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 die hohen Temperaturen aufrecht erhalten, die nötig sind, damit thermische Energien zu weiteren Fusionsreaktionen führen. Solche thermonuklearen Prozesse laufen in Fusionsbomben unter extremem Druck ab und sollen in Zukunft der Stromerzeugung in Fusionsreaktoren dienen. Kettenreaktionen sind mit Fusionsreaktionen nicht möglich.
Schon die erste beobachtete Kernreaktion war eine (endotherme) Fusionsreaktion. Sie wurde – lange vor der Kernspaltung – durch Ernest Rutherford im Jahre 1917 bei Experimenten mit Alphateilchen entdeckt. Es zeigten sich Protonen relativ hoher Energie, die nur auftraten, wenn das bestrahlte Gas Stickstoff enthielt.[1] Diese Kernreaktion heißt in heutiger Schreibweise 14N(α,p)17O oder, ausführlich geschrieben:
Diese Umwandlung von Stickstoff in Sauerstoff stand, wie der Alphazerfall selbst, im Widerspruch zur klassischen Theorie, nach der die Coulombbarriere nur mit ausreichend Energie überwunden werden kann. Es dauerte bis zum Jahr 1928, bis George Gamow solche Vorgänge auf Basis der neuen Quantenmechanik mit dem „Tunneleffekt“ erklären konnte.
Parallel dazu schlug 1920 Arthur Eddington aufgrund der genauen Messungen von Isotopenmassen durch Francis William Aston (1919) Fusionsreaktionen als mögliche Energiequelle von Sternen vor. Da aus spektroskopischen Beobachtungen bekannt war, dass Sterne zum Großteil aus Wasserstoff bestehen, kam hier dessen Verschmelzung zu Helium in Betracht. 1939 veröffentlichte Hans Bethe verschiedene Mechanismen, wie diese Reaktion in Sternen ablaufen könnte.[2]
Die erste im Labor gezielt durchgeführte Fusionsreaktion war der Beschuss von Deuterium mit Deuteriumkernen, 1934 durch Mark Oliphant, Assistent von Rutherford. Die Fusion dieses in Sternen allerdings seltenen Wasserstoffisotops verzweigt in zwei Produktkanäle:
Die technische Nutzung der Kernfusion wurde zuerst mit dem Ziel der militärischen Waffenentwicklung verfolgt. Aus diesem Grund fand die Fusionsforschung in den ersten Jahrzehnten nach dem Zweiten Weltkrieg im Geheimen statt. Die USA waren seit 1945, die Sowjetunion seit 1949 im Besitz der auf der Kernspaltung basierenden Atombombe. In der Folgezeit entwickelten der Physiker Edward Teller und der Mathematiker Stanislaw Ulam in den USA ein Konzept zum Bau einer Wasserstoffbombe, die auf dem Prinzip der Kernfusion beruht und die eine wesentlich höhere Sprengkraft versprach. Am 1. November 1952 wurde die erste Wasserstoffbombe namens Ivy Mike im Eniwetok-Atoll im Pazifik gezündet. Damit war der Nachweis erbracht, dass auch auf der Erde große Energiemengen durch Kernfusion freigesetzt werden können.
Ist die Masse der bei der Fusion entstandenen Kerne/Teilchen geringer als die Summe der Masse der Ausgangskerne, wird die Massendifferenz 
wie bei jeder Kernreaktion nach der von Einstein stammenden Masse-Energie-Äquivalenzformel 
in Form von Energie freigesetzt (als kinetische Energie der Reaktionsprodukte und als Strahlungsenergie). Exotherme, also Energie freisetzende Fusionsreaktionen treten nur bei der Verschmelzung leichter Kerne auf, da die Bindungsenergie pro Nukleon mit steigender Massenzahl nur bis zum Element Eisen (Isotop 58Fe) zunimmt. Sehr groß ist sie jedoch bei Helium-4 erzeugenden Reaktionen, die sich somit für die Freisetzung von Fusionsenergie besonders eignen: Die Umsetzung von einem Gramm Deuterium-Tritium-Gemisch in einem Kernfusionsreaktor würde eine thermische Energie von rund 100 Megawattstunden (MWh) oder 12,3 t SKE liefern. Zum Vergleich: Die Sonne verbrennt jede Sekunde 564·109 kg Wasserstoff, allerdings unter ganz anderen Bedingungen.
Fusionsreaktionen mit verschiedenen Ausgangsstoffen benötigen verschieden hohe Temperaturen. In Sternen laufen diese nacheinander ab, denn die Energiefreisetzung einer bei vergleichsweise geringer Temperatur einsetzenden Reaktion verhindert eine Kontraktion des Sterns und den damit verbundenen weiteren Anstieg der Temperatur im Zentrum, bis der Brennstoff für diese Reaktion verbraucht ist.
Zu Beginn seines Lebens verbrennt ein Stern primordial zunächst vorhandenes Deuterium und Lithium. Braune Zwerge werden bei ihrer weiteren Kontraktion nicht heiß genug, während sich bei schwereren Sternen, wie unserer Sonne, eine lange Phase des Wasserstoffbrennens anschließt. In dieser Zeit als Hauptreihenstern verschmelzen Protonen, die Atomkerne des Wasserstoffs, unter Energiefreisetzung zu Helium. Dies geschieht in mäßig großen Sternen hauptsächlich über eine als Proton-Proton-Reaktion bekannte Reaktionskette; bei höheren Temperaturen gewinnt der Bethe-Weizsäcker-Zyklus an Bedeutung.
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).
Die gesamte Fusionstechnologie beruht bis heute auf einem Gemisch aus Deuterium und Tritium, im Folgenden kurz DT. Andere Fusionsreaktionen hätten zum Teil Vorteile gegenüber DT, insbesondere hinsichtlich intern entstehender Radioaktivität oder leichterer Nutzbarmachung der Reaktionsenergie. Sie stellen jedoch wegen kleineren Energiegewinns pro Einzelreaktion, der Notwendigkeit wesentlich höherer Plasmatemperaturen oder mangelnder Verfügbarkeit der Einsatzstoffe bis auf Weiteres nur theoretisch-utopische Möglichkeiten der Energiegewinnung dar.
In der nachfolgenden Tabelle sind die möglichen Einsatzstoffe, die Reaktionsprodukte, die freiwerdende Energie sowie der prozentuale Anteil der Reaktion an der Gesamtreaktion aufgeführt.
| (1) | 2D | + | 3T | → | 4He | ( | 3,5 MeV | ) | + | n0 | ( | 14,1 MeV | ) | ||||||
| (2i) | 2D | + | 2D | → | 3T | ( | 1,01 MeV | ) | + | p+ | ( | 3,02 MeV | ) | 50 % | |||||
| (2ii) | → | 3He | ( | 0,82 MeV | ) | + | n0 | ( | 2,45 MeV | ) | 50 % | ||||||||
| (3) | 2D | + | 3He | → | 4He | ( | 3,6 MeV | ) | + | p+ | ( | 14,7 MeV | ) | ||||||
| (4) | 3T | + | 3T | → | 4He | + | 2 n0 | + | 11,3 MeV | ||||||||||
| (5) | 3He | + | 3He | → | 4He | + | 2 p+ | + | 12,9 MeV | ||||||||||
| (6i) | 3He | + | 3T | → | 4He | + | p+ | + | n0 | + | 12,1 MeV | 51 % | |||||||
| (6ii) | → | 4He | ( | 4,8 MeV | ) | + | 2D | ( | 9,5 MeV | ) | 43 % | ||||||||
| (6iii) | → | 4He | ( | 0,5 MeV | ) | + | n0 | ( | 1,9 MeV | ) | + | p+ | ( | 11,9 MeV | ) | 6 % | |||
| (7i) | 2D | + | 6Li | → | 2 4He | + | 22,4 MeV | ||||||||||||
| (7ii) | → | 3He | + | 4He | + | n0 | + | 2,56 MeV | |||||||||||
| (7iii) | → | 7Li | + | p+ | + | 5,0 MeV | |||||||||||||
| (7iv) | → | 7Be | + | n0 | + | 3,4 MeV | |||||||||||||
| (8) | p+ | + | 6Li | → | 4He | ( | 1,7 MeV | ) | + | 3He | ( | 2,3 MeV | ) | ||||||
| (9) | 3He | + | 6Li | → | 2 4He | + | p+ | + | 16,9 MeV | ||||||||||
| (10) | p+ | + | 11B | → | 3 4He | + | 8,7 MeV |
Die Temperatur, die für eine bestimmte Fusionsreaktion nötig ist, hängt vom Druck ab, den man aufrecht erhalten kann, und von der Zeitdauer. In der Sonne beträgt der Druck 200 Milliarden bar und die Reaktionszeit misst sich in Jahrmilliarden, beides technisch nicht praktikabel. Erreichbar sind jedoch weit höhere Temperaturen als die 15 Mio. K im Sonnenkern, des Weiteren hat die Fusionsreaktion zwischen den Wasserstoff-Isotopen Deuterium und Tritium einen weit größeren Wirkungsquerschnitt:
Zur Nutzung der DT-Reaktion als Energiequelle werden in internationaler Zusammenarbeit Kernfusionsreaktoren mit magnetischem Einschluss des Plasmas nach dem Tokamak- und nach dem Stellarator-Prinzip entwickelt (siehe auch ITER). Daneben werden Entwicklungsprogramme für die Fusion mit Trägheitseinschluss verfolgt, kurz Trägheitsfusion genannt. Gelänge es, die Kernfusion Form in den Griff zu bekommen, könnten in einem Fusionsreaktor mit vergleichsweise äußerst geringen Mengen an Brennstoff sehr hohe Energiemengen freigesetzt werden. Die benötigten Brennstoffe Deuterium und Tritium stünden auf lange Sicht in fast beliebiger Menge zur Verfügung. Durch Neutronenaktivierung der Reaktormaterialien entsteht zwar radioaktiver Abfall, die anfallende Menge und dessen Gefährlichkeit sind jedoch weitaus geringer als bei einem konventionellen Kernkraftwerk.
In den bisherigen Versuchs-Fusionsreaktoren wird fast ausschließlich reines Deuterium als Brennstoff verwendet. Die meisten technischen Probleme bezüglich Herstellung und Erhaltung eines Fusionsplasmas können damit untersucht werden, die Notwendigkeit der Erbrütung von Brennstoff entfällt jedoch. Deuterium ist nicht radioaktiv und die Abstoßung zwischen den Reaktionspartnern ist nicht größer als bei der DT-Reaktion. Zwei Reaktionskanäle treten etwa gleich stark auf:
Für eine Kraftwerksnutzung sind die Nachteile gegenüber DT der viel kleinere Energiegewinn und der viel kleinere Wirkungsquerschnitt, was die erforderliche Einschlusszeit erhöht. Das Plasma ist durch das entstehende Tritium nicht ganz frei von Radioaktivität. Als Folgereaktion tritt daher auch im im DD-Plasma die DT-Reaktion auf sowie zusätzlich die Reaktionen:
Der Helium-3-Kern ähnelt dem Tritiumkern, einzig die Anzahl an Neutronen und Protonen ist vertauscht. Die D-3He-Reaktion, oben bereits als Folgereaktion der Deuterium-Deuterium-Fusion aufgeführt, liefert dementsprechend einen Helium-4-Kern und ein Proton von 15 MeV Energie. Demgegenüber muss die höhere Abstoßung des doppelt geladenen Helium-3-Kerns überwunden werden. Die Umsetzung der kinetischen Energie des Protons in nutzbare Form wäre einfacher als beim Neutron. Gleichzeitig würden auch Deuteriumionen untereinander zu Protonen und Tritium reagieren. Das Tritium kann wiederum mit Deuterium reagieren, wobei ein Neutron entsteht.
In einem allein mit 3He betriebenen Fusionsreaktor gäbe es so gut wie keine Radioaktivität. Allerdings müssten für die Reaktion
noch größere Abstoßungskräfte überwunden werden. Die Vorteile wären die gleichen wie bei D-3He.
Eine grundsätzliche Schwierigkeit liegt in der Verfügbarkeit von He-3, das auf der Erde nur in geringer Menge vorhanden ist. Größere Mengen He-3 sind in Mondgestein nachgewiesen worden. Für eine mögliche Gewinnung auf dem Mond und Transport zur Erde müssten die technische Machbarkeit nachgewiesen und das Kosten-Nutzen-Verhältnis abgewogen werden.
Der He-4-Atomkern weist im Vergleich zu seinen Nachbarnukliden eine besonders hohe Bindungsenergie pro Nukleon auf; dies erklärt den großen Energiegewinn der DT-Reaktion (siehe oben), und deshalb sind auch andere Reaktionen leichter Nuklide, soweit sie He-4 erzeugen, als Fusions-Energiequelle denkbar.[3] Die Schaffung der erforderlichen Bedingungen bereitet jedoch noch viel größere Schwierigkeiten, denn die Abstoßung zwischen den mehrfach geladenen Atomkernen ist stärker als zwischen den leichteren Nukliden. Ein Beispiel ist die Bor-Proton-Reaktion
.Sie hätte ebenso wie die 3He-3He-Reaktion den Vorteil, keine Neutronen freizusetzen. Für sie müssten im Vergleich zur DT-Reaktion die Temperatur etwa 10-mal höher und die Einschlusszeit 500-mal länger sein, und selbst dann ist die Leistungsdichte nur 1/2500.
Fusionsreaktionen ohne Kettenreaktionseffekt, d. h. ohne dass die Energie der Reaktionsprodukte weitere Kerne zur Fusion bringt, 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.
In Wasserstoffbomben läuft die Deuterium-Tritium-Reaktion 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.
Wiktionary: Kernfusion – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen
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