Das Leben auf unserem Planeten ist nur möglich, weil die Sonne uns konstant mit Licht und Wärme versorgt.Die Energie dafür entsteht in ihrem Inneren durch einen Prozess, den wir als Kernfusion oder auch Kernverschmelzung bezeichnen.
Was genau Kernfusion ist, wie der Prozess funktioniert und welche möglichen Gefahren es gibt, erfährst du in diesem Artikel.
Kernfusion - Erklärung
Kernfusion ist die Verschmelzung von zwei leichteren Kernteilchen zu einem schwereren Atomkern. Dabei entsteht ein neues Element und ein paar kleinere Teilchen. Zum Beispiel fusionieren zwei Wasserstoffatome zu einem
Deuterium-Kern, einem Isotop von Wasserstoff.
Das Isotop eines Elements besitzt dieselbe Anzahl an Protonen wie sein zugehöriges Element, variiert aber in seiner Neutronenzahl. Wasserstoff besteht normalerweise aus einem Proton. Sein Isotop Deuterium besitzt ein Proton und ein Neutron. Das Wasserstoff-Isotop Tritium besitzt zusätzlich zu seinem Proton zwei Neutronen. Beide Isotope spielen eine wichtige Rolle bei der Kernfusion.
Kernfusion – Energiegewinnung
Die Energie bei der Kernfusion stammt aus der Bindungsenergie der Kernteilchen.
Bindungsenergie ist die Energie, die du brauchst, um einen Atomkern in seine Bestandteile zu zerlegen. Die sogenannte starke Kernkraft hält die Teilchen in Atomkernen zusammen, um diese zu überwinden, muss Energie aufgewendet werden. Im Gegenzug wird Energie frei, wenn einzelne Atomkerne zu einem größeren zusammengesetzt werden. Je kleiner das Element, desto höher seine Bindungsenergie.
Das siehst du auch an dem unteren Graphen in der Abbildung 1:
Auf der y-Achse ist die mittlere Bindungsenergie pro Nukleon (Kernteilchen) in Megaelektronenvolt (MeV) eingetragen.
Auf der x-Achse die Massenzahl, also die Anzahl der Protonen und Neutronen im Kern, eingetragen.
Im Graphen siehst du die verschiedenen Elemente wie Eisen (Fe) oder Wasserstoff (H) entsprechend ihrer Bindungsenergie pro Nukleon verteilt.
Je weiter oben sich das Element im Graphen befindet, desto höher seine Bindungsenergie. Nach Eisen sinkt die Bindungsenergie pro Kernteilchen ab. Eisen ist sozusagen die "Endstation" für nukleare Fusion. Deshalb sind kleine Elemente besser für Fusion geeignet, während bei größeren Atomkernen Energie durch Kernspaltung gewonnen werden kann.
Abb. 1: Bindungsenergie bei der Kernfusion
Massendefekt und Kernfusion
Wenn du die Masse der einzelnen Kernteilchen vor der Fusion misst, addierst und anschließend mit der Masse des Kerns nach der Fusion vergleichst, würdest du einen Unterschied feststellen. Das ist der sogenannte Massendefekt.
Als Massendefekt wird die Differenz zwischen dem Gesamtgewicht der einzelnen Kernteilchen und der Gesamtmasse des Atomkerns bezeichnet. Bei der Fusion der Teilchen wird ein Teil ihrer Masse als Energie freigesetzt.
Der Massendefekt lässt sich mit Einsteins berühmter Formel 
erklären. Diese besagt, dass die Energie (E) gleich der Masse (m) multipliziert mit dem Quadrat der Lichtgeschwindigkeit (c) ist. Das bedeutet, dass Masse und Energie äquivalent sind und theoretisch ineinander umgewandelt werden können.
Nun da du weißt was der Massendefekt ist können wir uns deiner Formel widmen:
Im folgenden schauen wir uns eine Aufgabe zur Berechnung des Massendefekts an:
Aufgabe
Berechne den Massendefekt des Helium-4-Kerns, dieser besteht aus zwei Protonen und zwei Neutronen.
Gib außerdem die freiwerdende Energie an.
Gegeben sind die Masse des Heliumkerns 
,
die Protonenmasse 
und die Neutronenmasse 
Das "u" steht dabei für die atomare Masseneinheit. Sein Wert beträgt 
der Masse des Kohlenstoffatoms.
Lösung
Eingesetzt in die obere Formel erhalten wir einen Massendefekt von 
= 0,03076u
Als nächstes wandeln wir die atomare Masseneinheit u in kg um:
Dies kannst du jetzt in Einsteins Formel einsetzen, um die bei der Fusion freiwerdende Energie zu berechnen:
Voraussetzungen für Kernfusion
Damit wir diese Energie nutzen können, müssen wir jedoch erst einmal die Voraussetzungen dafür schaffen.
Kernfusion geschieht nur extremen Bedingungen, zum Beispiel im Inneren eines Sterns.
Bei der Fusion von Teilchen wirken zwei Kräfte gegeneinander: die Coulombkraft und die starke Kernkraft.
Die Coulombkraft beschreibt die Wechselwirkung geladener Teilchen. Gleichnamige Teilchenladungen (+/+) und (-/-) stoßen sich ab, während ungleichnamige Ladungen (+/-) sich anziehen. Atomkerne bestehen aus positiv geladenen Protonen und negativ geladenen Neutronen. Insgesamt sind sie also positiv geladen, die Coulombkraft sorgt also dafür, dass sie sich abstoßen.
Ab einem gewissen Punkt, wenn der Abstand klein genug ist, beginnt jedoch die starke Kernkraft zu wirken. Diesen Punkt bezeichnest du als Coulombbarriere. Die starke Kernkraft bindet die Teilchen im Kern zusammen, sodass aus Protonen und Neutronen ein Kern entstehen kann.
Abb. 2: Wirkungsbereich der starken Kernkraft
Deshalb braucht es so hohe Temperaturen für Kernfusion. Temperatur ist in der Physik ein Maß für die Bewegungsenergie von Teilchen, je höher die Temperatur, desto schneller bewegen sich die Teilchen. Damit treffen sie mit höherer Wahrscheinlichkeit aufeinander und besitzen mehr Energie, die Coulombbarriere zu durchbrechen. Hoher Druck sorgt zudem dafür, dass die Atomkerne enger zusammengepresst werden.n
In solchen Umgebungen gehen die Teilchen in den sogenannten Plasma-Zustand über. Manchmal wird dieser auch als vierter Aggregatszustand bezeichnet. Aufgrund der hohen Temperatur haben Elektronen genug Energie, die Atome zu verlassen, es entsteht eine Art Gas aus ionisierten (geladenen) Teilchen.
Kernfusion in Sternen
Solche extremen Umgebungen findest du zum Beispiel in Sternen. Während seines Lebens betreibt ein Stern konstant Kernfusion und generiert dabei nicht nur Energie, sondern auch einen nach außen gerichteten Druck, der der Gravitation entgegenwirkt. Ansonsten würde er nämlich unter seiner eigenen Masse kollabieren. Dabei entstehen auch viele der Elemente aus denen unser Universum besteht.
Während verschiedene Elemente im Kern eines Sterns auf diese Weise entstehen können, dominiert das sogenannte Wasserstoffbrennen oder auch die Proton-Proton-Reaktion. Etwa 98% der Energie kommt von diesem Fusionsprozess. Dabei fusionieren Wasserstoffteilchen (Protonen) in drei Schritten zu einem Heliumatom.
Die
Sonne verliert in diesem Prozess
Masse, die durch Kernfusion in Energie umgewandelt wird. Dabei verliert sie pro Sekunde etwa
ihrer Masse.
Das Deuterium fusioniert nun wiederum mit einem weiteren Wasserstoffatom zu Helium-3, wobei Energie und ein Gammaquant frei werden.
Zuletzt verschmelzen zwei Helium-3-Kerne zu einem Helium-4-Kern, wobei zwei Wasserstoffkerne und nochmals Energie entstehen.
Am Ende erhältst du folgende Bilanz:
\(4H_1\rightarrow He + 2e^++2\nu_e+2\gamma +24{,}7\,MeV\)
Beim Massendefekt haben wir eine höhere Energie von circa 28 MeV berechnet. Der Unterschied kommt dadurch zustande, dass die zwei Positronen mit zwei Elektronen annihilieren und noch zwei Gammaquanten entstehen. Diese beiden Prozesse setzten zusätzlich Energie frei.
Das folgende Bild veranschaulicht dir die Schritte noch einmal:
Abb. 3: Wasserstoffbrennen
Dass dieser Prozess tatsächlich geschieht, siehst du daran, dass die Sonne ununterbrochen Licht und Energie ausstrahlt.
Jedoch würde die Temperatur von 15 Millionen Kelvin im Inneren der Sonne eigentlich nicht ausreichen, damit Kernfusion zustande kommt. Jedoch sorgt hier der Tunneleffekt - ein quantenmechanisches Phänomen - für die Fusion.
Der Tunneleffekt
In unserer Welt kannst du jedem Objekt einen bestimmten Ort zuweisen. Du weißt immer genau, wo sich beispielsweise ein Ball befindet. In der Welt der kleinsten Teilchen halten sich diese nur mit einer gewissen Wahrscheinlichkeit an einem Ort auf. Mit einer hohen Wahrscheinlichkeit hält sich das Teilchen vor einer Energiebarriere auf, jedoch existiert gleichzeitig eine Wahrscheinlichkeit, dass sich das Teilchen auch hinter der Barriere befinden kann. Dadurch können sie Barrieren einfach überwinden, du sprichst auch von durchtunneln. Sie nehmen also quasi eine Abkürzung durch die Barriere hindurch.
Wir haben einen eigenen Artikel zum Thema Tunneleffekt, mit dem du dein Wissen vertiefen kannst!
Mit dem Tunneleffekt können Teilchen Barrieren einfach durchqueren, wenn seine Energie zu gering ist, um die Barriere auf konventionellem Weg zu überqueren. Da sie sich mit einer gewissen Wahrscheinlichkeit bereits hinter der Barriere aufhalten.
Abb. 4: Unterschied von klassischer Mechanik und Quantenmechanik
Die Aufenthaltswahrscheinlichkeit des Teilchens ist am größten innerhalb der Coulombbarriere, dem Raum in dem die starke Kernkraft wirkt. Wir sprechen auch vom sogenannten Potentialtopf, den du auf dem Bild unten sehen kannst. Um die Wände des Topfes zu überwinden, brauchen andere Kernteilchen viel Energie. Ist diese zu niedrig, werden sie durch die Coulombkraft abgestoßen.
Mit Hilfe des Tunneleffekts, können Teilchen jedoch die Coulombbarriere durchtunneln, denn mit einer kleinen Wahrscheinlichkeit (Im Bild als Wahrscheinlichkeitswelle dargestellt) halten sie sich bereits im Potenzialtopf des anderen Teilchens auf. Dort setzt dann die starke Kernkraft ein und fusioniert die Teilchen.
Abb.5 :Der Tunneleffekt
Kernfusion auf der Erde - Reaktor
Können wir Kernfusion auch auf der Erde betreiben?
Da wir nicht denselben Druck wie in der Sonne erreichen können, müssen wir in einem Fusionsreaktor Temperaturen von 100 –150 Millionen Grad Celsius erzeugen –das ist zehnfache der Temperatur im Inneren der Sonne. Diese Plasma-Gase mit hohen Temperaturen werden dann in Magnetfeldern eingeschlossen und sehr stark beschleunigt. Damit versuchen wir die Wasserstoff-Isotope Deuterium und Tritium zu Helium-4 zu fusionieren.
Im Moment können wir diesen Zustand nur für kurze Zeit aufrechterhalten und Fusionsreaktoren auf der Erde verbrauchen mehr Energie als sie produzieren. Trotzdem forschen international Wissenschaftler*innen an einem Weg, Kernfusion ertragreich zu machen. Zum Beispiel am ITER – einer riesigen Fusionsanlage in Frankreich. Auf dem Bild siehst du den sogenannten "Tokamak"-Reaktor am ITER. Der leuchtend violette "Donut" ist die Magnetkammer, in der das Plasma beschleunigt wird.
Abbildung 6: Tokamak-Reaktor-Modell
Quelle: himmelwerk.com
Kernfusion – Gefahren und Chancen auf der Erde
Aufgrund der negativen Erfahrungen, die wir mit Atomkraftwerken gemacht haben, sind viele der neuen Technologie gegenüber skeptisch. Hierzu zählt zum Beispiel die Nuklearkatastrophe von Tschernobyl: bei einer Reaktorexplosion im April 1986 gelangten große Mengen an Strahlung in die Atmosphäre. Welche Chancen und Gefahren gibt es also bei der Kernfusion?
Genau wie bei Kernspaltung, entsteht auch bei Kernfusion entsteht radioaktive Strahlung. Im Gegensatz zur Kernspaltung produziert Kernfusion jedoch weniger langlebige Abfallprodukte, die gesondert gelagert werden müssten. Außerdem lassen sich die Reaktoren jederzeit abschalten, sollte ein Fehler auftreten. Einige sorgen sich aufgrund einer Kontamination der Umwelt mit dem Wasserstoffisotop Tritium. Allerdings würden immer nur sehr kleine Mengen gleichzeitig gelagert werden, sodass wir bei einem Unfall schnell Maßnahmen zur Reinigung ergreifen können.
Das größte Problem ist eigentlich, dass wir nicht wissen, ob wir jemals Energie aus Kernfusion gewinnen können. Bis jetzt kostet das Projekt Milliarden, ohne dass wir Fusionsenergie nutzen können. Könnte es jedoch gelingen, hätten wir eine nachhaltige und nahezu unerschöpfliche Energiequelle geschaffen. Wenn wir weiterhin daran forschen und die Technologien kontinuierlich verbessern, können wir mit Kernfusion möglicherweise die Energieprobleme der Menschheit lösen.
Kernfusion - Das Wichtigste auf einen Blick
- Kernfusion ist die Verschmelzung von zwei leichten Kernen zu einem schwereren Elementen. Bei Kernspaltung werden schwere Elemente in leichtere aufgespalten.
- Bei der Kernfusion werden große Mengen an Energie frei, diese stammen aus der Bindungsenergie der Kernteilchen.
- Der Massendefekt bezeichnet die Differenz zwischen der Gesamtmasse der einzelnen Teilchen und der Masse des Atoms
- Die Formel für den Massendefekt ist:
- Kernfusion findet nur unter extrem hoher Temperatur und hohem Druck statt, da die positiven Kernteilchen sich gegenseitig abstoßen. Erst wenn sie sich nahe genug kommen, wirkt die starke Kernkraft und bindet sie zusammen.
- Im Inneren eines Sterns fusioniert Wasserstoff im sogenannten Wasserstoffbrennen zu Helium und später zu schwereren Elementen.
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ist der Massenunterschied vor und nach der Kernfusion
ist dabei die Gesamtmasse des fusionierten Kerns
die Masse der Protonen
die Masse der Neutronen
) zu dem schwereren Deuterium (
), dabei wird eine Energie von 0,42 MeV frei. Gleichzeitig entstehen durch die Umwandlung von einem Proton in ein Neutron auch ein Neutrino (
) undein Positron (
).
