Kernfusion
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Deuterium und Tritium verschmelzen zu einem Heliumkern unter Freisetzung eines Neutrons.
Diese Reaktion wird als Quelle für schnelle Neutronen genutzt; die Energie beider Reaktionsprodukte kann zur Energiegewinnung in einem Kernfusionsreaktor dienen. Diese Fusionsreaktion findet außerdem in Wasserstoffbomben statt.
Kernfusion bezeichnet eine Kernreaktion, bei der zwei Atomkerne zu einem neuen Kern „verschmelzen“.
Grundsätzlich kann diese Reaktion exotherm (Energie liefernd) oder endotherm (Energie verbrauchend) sein; nennenswert große Wirkungsquerschnitte (Wahrscheinlichkeit, dass die zusammenstoßenden Kerne miteinander reagieren) gibt es nur bei exothermen Fusionsreaktionen oder bei endothermen Reaktionen, wenn beide Kerne mit ausreichend Energie aufeinanderprallen. Exotherme Fusionsreaktionen können in Form einer energetischen Kettenreaktion ablaufen. Diese sind wesentlicher Gegenstand der Forschung und Entwicklung zur Energiegewinnung.
Bei der Kernfusion muss zunächst die Coulombbarriere (elektrische Abstoßungskraft) zwischen den positiv geladenen Kernen überwunden werden. Der Tunneleffekt macht diesen Vorgang wahrscheinlicher. Beträgt der Abstand dann nur noch 10-15 m, bindet die starke Wechselwirkung die Kerne aneinander.
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[Bearbeiten] 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 frei (als kinetische Energie der Reaktionsprodukte und als Strahlungsenergie). Solche exothermen Fusionsreaktionen sind nur im Gebiet der leichten Kerne möglich, da die Bindungsenergie pro Nukleon mit steigender Massenzahl bis hin zum Element Eisen (58Fe) zunimmt. Ein starkes lokales Maximum hat sie beim Nuklid Helium-4. Die für die Fusionsenergiegewinnung günstigsten Reaktionen (siehe Kernfusionsreaktor) erzeugen daher He-4. Im Bild oben ist die am leichtesten einzuleitende dieser Reaktionen, D + T → 4He + n, dargestellt.
Die Bildung von 1 kg Helium mittels dieser Reaktion liefert eine Energie von rund 115 Millionen Kilowattstunden (115 Gigawattstunden) oder 14,126 Mio SKE. Dies würde bei idealer, vollständiger Umwandlung den gesamten deutschen Strombedarf von 2 Stunden decken.
[Bearbeiten] Stellare Kernfusion
Die Kernfusion ist die natürliche Energiequelle von Sternen, so wie auch bei dem bekanntesten Stern, der Sonne. In den meisten Sternen verschmelzen dabei Wasserstoff-Isotope über mehrere Zwischenschritte zu Helium (auch „Wasserstoffbrennen“ genannt), bei dem in diesen Sternen herrschenden Druck liegt die dafür nötige Temperatur bei etwa 10 Millionen Grad Celsius.
Reaktionen (Auswahl):
(größter Wirkungsquerschnitt)
Der am besten untersuchte Stern ist naturgemäß die Sonne. So findet in der Sonne u.a. die Proton-Proton-Reaktion statt, eine Folge von Reaktionen, bei der ebenfalls Helium-4 mit entsprechendem Energiegewinn entsteht. Zudem findet in der Sonne ein durch Kohlenstoff katalysierter Fusionszyklus statt, der Bethe-Weizsäcker-Zyklus, der etwa 1,6 Prozent der Energieproduktion der Sonne ausmacht.
Die für die Fusion notwendige Temperatur hängt unter anderem vom Druck ab. So liegt die für die Wasserstofffusion nötige Temperatur auf der Erde bei etwa 100 Millionen Kelvin, da hier kein solcher Druck wie der in der Sonne herrschende Gravitationsdruck erzeugt werden kann.
Wenn der Wasserstoff eines Sterns aufgebraucht und in Helium umgeformt ist, kommt die Energie aus der Fusion von Helium oder noch schwereren Atomkernen. Diese Fusionen liefern weniger Energie und benötigen höhere Fusionstemperaturen. Größere Sterne können mit ihrer Masse auch einen stärkeren Gravitationsdruck erzeugen, wodurch am Ende auch schwerere Elemente durch Fusion entstehen (bis zum Eisen, Massenzahl 56). Elemente mit noch größeren Massenzahlen 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).
Die Wasserstofffusion ist die am häufigsten auftretende natürliche Fusion bei Sternen. Sie wirkt zumindest für einen Teil der Sternlebenszeit der Gravitationskraft entgegen und stabilisiert damit den Stern. Wasserstoffbrennende Sterne befinden sich auf der Hauptreihe. Der mindestens benötigte Druck für die Wasserstofffusion wird bei einer der Sonne ähnlichen Zusammensetzung bei einer Masse von etwa 0,07 Sonnen- oder 75 Jupitermassen (ca. 1,39·1029 bis 1,42·1029 kg) erreicht, ab dieser Mindestmasse entsteht ein klassischer Stern. Die Massengrenze ist jedoch von der Metallizität abhängig und liegt für eine Metallizität von null – das heißt, bei Objekten aus der Anfangsphase des Universums – bei etwa 90 Jupitermassen.
Die Mindestmasse um den Druck für die Deuteriumfusion aufzubauen liegt bei 13 Jupitermassen. Dabei verschmelzen jeweils ein Deuterium-Kern und ein Proton zu einem 3Helium-Kern. Solche substellaren Objekte, welche über der Massegrenze der natürlichen Deuteriumfusion, aber unter der Massegrenze der natürlichen Wasserstofffusion liegen, werden als Braune Zwerge bezeichnet.
Eine weitere natürliche Kernfusion in stellaren Objekten ist die Lithiumfusion, bei der ab etwa 65 Jupitermassen und Kerntemperaturen über 2 Millionen Kelvin ein 7Lithium-Kern mit einem Proton reagiert. Diese Fusionsprozesse laufen sowohl in Sternen sowie auch in den massereicheren der Braunen Zwerge ab.
[Bearbeiten] Anwendungen
[Bearbeiten] 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.
[Bearbeiten] Waffen
Unkontrollierte Fusions-Kettenreaktionen laufen in Kernwaffen (Wasserstoffbombe) ab. Dabei kann, je nach Größe der Bombe, die vieltausendfache Sprengkraft der Hiroshima-Bombe (Little Boy, ca. 18 Kilotonnen TNT) freigesetzt werden. 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 Fusions-Booster oder als mehrstufiges Design mit eigenen Kernfusions-Stufen ausgeführt. Insbesondere bewirken die bei der Kernfusion erzeugten schnellen Neutronen weitere Kernspaltungen in der Uran- oder Plutonium-Ladung bzw. -Mantel. Insgesamt erhöht sich so die Zündsicherheit der Bombe bei gleichzeitig reduziertem Gewicht.
[Bearbeiten] Energiegewinnung
Hauptartikel: Kernfusionsreaktor
In einem Kernfusionsreaktor könnten hohe Energiemengen erzeugt werden, wobei die benötigten Brennstoffe (Wasserstoffisotope) auf lange Sicht in fast beliebiger Menge zur Verfügung stehen. Im Gegensatz zu der Kernspaltung bei der schwere Kerne gespalten werden und hochradioaktive Spaltbruchstücke zurück bleiben, werden bei der Kernfusion leichte Kerne fusioniert. Radioaktiver Abfall entsteht auch bei der Kernfusion durch Neutronenstrahlung, jedoch sind die Halbwertszeiten niedriger als bei der Kernspaltung.
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, auch Trägheitsfusion genannt. Dabei wird eine kleine Menge Wasserstoff mittels Laser- oder Ionenstrahlen so schnell, so stark erhitzt, dass Kernfusionsreaktionen ablaufen, bevor das Material wegen der Hitze auseinander geflogen ist. Diese Programme dienen weniger der Entwicklung großtechnischer Energiegewinnung, sondern der Grundlagenforschung am Fusionsplasma und vor allem dem Ersatz der früheren Kernwaffentests.
[Bearbeiten] Siehe auch
[Bearbeiten] Kontextrelevante Informationen
[Bearbeiten] Einzelnachweise
[Bearbeiten] Literatur
- Alexander M. Bradshaw, Thomas Hamacher: Kernfusion - Eine nachhaltige Energiequelle der Zukunft. Naturwissenschaftliche Rundschau 58(12), S. 629–637 (2005), ISSN 0028-1050
[Bearbeiten] Weblinks
- Kernfusion per Laser – Zusammenfassung, TV-Beitrag
- Der Traum von der Kernfusion – Artikel und TV-Beitrag, vom 23. März 2009
- Video
- Brauchen wir die Kernfusion?, Flash-Video aus der Fernsehsendung alpha-Centauri (JavaScript benötigt). 2. Februar 2003
