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Kernfusion

Aus AnthroWiki
Bindungsenergie pro Nukleon als Funktion der Massenzahl
Schematischer Ablauf der Proton-Proton-I-Reaktionskette

Die Kernfusion (von lat. fusio „das Gießen, Schmelzen, der Guss“, aus fundere „schmelzen, gießen, strömen, fließen“) ist eine Kernreaktion, bei der zwei oder mehr Atomkerne zu einem oder mehreren neuen Kernen verschmelzen, wobei in der Regel auch subatomare Teilchen wie Protonen, Neutronen oder Neutrinos freigesetzt werden.

Die erste überhaupt beobachtete Kernreaktion, die 1919 von Ernest Rutherford beschrieben wurde, war eine endotherme Fusionsreaktion. Dabei wurden Alphateilchen durch Stickstoff geschossen, was dahinter auf dem Zinksulfid-Schirm, der als Szintillator diente, auch Signale von Protonen ergab[1]:

Nachdem Francis William Aston daraufhin ebenfalls noch 1919 die extrem energiereiche Fusion von Wasserstoff zu Helium postuliert hatte, schlug Arthur Stanley Eddington 1920 zum ersten Mal vor, dass Sterne ihre Energie durch die Fusion von Wasserstoff zu Helium erhalten, und warf die Möglichkeit auf, dass sich auch schwerere Elemente in Sternen bilden könnten.[2]

Dabei handelt es sich im Prinzip um einen Aufbauprozess, bei dem aus einfachen Stoffen schwerere und komplexere Materie und zugleich eine große Menge an Energie erzeugt wird. Indem Wärme, Licht usw. freigesetzt wird, findet also zugleich auch eine Ätherisierung der Materie statt. Tatsächlich haben die Produkte in Summe eine geringere Masse als die Ausgangsstoffe. Die Massendifferenz zwischen den Reaktanden und Produkten, der sogenannte Massendefekt, wird gemäß der bekannten Einsteinschen Formel in Form von Energie () freigesetzt. Um die starken Abstoßungskräfte der elektrisch positiv geladenen Kerne zu überwinden, ist eine große kinetische bzw. thermische Energie, d.h. eine hohe Temperatur notwendig. Wie das Diagramm der Bindungsenergie (Bild rechts) zeigt, laufen Fusionsprozesse nur bis zum Eisenistotop bzw. Nickelisotop exotherm, d.h. unter Energieabgabe ab, da hier die maximale Bindungsenergie erreicht wird.[3] Sie können dadurch die für die Fusion nötigen hohen Temperaturen selbsttätig aufrechterhalten. Fusionsprozesse, bei denen schwerere Kerne gebildet werden, verlaufen hingegen endotherm, verbrauchen also Energie. Läuft die Kernfusion nicht nur mit einzelnen Kernen, sondern mit größeren Stoffmengen ab, wird sie auch als thermonukleare Reaktion bezeichnet.

Auch bei der Kernspaltung wird, insofern sie exotherm verläuft, Energie freigesetzt und dadurch Materie ätherisiert. Doch handelt es hier ähnlich wie bei der Radioaktivität praktisch um einen reinen Abbauprozess, um einen Sterbensprozess der Materie.

Sterne erzeugen gewaltige Energiemengen durch Kernfusion, hauptsächlich durch das sog. Wasserstoffbrennen, bei dem in Summe 4 Wasserstoffkerne (Protonen) zu einem Heliumkern verschmolzen werden. Unsere Sonne erzeugt auf diese Art pro Sekunde aus 564 Millionen Tonnen Wasserstoff 560 Millionen Tonnen Helium; der Massendefekt von 4 Millionen Tonnen liefert dabei eine Energiemenge von 3,846 · 1026 J pro Sekunde, die sog. Sonnenleuchtkraft L. Die wichtigste Fusionsreaktion, die rund 98 % der Sonnenleuchtkraft liefert, ist die dabei die Proton-Proton-Reaktion (p-p-Reaktion). De facto wird also in den Sternen Materie ätherisiert, d.h. in Wärme- und Lichtäther und wohl auch in höhere Ätherarten (Klangäther, Lebensäther) transformiert, während der Raum partiell von Materie freigesaugt, zugleich aber eine qualitativ höhere Materie geboren wird, auf deren Grundlage sich das irdische Leben entfalten kann.

Für die technische Nutzung der Kernfusion in Kernfusionsreaktoren, die sich derzeit noch im experimentellen Stadium befinden, ist die stellare p-p-Reaktion allerdings viel zu langsam. Selbst im heißen Kern der Sonne liegt die mittlere Lebensdauer der Protonen bei rund 10 Millionen Jahren. Die Fusionsreaktoren nutzen daher die wesentlich schnellere, aber energetisch nicht so ergiebige Fusion von Deuterium (2H) und Tritium (3H):

Bei Wasserstoffbomben-Explosionen läuft eine unkontrollierte thermonukleare Reaktion ab.

Siehe auch

Einzelnachweise

  1.  E. Rutherford: Collision of α particles with light atoms. IV. An anomalous effect in nitrogen. In: Philosophical Magazine. 37, 1919, S. 581-587. (Veröffentlichungstext)
  2. A. S. Eddington: The Internal Constitution of the Stars. In: Nature. 106, Nr. 2653, 1920, S. 14–20. bibcode:1920Natur.106...14E. doi:10.1038/106014a0. PMID 17747682. pdf.
  3. ist um 0,04% fester gebunden als , das früher als Maximum der Bindungsenergie angesehen wurde.
    vgl. M. P. Fewell: The atomic nuclide with the highest mean binding energy. In: American Journal of Physics. 63, Nr. 7, 1995, S. 653–658 doi:10.1119/1.17828 pdf