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Kernfusion

Kernfusion bezeichnet eine Kernreaktion, bei der zwei Atomkerne zu einem neuen Kern „verschmelzen“.

Grundsätzlich kann diese Reaktion exotherm (energieliefernd) oder endotherm (energieverbrauchend) 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.

Inhaltsverzeichnis

Energiebilanz

Ist die Masse der bei der Fusion entstandenen Kerne/Teilchen geringer als die Summe der Masse der Ausgangskerne, wird die Massendifferenz (der sogenannte Massendefekt) nach der Einsteinschen Masse-Energie-Äquivalenzformel E=m·c2 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 etwa 60 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). Dies würde bei idealer, vollständiger Umwandlung den gesamten deutschen Strombedarf von 2 Stunden decken.

Kernfusion in Gestirnen

Kernfusionen sind die Energiequelle der Sterne, also auch unserer Sonne. In den meisten Sternen fusioniert dabei Wasserstoff über mehrere Zwischenschritte zu Helium („Wasserstoffbrennen“); bei dem in diesen Sternen herrschenden Druck liegt die dafür nötige Temperatur bei etwa 10 Millionen °C.

Reaktionen (Auswahl):

In der Sonne findet 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 % 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 °C, da hier kein solcher Druck wie der in der Sonne herrschende Gravitationsdruck erzeugt werden kann.

Wenn der Wasserstoff eines Sterns aufgebraucht und in Helium verwandelt 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 zur Massenzahl 56 (Eisen)). 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 benötigen. Sie werden durch Neutronen- (s- und r-Prozess) und Protonenanlagerung (p-Prozess) gebildet (siehe Supernova, Kernkollaps).

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

Ungesteuerte Fusions-Kettenreaktionen laufen in Kernwaffen (Wasserstoffbombe) ab. Während konventionelle Kernspaltungswaffen eine Sprengkraft von je nach Typ etwa 15-800 Kilotonnen TNT freisetzten (im Falle der Hiroshima-Bombe Little Boy etwa 18 kt), entfalteten Kernfusionswaffen oder H-Bomben Sprengkräfte bis zu ca. 57 Megatonnen TNT, also in etwa die viertausendfache Sprengkraft (Siehe Zar-Bombe). Zur Zündung der Fusions-Kettenreaktion befindet sich im Innern einer Wasserstoffbombe eine Kernspaltungsbombe, um eine genügend hohe Temperatur und Druck zu erreichen. Um die Uranbombe herum werden wasserstoffhaltige Verbindungen platziert, in denen die Fusions-Kettenreaktion erfolgt.

Zivile Energiegewinnung

In einem Kernfusionsreaktor könnten hohe Energiemengen erzeugt werden, wobei die benötigten Brennstoffe (Wasserstoffisotope) auf lange Sicht in fast beliebiger Menge zur Verfügung stehen. Eine Strahlenbelastung, vor allem durch Neutronen, tritt auf, jedoch deutlich niedriger als bei der Kernspaltung. Auch hier werden die Einwände der Technik diskutiert, etwa zu Risiken hinsichtlich Kernwaffenverbreitung.

Große Entwicklungslinien

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

Daneben gibt es kleinere Entwicklungsprogramme für die Fusion mit Trägheitseinschluss - vereinfacht gesagt, eine Zündung von Mikro-Wasserstoffbomben in einem Reaktorgefäß in rascher Folge mittels Laser- oder Ionenstrahlen; siehe Trägheitsfusion. Diese sind weniger auf die Entwicklung großtechnischer Energiegewinnung ausgerichtet, sondern mehr auf Grundlagenforschung .

Kalte Fusion

Als Kalte Fusion werden verschiedene Konzepte und Experimente bezeichnet, die Fusionskettenreaktionen beschreiben, die bei deutlich geringeren Temperaturen ablaufen. Bekannt wurde dieser Ansatz vor allem durch die Arbeit von Martin Fleischmann aus dem Jahr 1990. Die Ansätze sind teils nicht reproduzierbar nachgewiesen, teils steht die physikalische und technische Möglichkeit außer Zweifel, jedoch bei negativer oder umstrittener Gesamtenergiebilanz (z. B. die durch Kavitation ausgelöste Bläschenfusion).

Humor

Als Fusionskonstante wird mit scherzhaftem Unterton (ähnlich der Erdölkonstante) die Erscheinung bezeichnet, dass seit Jahrzehnten die technische Beherrschung der Kernfusion und entsprechende Energiegewinnung von der Gegenwart aus gerechnet für jeweils 30-40 Jahre in der Zukunft als möglich vorausgesagt wird[1].

Siehe auch

Einzelnachweise

  1. [1] Sonnenfeuer am Boden, Ulf von Rauchhaupt, DIE ZEIT 1999

Literatur

Video

Brauchen wir die Kernfusion? (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)


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