Kernfusion

Kernfusion

Hast du schon einmal vom Sonnenfeuer gehört, das die Menschen auf der Erde entfachen wollen, und dich gefragt, was das bedeutet? Damit ist die Kernfusion gemeint. Sie ist der Energielieferant der Sonne und damit auch der Erde. Und Menschen forschen schon seit vielen Jahrzehnten daran, eine künstliche Sonne zu bauen, um damit Energie zu gewinnen. Wir wollen uns anschauen, wie das funktionieren soll. Aber dafür müssen wir zunächst eine grundlegende Frage klären: Was ist eine Kernfusion überhaupt?

Kernfusion – einfach erklärt

Äquivalenz von Masse und Energie

Wir beginnen mit Albert Einstein und einer sehr berühmten Formel, die auf den ersten Blick recht unscheinbar wirkt:

$E = m \cdot c^{2}$

Diese Formel entwickelte Albert Einstein im Rahmen der speziellen Relativitätstheorie. Sie beschreibt die Äquivalenz von Masse $m$ und Energie $E$, die über das Quadrat der konstanten Lichtgeschwindigkeit $c$ zusammenhängen. Sie besagt, dass Masse in Energie umgewandelt werden kann – und genau das passiert bei der Kernfusion. Die Energieumwandlung ist also eine Umwandlung von Masse zu Energie. Verantwortlich ist der sogenannte Massendefekt.

Der Massendefekt

Wir betrachten einen Heliumkern, der aus zwei Protonen und zwei Neutronen besteht, und stellen uns eine extrem feine Waage vor. Auf die eine Seite der Waage legen wir zwei einzelne Neutronen und zwei einzelne Protonen, auf die andere Seite legen wir den Heliumkern. Hätten wir eine Waage, die wirklich fein genug wäre, um Atome zu wiegen, sähe das Experiment so aus:

Erstaunlicherweise sind die einzelnen Bestandteile des Kerns schwerer als der zusammengebaute Kern. Diesen Massenunterschied $\Delta m$ nennt man Massendefekt und er hängt direkt mit Einsteins berühmter Formel zusammen. Denn die fehlende Masse wird bei der Fusion in Form von Bindungsenergie frei. Das ist die Energie, die man aufbringen müsste, um den Kern wieder zu spalten:

$\Delta E = \Delta m \cdot c^{2}$

Der Massendefekt ist auch der Grund, warum bei radioaktivem Zerfall Energie frei wird: In diesem Fall sind die Tochterkerne, die entstehen, stabiler als der Mutterkern. Sie haben also eine insgesamt höhere Bindungsenergie als der Mutterkern. Und die Differenz dieser Bindungsenergien wird als Energie frei.
Je nach Fall kann sowohl bei der Kernfusion als auch beim Kernzerfall Energie frei werden. Der Massendefekt hängt nämlich vor allem von der Anzahl der Nukleonen und dem Verhältnis zwischen Protonen und Neutronen ab. Die genaue Berechnung ist kompliziert, aber vereinfacht kann man sagen, dass bei Kernen, die leichter als Eisen sind, Energie durch Fusion frei wird, während bei schwereren Kernen durch Zerfall Energie freigesetzt wird.

Jetzt wissen wir aber immer noch nicht, wie bei einer Kernfusion der Ablauf ist. Dazu betrachten wir eines der wichtigsten Beispiele für Kernfusion: die Sonne.

Kernfusion in der Sonne

Die Sonne besteht zu mehr als 90% aus Wasserstoff, genauer gesagt aus Wasserstoffplasma. Plasma ist ein Aggregatzustand. Ein Stoff geht in diesen Zustand über, wenn man ihn auf extreme Temperaturen erhitzt. Dann können alle Atome vollständig ionisiert werden, also ihre Elektronen verlieren. Diese sind dann, genau wie die Kerne, freie Teilchen im Plasma. Im Kern der Sonne herrschen Temperaturen von um die 15 Millionen Kelvin, also ausreichend hohe Temperaturen, um Wasserstoff zu einem Plasma zu machen. Bei den ionisierten Wasserstoffkernen handelt es sich einfach um Protonen, die schrittweise zu Helium fusioniert werden. Für die Kernfusion sind neben den extrem hohen Temperaturen auch extrem hohe Drücke notwendig, denn die Wasserstoffkerne sind positiv geladen und stoßen sich daher eigentlich ab. Im Kern der Sonne herrschen Drücke von bis zu 200 Milliarden Bar. Das ist ausreichend, damit die Fusion stattfinden kann – und trotzdem ist die Verschmelzung von zwei Protonen sehr unwahrscheinlich. Im Mittel dauert es 15 Milliarden Jahre, bis zwei Protonen verschmelzen. Im Kern der Sonne sind allerdings riesige Mengen an Wasserstoff vorhanden. So riesige Mengen, dass trotz der geringen Wahrscheinlichkeit ständig Fusionen stattfinden, die ausreichend Energie für die Sonne produzieren. Schauen wir uns den Fusionsprozess in der Sonne etwas genauer an.

Die Proton-Proton-Reaktion

Wir haben schon festgehalten, dass die Fusion von Wasserstoff zu Helium in mehreren Schritten stattfindet. Beim ersten Schritt verschmelzen zwei Protonen miteinander. Eines der Protonen wandelt sich in ein Neutron um, weil ein Kern aus zwei Protonen aufgrund der großen Abstoßung instabil wäre. Dabei werden ein Positron $\text{e}^{+}$ und ein Elektron-Neutrino $\nu_{e}$ frei:

$_{1}^{1}\text{H} + _{1}^{1}\text{H} \rightarrow _{1}^{2}\text{H} + \text{e}^{+} + \nu_{e} + 0,42~\text{MeV}$

Bei diesem Prozess wird eine Energie von $0,42~\text{MeV}$ frei. $\text{MeV}$ steht für die Einheit Megaelektronenvolt. Den neuen Kern $_{1}^2\text{H}$, der aus einem Proton und einem Neutron besteht, nennt man auch schweren Wasserstoff oder Deuterium. Der Deuteriumkern kann anschließend mit einem weiteren Proton zu Helium-3 verschmelzen. Das ist ein leichtes Isotop des Heliums. Dabei wird Energie in Form von Strahlung $\gamma$ frei:

$_{1}^{2}\text{H} + _{1}^{1}\text{H} \rightarrow _{2}^{3}\text{He} + \gamma + 5,5~\text{MeV}$

Im letzten Schritt der Reaktionskette fusionieren zwei Helium-3-Kerne miteinander. Dabei entstehen dann ein Heliumkern und zwei freie Protonen.

$_{2}^{3}\text{He} + _{2}^{3}\text{He} \rightarrow _{2}^{4}\text{He} + 2 _{1}^{1}\text{H} + 12,86~\text{MeV}$

Der letzte Schritt der Reaktionskette, also die Erzeugung des Heliumatoms, kann auch durch andere Reaktionen erfolgen. Allerdings ist die hier beschriebene Kette die häufigste. Der erste Schritt ist allerdings immer das Verschmelzen von zwei Protonen zu einem Deuteriumkern. Deswegen nennt man die gesamte Reaktionskette auch Proton-Proton-Reaktion.

Der Endprodukt der Reaktionskette, also der Heliumkern, ist leichter als seine einzelnen Bestandteile. Er hat also einen großen Massendefekt und damit eine hohe Bindungsenergie, die während der Fusion freigesetzt wird. Diese Energie ist extrem groß. Nur $1~\text{g}$ Wasserstoff setzt umgerechnet eine Energie von $416.566.000.000~\text{J}$ frei$^1$. Das ist so viel wie etwa $14~\text{Tonnen}$ Steinkohle oder $1~\text{Tonne}$ Heizöl$^2$. Deswegen wird seit Jahrzehnten daran geforscht, auch auf der Erde die Kernfusion zu nutzen, um Energie zu erzeugen.

In Kernfusionsreaktoren will man allerdings keine Wasserstoffkerne fusionieren, sondern schwerere Wasserstoffisotope, und zwar Tritium $_1^{3} \text{H}$ und Deuterium $_1^{2} \text{H}$. Diese beiden Kerne lassen sich unter leichter realisierbaren Bedingungen verschmelzen. Die Temperaturen müssen zwar höher sein als im Kern der Sonne, aber der Druck kann sehr viel niedriger sein. Auch hier ist das Endprodukt Helium. Die Reaktionsgleichung für diesen Prozess sieht so aus:

$_1^{2}\text{H} + _1^{3}\text{H} \rightarrow _{2}^{4}\text{He} + \text{n} + 17,6~\text{MeV}$

Allerdings scheint es bis dahin noch ein weiter Weg zu sein. Die gesteuerte Kernfusion ist technologisch nämlich extrem kompliziert. Trotzdem lohnt sich der Aufwand, denn die Kernfusion hat viele Vorteile. Man benötigt nur sehr wenig Brennstoff, Fusionsreaktoren sind sehr sicher und die Energieerzeugung erzeugt kaum Treibhausgase.

Kurze Zusammenfassung des Videos Kernfusion

In diesem Video erfährst du, was Kernfusion ist und was Einstein damit zu tun hat. Du lernst die Funktion des Massendefekts kennen und wie viel Energie in der Sonne freigesetzt wird. Damit kannst du jetzt sicher super ein Referat zur Kernfusion vorbereiten.

Quellen

¹ Bergmann, Ludwig, et al. "Lehrbuch der Experimentalphysik; Bd. 8: Sterne und Weltraum." (2002), S.233

² Bezogen auf die Steinkohleeinheit bzw. Öleinheit.