In der Sonne läuft die Kernfusion seit 5 Milliarden Jahren ab und hat die Entstehung von Leben ermöglicht. Bislang ist es aber nicht gelungen, auf der Erde die Fusion zur „Energieerzeugung“ zu nutzen.
Ganz allgemein gilt: Wenn nach einem Ereignis die beteiligten Teilchen stärker gebunden sind, wird Energie frei. In Eisen-56 sind die Nukleonen am stärksten gebunden. Deshalb wird sowohl bei der Spaltung schwererer Elemente (Kap. 47.1) als auch bei der Fusion leichterer Elemente Energie freigesetzt. Die Nukleonen verlieren dabei an Masse und somit auch an Energie. Kernfusion ist die Energiequelle der Sterne und somit auch der Sonne. In den meisten Sternen fusioniert dabei Wasserstoff-1 über mehrere Zwischenschritte zu Helium-4. Man spricht daher auch vom „Wasserstoffbrennen“.
| Die Nukleonen in den fusionierten Kernen sind stärker gebunden, hier am Beispiel von Wasserstoff und Helium (siehe auch Abb.). |
Der Fusionsreaktor Sonne hat die unfassbare Leistung von rund `10^{26}` Watt. In nur einer einzigen Sekunde strahlt die Sonne so viel Energie ab, dass man damit die ganze Welt für hunderttausende Jahre versorgen könnte!!! Der Massendefekt liegt bei etwa einer Milliarde kg pro Sekunde. Das entspricht der Masse eines Wasserwürfels mit 100 m Seitenlänge (siehe Abb. 42.11, Kap. 42.3).
Wie ist es rein prinzipiell möglich, Atomkerne zu fusionieren? Diese stoßen einander ja ab (F5)! Damit eine Fusion möglich ist, müssen die Kerne eine extrem hohe kinetische Energie aufweisen. Nur dann kommen sie bei Stößen nahe genug, dass sie von der Kernkraft (Kap. 45.3) eingefangen und fusioniert werden. Solche Bedingungen herrschen bei extrem hohen Temperaturen oder extrem hohem Druck oder einer Kombination von beidem.
Im Inneren der Sonne herrschen eine Temperatur von 16 Millionen Kelvin und ein Druck von einigen hundert Milliarden Atmosphären (etwa `2\cdot 10^{16}` Pascal). Das Gas liegt in Form eines Plasmas vor. Kerne und Elektronen sind dabei voneinander getrennt. Trotz der extremen Bedingungen ist die Sonne im Inneren zu kalt, die kinetische Energie der Kerne also zu gering, dass nach klassischer Theorie eine Fusion ablaufen könnte. Den entscheidenden Beitrag liefert der Tunneleffekt. Du verdankst dein Leben also unter anderem einem quantenmechanischen Phänomen (F7).
| Die Protonen in der Sonne nähern sich auf etwa `10^{12}` m an. Die Kernkraft wirkt aber erst ab `10^{15}` m. Trotzdem gibt es eine gewisse Wahrscheinlichkeit, dass das Proton den Energieberg durchtunnelt. Dieses quantenmechanische Phänomen nennt man Tunneleffekt (siehe Kap. 46.1). |
Zusammenfassung
Kernfusion kann dann ablaufen, wenn leichte Atomkerne eine extrem hohe kinetische Energie besitzen. Das ist z. B. bei hohen Temperaturen der Fall. Die kommerzielle Nutzung der Kernfusion ist auf Grund technischer Probleme bislang gescheitert.
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