sternen – so auch in unserer Sonne, dem am besten untersuchten Stern – ist die häufigste die Wasserstofffusion (auch „Wasserstoffbrennen“ genannt). Solange sie abläuft, wirkt sie der Gravitationskraft entgegen und stabilisiert damit den Stern für diesen größten Teil seiner Lebenszeit. Dabei verschmelzen Wasserstoff-Isotope über mehrere Zwischenschritte unter entsprechender Energiefreisetzung zu Helium. Reaktionen (Auswahl):

  • {}^2\mathrm{H} + {}^3\mathrm{H} \,\rightarrow\, {}^4\mathrm{He} + {}^1\mathrm{n} + 17{,}588\,\mathrm{MeV} (größter Wirkungsquerschnitt)
  • {}^2\mathrm{H} + {}^2\mathrm{H} \,\rightarrow\, {}^3\mathrm{He} + {}^1\mathrm{n} + 3{,}268\,\mathrm{MeV}
  • {}^2\mathrm{H} + {}^2\mathrm{H} \,\rightarrow\, {}^3\mathrm{H} + {}^1\mathrm{p} + 4{,}03\,\mathrm{MeV}
  • {}^2\mathrm{H} + {}^3\mathrm{He} \,\rightarrow\, {}^4\mathrm{He} + {}^1\mathrm{p} + 18{,}34\,\mathrm{MeV}

Wasserstoffbrennen findet in unserer Sonne sowohl über die Proton-Proton-Reaktion als auch über den durch Kohlenstoff katalysierten Bethe-Weizsäcker-Zyklus statt, der aber nur etwa 1,6 Prozent der gesamten Energie freisetzt.

Die für diese Fusionen notwendige Temperatur hängt unter anderem vom Druck ab. Bei dem in diesen Sternen herrschenden Druck liegt die zur Wasserstofffusion nötige Temperatur bei etwa 10 Millionen °C, auf der Erde jedoch bei etwa 100 Millionen °C, da hier kein solcher Druck wie der in der Sonne herrschende Gravitationsdruck erzeugt werden kann. Außerdem ist bei diesen Bedingungen die Leistung der vorgenannten Kernfusionen pro Volumeneinheit viel zu niedrig, um sie auf der Erde technisch nutzen zu können.

Der für die Wasserstofffusion mindestens im Sternzentrum benötigte Druck wird bei einer der Sonne ähnlichen Zusammensetzung erst bei einer Masse von etwa 0,07 Sonnen- oder 75 Jupitermassen (ca. 1,39·1029 bis 1,42·1029 kg) erreicht. Diese Massengrenze ist jedoch zusätzlich von der Metallizität abhängig und liegt für eine Metallizität von null – das heißt, bei fast nur aus Wasserstoff bestehenden Objekten aus der Anfangsphase des Universums – bei etwa 90 Jupitermassen. Werden diese Mindestmassen überschritten, entsteht Wasserstoffbrennen und somit ein klassischer Stern.

Um den Druck für die Deuteriumfusion aufzubauen, genügt schon eine Mindestmasse von 13 Jupitermassen. Dabei verschmelzen jeweils ein Deuterium-Kern und ein Proton zu einem Helium-3-Kern. Solche zwischen der Massengrenze für die natürliche Deuteriumfusion und die natürliche Wasserstofffusion liegende substellaren Objekte werden als Braune Zwerge bezeichnet.

Wenn der Wasserstoff eines Hauptreihensterns aufgebraucht und in Helium umgeformt ist, beginnt die Fusion von Helium. Größere Sterne erzeugen infolge ihrer Masse auch einen stärkeren Gravitationsdruck, wodurch am Ende auch schwerere Elemente durch Fusion entstehen (bis zum Eisen, Massenzahl 56). Diese Fusionen liefern immer weniger Energie und benötigen immer höhere Fusionstemperaturen. Elemente mit noch größeren Massenzahlen als 56 können hingegen nicht mehr auf diese Weise entstehen, da solche Fusionen endotherm sind, d. h. weniger Energie liefern, als sie für ihre eigene Erhaltung benötigen. Sie werden durch Neutronen- (s- und r-Prozess) und Protonenanlagerung (p-Prozess) gebildet (siehe Supernova, Kernkollaps).

Eine weitere natürliche Kernfusion in stellaren Objekten ist die Lithiumfusion, bei der ab etwa 65 Jupitermassen und Kerntemperaturen über 2 Millionen Kelvin ein Lithium-7-Kern mit einem Proton reagiert. Diese Fusionsprozesse laufen sowohl in Sternen sowie in massereicheren Braunen Zwergen ab.

Technische Anwendungen

Physikalische Forschung, Neutronenquellen

Fusionsreaktionen ohne Kettenreaktionseffekt, d. h. ohne dass die Reaktionsprodukte durch Stöße weitere Kerne zur Fusion bringen, lassen sich wie andere Kernreaktionen mittels Teilchenbeschleunigern im Labor zu physikalischen Forschungszwecken durchführen. Die oben genannte Deuterium-Tritium-Reaktion wird so zur Erzeugung schneller freier Neutronen verwendet. Auch der Farnsworth-Hirsch-Fusor ist eine Quelle freier Neutronen für Forschungs- und technische Zwecke.

Waffen

In Wasserstoffbomben laufen die Kettenreaktionen unkontrolliert ab. Dabei kann, je nach Größe der Bombe, die vieltausendfache Sprengkraft der Hiroshima-Bombe Little Boy freigesetzt werden, die eine Sprengkraft von ca. 13–18 Kilotonnen TNT hatte. Die größte je getestete Wasserstoffbombe, die Zar-Bombe, erreichte eine Sprengkraft von 57 Megatonnen TNT. Aber auch Atombomben mit einer Sprengkraft im Kilotonnen-Bereich werden heute regelmäßig mit einem Fusions-Booster oder mit Kernfusions-Stufen ausgeführt. Die bei der Kernfusion erzeugten schnellen Neutronen bewirken weitere Kernspaltungen des Urans oder Plutoniums in der Ladung bzw. im Mantel. Insgesamt erhöht sich so die Zündsicherheit der Bombe und ihr Gewicht reduziert sich bei gleicher Sprengkraft.

Kernfusionsreaktoren

Hauptartikel: Kernfusionsreaktor

Gelänge es, die Kernfusion technisch in den Griff zu bekommen, könnten in einem Kernfusionsreaktor sehr hohe Energiemengen freigesetzt werden. Die benötigten Brennstoffe, die Wasserstoffisotope Deuterium und Tritium stünden auf lange Sicht in beliebiger Menge zur Verfügung. Im Gegensatz zur Kernspaltung, bei der schwere Kerne gespalten werden und radioaktive Spaltprodukte zurück bleiben, werden bei der Kernfusion leichte Kerne zu stabilen Endprodukten, insbesondere zu Helium verschmolzen. Durch Neutronenaktivierung der Reaktormaterialien entstehen geringe Mengen radioaktiven Abfalls. Menge und Gefährlichkeit des radioaktiven Abfalls sind dabei weitaus geringer als bei einem konventionellen Kernkraftwerk. Um die Umweltbelastung durch radioaktive Abfälle möglichst gering zu halten, sollen darüber hinaus nur solche Materialien Verwendung finden, die zu stabilen Nukliden oder solchen mit kurzen Halbwertszeiten umgewandelt werden.

Zur Nutzung der Deuterium-Tritium-Reaktion als Energiequelle werden in internationaler Zusammenarbeit Kernfusionsreaktoren mit magnetischem Einschluss des Plasmas nach dem Tokamak- und auch dem Stellarator-Prinzip entwickelt (siehe auch Fusion mittels magnetischen Einschlusses und ITER).

Daneben gibt es Entwicklungsprogramme für die Fusion mit Trägheitseinschluss, kurz Trägheitsfusion genannt. Dabei wird eine kleine Menge Wasserstoff mittels Laser- oder Ionenstrahlen so schnell und stark komprimiert und erhitzt, dass Kernfusionsreaktionen ablaufen, bevor das Material wegen der Hitze auseinander geflogen ist. Diese Programme dienen weniger der Entwicklung großtechnischer Fusionsreaktoren als vielmehr der Grundlagenforschung am Fusionsplasma und vor allem dem Ersatz der früheren Kernwaffentests.

Siehe auch

Literatur

  • Alexander M. Bradshaw, Thomas Hamacher: Kernfusion – Eine nachhaltige Energiequelle der Zukunft. Naturwissenschaftliche Rundschau 58(12), S. 629–637 (2005), ISSN 0028-1050

Weblinks

Wiktionary Wiktionary: Kernfusion – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen
 Commons: Kernfusion – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

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Synonyme:

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