mini|hochkant=0.9|Die Fusion eines Deuterium- und eines Tritiumkernes zu einem Heliumkern unter Freisetzung eines Neutrons. Dabei wird eine Energie von 17,6 MeV als kinetische Energie des geladenen Heliumkerns und des neutralen Neutrons freigesetzt. mini|hochkant=1.8|Bindungsenergie pro Nukleon in Abhängigkeit der Anzahl der Nukleonen mini|Video: Kernfusion in der Sonne
Als Kernfusion werden Kernreaktionen bezeichnet, bei denen je zwei Atomkerne zu einem neuen Kern verschmelzen. Kernfusionsreaktionen sind die Ursache dafür, dass die Sonne und alle leuchtenden Sterne Energie abstrahlen.
Von entscheidender Bedeutung für das Zustandekommen einer Fusion ist der Wirkungsquerschnitt, das Maß für die Wahrscheinlichkeit, dass zusammenstoßende Kerne miteinander reagieren. Ausreichend groß ist der Wirkungsquerschnitt meist nur dann, wenn die beiden Kerne mit hoher Energie aufeinander prallen. Diese ist nötig, um die Coulombbarriere, die elektrische Abstoßung zwischen den positiv geladenen Kernen, zu überwinden oder ihr schmales Maximum zu durchtunneln. Jenseits der Barriere, bei einem Abstand von nur noch etwa 10−15 m, überwiegt die Anziehung durch die starke Wechselwirkung, und die Kerne verschmelzen miteinander.
Fusionsreaktionen können exotherm (Energie abgebend) oder endotherm (Energie aufnehmend) sein. Exotherme Fusionsreaktionen können die hohen Temperaturen aufrechterhalten, die nötig sind, damit die thermische Energie zu weiteren Fusionsreaktionen führen kann. Solche thermonuklearen Prozesse laufen in Sternen und Fusionsbomben unter extremem Druck ab. Im Gegensatz zur Kernspaltung ist eine Kettenreaktion mit Fusionsreaktionen nicht möglich.
Die oben abgebildete Fusionsreaktion als thermonuklearer Vorgang soll in Zukunft der Stromerzeugung in Kernfusionsreaktoren dienen: Kerne von Deuterium (2H) und Tritium (3H) verschmelzen zu einem Heliumkern (4He) unter Freisetzung eines Neutrons (n) sowie von Energie (3,5 MeV + 14,1 MeV).
In der Abbildung darunter ist die Bindungsenergie pro Nukleon der Nuklide dargestellt. Energie wird frei bei Reaktionen in aufsteigender Richtung der Kurve bzw. wird benötigt bei abfallender Richtung. Die Fusion von Wasserstoff (H) zu Helium-4 setzt besonders viel Energie frei.
Erforschung der Kernfusion 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.Ernest Rutherford: Collision of α particles with light atoms. IV. An anomalous effect in nitrogen, Philosophical Magazine 37, 1919, S. 581–587. (Veröffentlichungstext) 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. Erst 1928 konnte George Gamow solche Vorgänge auf der Basis der neuen Quantenmechanik mit dem Tunneleffekt erklären.
Schon 1920 hatte Arthur Eddington aufgrund der genauen Messungen von Isotopenmassen durch Francis William Aston (1919) Fusionsreaktionen als mögliche Energiequelle von Sternen vorgeschlagen. 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.Hans Bethe: Energy Production in Stars, Phys. Rev. 55, 1939, S. 434–456.
Die erste im Labor gezielt durchgeführte Fusionsreaktion war der Beschuss von Deuterium mit Deuteriumkernen 1934 durch Mark Oliphant, Assistent von Rutherford, und Paul Harteck.Rutherford, Oliphant, Paul Harteck: Transmutation effects observed with heavy hydrogen, Proc. Roy. Soc. A, Band 144, 1934, S. 692–703, und unter dem gleichen Titel, Nature, Band 133, 1934, S. 413, EuroFusion, 2010 Die Fusion dieses in Sternen allerdings seltenen Wasserstoffisotops verzweigt in zwei Produktkanäle:
Geschichte der Fusionsforschung aus der Kernwaffenentwicklung Die technische Nutzung der thermonuklearen Kernfusion wurde zunächst mit dem Ziel der militärischen Waffenentwicklung (Projekt Matterhorn, heute das Princeton Plasma Physics Laboratory) verfolgt. Ebenfalls wurde die Forschung der kontrollierten Fusion (Projekt Sherwood, 1951–1958) in dem ersten Jahrzehnt nach dem Zweiten Weltkrieg geheim gehalten. Die USA waren seit 1945, die Sowjetunion seit 1949 im Besitz der auf der Kernspaltung basierenden Atombombe.
In der Folgezeit entwickelten Edward Teller und Stanislaw Ulam (Leitung u. a.: J. Carson Mark) in den USA ein Konzept zum Bau einer Wasserstoffbombe, die auf der Kernfusion beruht und 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.
Im Jahr 1958 wurden die Forschungsergebnisse und das nicht-kernwaffenspezifische Wissen zur Kernfusion aus der Geheimhaltung verabschiedet und veröffentlicht.
Energiebilanz Ist die Masse der bei der Fusion entstandenen Kerne bzw. 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 u. U. als elektromagnetische Strahlung). 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 Nickel (Isotop 62Ni) zunimmt. Sehr groß ist sie jedoch bei Helium-4 erzeugenden Reaktionen: 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.
Die bisherigen Experimente zur kontrollierten thermonuklearen Fusion weisen noch keine positive Energiebilanz auf. Am erfolgreichsten war bisher die britische Anlage JET (Joint European Torus), die eine Spitzenleistung von 16 MW für weniger als eine Sekunde erreichen konnte. Dabei wurde durch Fusion eine Energiemenge freigesetzt, die 65 Prozent der hineingesteckten elektrischen Energie entsprach..Webseite von EUROfusion. Abgerufen am 16. August 2016.
Stellare Kernfusion
lang=de|mini|Proton-Proton-Reaktion und Fortsetzung der Kette bis zur Bildung von He-4
In vielen Sternen, wie unserer Sonne, steht am Beginn der Entwicklung eine lange Phase des Wasserstoffbrennens. 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-Kette bekannte Folge von Fusionsreaktionen; bei höheren Temperaturen gewinnt der Bethe-Weizsäcker-Zyklus an Bedeutung. In diesen Reaktionsketten werden Neutrinos mit charakteristischen Energieverteilungen gebildet, deren Messung Aufschluss über das Sonneninnere liefert.Michael Schirber, APS: Synopsis: Rare Fusion Reactions Probed with Solar Neutrinos, 2012.
Wenn im Kern eines Hauptreihensterns der Wasserstoff knapp geworden ist, beginnt die Fusion von Helium zu Kohlenstoff. Die Bildung noch schwererer Kerne erfolgt in weiteren Fusionsreaktionen bis in den Bereich der Massenzahl 60, wo die Bindungsenergie pro Nukleon maximal ist. Dabei werden immer höhere Temperaturen erforderlich. Daher erfolgt die Reaktion in aufeinander folgenden Phasen: Ist der Brennstoff für eine Reaktion aufgebraucht, so kontrahiert der Stern, wodurch seine Zentraltemperatur steigt. Falls sie hoch genug ist, kann die nächste Fusionsreaktion zu noch schwereren Kernen beginnen. Temperaturen, die zur Erzeugung von Eisen und Nickel erforderlich sind, werden aber nur in sehr massereichen Sternen erreicht. Elemente mit noch größeren Massenzahlen können gar nicht mehr auf diese Weise entstehen, sie werden durch Neutronen- (s- und r-Prozess) und Protonenanlagerung (p-Prozess) gebildet (siehe Supernova, Kernkollaps).
Kernfusionsreaktionen für technische Energiegewinnung
Mögliche Einsatzstoffe und Reaktionen Die p-p-Reaktion ist für eine technische thermonukleare Nutzung viel zu langsam. Selbst im Kern der Sonne liegt die mittlere Lebensdauer eines Protons bis zur Reaktion in der Größenordnung von zehn Milliarden Jahren. Aber auch alle für die technische Nutzung in Frage kommenden Fusionsreaktionen erfolgen zwischen sehr leichten Atomkernen, und ihr Energiegewinn erklärt sich aus der Erzeugung von Helium-4-Kernen mit ihrer hohen Bindungsenergie pro Nukleon. Eine der betrachteten Reaktionen, die Proton-Bor-11-Reaktion (Zeile 10 der folgenden Tabelle), ist gar keine Fusion im Sinne der obigen Definition – es entsteht kein Kern, der schwerer ist als die Ausgangskerne – aber sie erzeugt pro reagierendem Kernpaar gleich drei Helium-4-Kerne. Üblicherweise wird diese Reaktion mit zur „Kernfusion“ gezählt.
Die Konzepte für Kernfusionsreaktoren basieren auf der Fusion von Deuterium und Tritium, im Folgenden kurz DT. Andere Fusionsreaktionen hätten zum Teil Vorteile gegenüber DT, insbesondere hinsichtlich durch Aktivierung der Wandmaterialien entstehender Radioaktivität (siehe hierzu Fusionsenergie) 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 theoretische Möglichkeiten der Energiegewinnung dar.
In der nachfolgenden Tabelle sind die möglichen Brennstoffe, die Reaktionsprodukte und die freiwerdende Energie aufgeführt. Bei Reaktionen mit verschiedenen möglichen Endprodukten sind die prozentualen Anteile der Reaktionskanäle angegeben.
Gibt es nur zwei Produktteilchen, haben diese (bei vernachlässigter Stoßenergie im Eingangskanal) nach der Kinematik die angegebenen, wohlbestimmten kinetischen Energien. Bei Reaktionen mit mehr als zwei Produktteilchen lässt sich dagegen nur die freigesetzte Gesamtenergie angeben.
{| style="border-collapse:separate;" |- style="border-bottom:1px solid red;background:#E0D0C0;" ! style="padding-right:1em;"|Nr. !!colspan="3"|Ausgangsstoffe!! !!colspan=7|Produkte |- |(1) ||2D ||+ ||3T || → ||4He (3,5 MeV)|| + ||n0 (14,1 MeV) |- | colspan="12" style="border-top:2px solid #000000;"| |- |(2a) | 2D | + | 2D | → ||3T (1,01 MeV) | + ||p+ (3,02 MeV) |colspan="4"|(zu 50 %) |- |(2b) | 2D | + | 2D || → ||3He (0,82 MeV)|| + ||n0 (2,45 MeV)||colspan="4"| (zu 50 %) |- | colspan="12" style="border-top:2px solid #000000;"| |- |(3)||2D ||+||3He||→||4He (3,6 MeV)|| + ||p+ (14,7 MeV) |- |(4)||3T|| + ||3T|| → ||4He|| + ||2 n||colspan="4"| + 11,3 MeV |- |(5)||3He|| + ||3He|| → ||4He|| + ||2 p||colspan="4"| + 12,9 MeV |- | colspan="12" style="border-top:2px solid #000000;"| |- | (6a) | 3He | + | 3T | → |4He | + ||p|| + ||n||+ 12,1 MeV | (zu 57 %) |- |(6b) | 3He | + | 3T | → ||4He (4,8 MeV)|| + ||2D (9,5 MeV) || || || |colspan="4"| (zu 43 %) |- | colspan="12" style="border-top:2px solid #000000;"| |- |(7a) |rowspan="4"|2D |rowspan="4"| + |rowspan="4"|6Li | → ||colspan="3"|2 4He (je 11,2 MeV) |- |(7b)|| → ||3He|| + ||4He|| + ||n|| + 1,8 MeV |- |(7c)|| → ||7Li (0,6 MeV)|| + ||p (4,4 MeV) |- |(7d)|| → ||7Be (0,4 MeV)|| + ||n (3,0 MeV) |- |(8)||p|| + ||6Li|| → ||4He (1,7 MeV)|| + ||3He (2,3 MeV) |- |(9)||3He|| + ||6Li|| → ||2 4He|| + ||p||colspan="4"| + 16,9 MeV |- |(10)||p|| + ||11B|| → ||3 4He||+ ||8,7 MeV |- |(11a)||p|| + ||7Li|| → ||2 4He||+ ||17,2 MeV |- |(11b)||p|| + ||7Li|| → ||7Be|| + ||n||
Deuterium/Tritium