Tief im Sonneninneren werden Kerne von Wasserstoff (H), Deuterium (2H, schwerer Wasserstoff) und Tritium (3H, überschwerer Wasserstoff) in verschiedenen Reaktionen zu schwereren Kernen verschmolzen. Das nennt man Kernfusion (Kap. 47.2). Der springende Punkt ist nun der: Die Gesamtmasse der Einzelteile ist dabei stets größer als die des neuen Kerns (Abb. 42.12). Das nennt man den Massendefekt.
Ein Proton hat $1672,52\cdot 10^{-30}$ kg, ein Neutron $1674,82\cdot 10^{-30}$ kg. Ein Deuteriumkern hat aber eine Masse von nur $3343,53\cdot 10^{-30}$ kg. Der Massendefekt beträgt $3,81 \cdot 10^{-30}$ kg, also etwas mehr als 1‰. Nach $\Delta E = \Delta m\cdot c^2$ wird dabei eine Energie von $3,42\cdot 10^{-13}$ J freigesetzt. Damit die Sonne ihre enorme Leistung von $10^{26}$ J/s erzielen kann, sind also rund $10^{38}$ Kernverschmelzungsvorgänge pro Sekunde nötig.
| Nimm an, du schiebst ein Neutron an ein Proton heran. Ab etwa $10^{-15}$s m zieht die starke Wechselwirkungskraft das Proton an. Im gebundenen Zustand hat es $3,4\cdot 10^{-13}$ J weniger Energie, die in Form von Strahlung bzw. Masse frei wird. |
