Kernfusion

Kernfusion

Entstehung der Sonnenenergie:

Man weiß, dass unsere Erde seit etwa 4,5 Milliarden Jahren existiert. Da sich auf der Erde seit ca. 3 Milliarden Jahren Leben zu immer höheren Lebensformen entwickelt hat, kann man annehmen, dass die Leuchtkraft der Sonne während dieser Zeit ungefähr konstant geblieben ist. Noch vor 150 Jahren nahm man an, dass die Sonne ein rießiger Ofen sei. Die Annahme, auf der Sonne würde Steinkohle verbrannt, konnte jedoch nicht die Abstrahlung von Wärme und Helligkeit über Milliarden von Jahren erklären.

Kernfusion im Inneren der Sonne:

Eine Kernverschmelzung ist das Zusammenfügen von leichten Kernen zu schwereren, wobei große Energiemengen freigesetzt werden. Die Sonne bezieht ihre Strahlungsenergie aus einem solchen Vorgang, welcher Proton-Proton-Reaktion heißt. Da verschmelzen sich Deuteriumkerne zu Heliumkernen bei Temperaturen um 100 Millionen °C. Dieser Fusionsprozess erfolgt nicht von selbst, da beide Wasserstoffkerne positiv geladen sind und sich somit abstoßen. Bei solch hohen Temperaturen, wie sie im Sonneninneren sind, sind die Atome vollständig ionisiert und somit die Elektronen nicht mehr an die Atomkerne gebunden. Alle Teilchen können sich frei bewegen, wodurch die Bewegungsenergie in der Sonne so groß ist, dass die Protonen sich stark nähern und fusionieren. Diesen Zustand der Materie bezeichnet man als Plasma. Wenn zwei Kerne mit großer Geschwindigkeit (>1000 km/s) aufeinander zufliegen werden die Abstoßungskräfte ebenfalls überwunden. Diese Geschwindigkeit erhalten Teilchen bei hohen Temperaturen wie etwa in der Sonne bei 100 Millionen °C.
Stark vereinfacht kann man diese Proton-Proton-Reaktion als die Verschmelzung von vier Protonen zu einem Heliumkern beschreiben. Bei den verschiedenen Zwischenstadien werden Positronen, Neutrinos und Gammastrahlung erzeugt. Das Positron ist ein Elementarteilchen, das die gleiche Masse hat wie ein Elektron, jedoch eine positive Elementarladung trägt. Das Neutrino ist ein neutrales Elementarteilchen. Bis heute konnte man noch nicht nachweisen, dass das Neutrino eine Masse hat. Im Vergleich zur Masse des Elektrons wäre sie jedenfalls sehr klein. Die Neutrinos tragen einen geringen Teil der Energie aus der Sonne weg.



Heute ist klar, dass die Kernenergie die ergiebigste Energiequelle ist. Schon 1905 erkannte Albert Einstein, dass in der Masse der Stoffe eine rießige Energie gespeichert ist. Er stellte die Beziehung E=mc² auf, wobei E die Energie, m die Masse und c die Lichtgeschwindigkeit ist. In dieser Gleichung kommt ein Zusammenhang zum Ausdruck, der für das Verständnis einer Reihe von Naturerscheinungen grundlegend ist: Masse und Energie sind einander äquivalent. In der Sonne verschmelzen in jeder Sekunde 567 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 562,8 Millionen Helium. Somit wird unsere Sonne in jeder Sekunde um 4,2 Millionen Tonnen leichter. Dieser Massedefekt lautet in der Einsteinschen Gleichung
E = m x c²
E = 4,2 x 10⁹ kg x (3 x 10⁸ m/s)²
E = 3,8 x 10²⁶ J.

Diese Energie wird in Form von Strahlung freigesetzt.

Durch diesen Prozess verändert die Sonne ihre chemische Zusammensetzung. Der Heliumanteil nimmt zu, der Wasserstoffanteil nimmt ab. Diese Veränderung wird als Teil der Sonnenentwicklung angesehen. Der Heliumanteil im Sonneninneren zeigt das Alter der Sonne. Die Sonne strahlt bereits seit über 4 Milliarden Jahren und hat ungefähr 1/3 ihres Vorrates an Wasserstoff verbraucht. Der Wasserstoffvorrat reicht also noch Milliarden von Jahre.

Da Deuterium in den Ozeanen im schweren Wasser stark vorhanden ist, wäre ein Kraftwerk, das auf einer Kernfusion von Deuteriumkernen zu Helium beruht, hinsichtlich des Ressourcenpotentials, die ideale Energiequelle. Allerdings kann die Kernfusion noch nicht kontrollierbar durchgeführt werden.

Quellen:
- "Physik 10"; Verlag: Oldenbourg
- "Heißer als die Sonne" von Stratis Karamanolis; Verlag: Elektra
- "Goldmann Lexikon"; Verlag: Bertelsmann Lexikographisches Institut
- "Astronomie Sekundarstufe 1"; Verlag: Paetec