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Kernfusion: Unterschied zwischen den Versionen
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Die '''Kernfusion''' (von [[lat.]] ''fusio'' „das Gießen, Schmelzen, der Guss“, aus ''fundere'' „schmelzen, gießen, strömen, fließen“) ist eine [[Kernreaktion]], bei der zwei oder mehr [[Atomkern]]e zu einem oder mehreren neuen Kernen verschmelzen, wobei in der Regel auch [[subatomare Teilchen]] wie [[Proton]]en, [[Neutron]]en oder [[Neutrino]]s freigesetzt werden. Die Massendifferenz <math>\Delta m</math> zwischen den Reaktanden und Produkten, der sogenannte [[Massendefekt]], wird gemäß der bekannten [[Albert Einstein|Einsteinschen]] [[Formel]] <math>E=\Delta m\,c^{2}</math> in Form von [[Energie]] (<math>E</math>) freigesetzt. Um die starken Abstoßungskräfte der elektrisch positiv geladenen Kerne zu überwinden, ist eine große [[kinetische Energie|kinetische]] bzw. [[thermische Energie]], d.h. eine hohe [[Temperatur]] notwendig. Wie das Diagramm der Bindungsenergie (Bild rechts) zeigt, laufen Fusionsprozesse nur bis zum [[Eisen]]isotop <sup>56</sup>Fe [[exotherm]], d.h. unter Energie''abgabe'' ab. 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. | Die '''Kernfusion''' (von [[lat.]] ''fusio'' „das Gießen, Schmelzen, der Guss“, aus ''fundere'' „schmelzen, gießen, strömen, fließen“) ist eine [[Kernreaktion]], bei der zwei oder mehr [[Atomkern]]e zu einem oder mehreren neuen Kernen verschmelzen, wobei in der Regel auch [[subatomare Teilchen]] wie [[Proton]]en, [[Neutron]]en oder [[Neutrino]]s freigesetzt werden. | ||
Dabei handelt es sich im Prinzip um einen [[Aufbauprozess]], bei dem aus einfachen [[Stoff]]en schwerere und komplexere [[Materie]] und zugleich eine große Menge an [[Energie]] erzeugt wird. Indem [[Wärme]], [[Licht]] usw. freigesetzt wird, findet also zugleich auch eine [[Äther]]isierung der Materie statt. Tatsächlich haben die Produkte in Summe eine geringere [[Masse]] als die Ausgangsstoffe. Die Massendifferenz <math>\Delta m</math> zwischen den Reaktanden und Produkten, der sogenannte [[Massendefekt]], wird gemäß der bekannten [[Albert Einstein|Einsteinschen]] [[Formel]] <math>E=\Delta m\,c^{2}</math> in Form von [[Energie]] (<math>E</math>) freigesetzt. Um die starken Abstoßungskräfte der elektrisch positiv geladenen Kerne zu überwinden, ist eine große [[kinetische Energie|kinetische]] bzw. [[thermische Energie]], d.h. eine hohe [[Temperatur]] notwendig. Wie das Diagramm der Bindungsenergie (Bild rechts) zeigt, laufen Fusionsprozesse nur bis zum [[Eisen]]isotop <sup>56</sup>Fe [[exotherm]], d.h. unter Energie''abgabe'' ab. 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. | |||
Die erste überhaupt beobachtete [[Kernreaktion]], die 1919 von [[w:Ernest Rutherford|Ernest Rutherford]] beschrieben wurde, war eine endotherme Fusionsreaktion. Dabei wurden [[Alphateilchen]] durch [[Stickstoff]] geschossen, was dahinter auf dem Zinksulfid-Schirm, der als [[w:Szintillator|Szintillator]] diente, auch Signale von Protonen ergab<ref>{{Literatur | Autor = E. Rutherford | Titel = Collision of α particles with light atoms. IV. An anomalous effect in nitrogen | Sammelwerk = Philosophical Magazine | Band = 37 | Jahr = 1919 |Seiten = 581-587}} ([http://web.lemoyne.edu/~giunta/rutherford.html Veröffentlichungstext])</ref>: | Die erste überhaupt beobachtete [[Kernreaktion]], die 1919 von [[w:Ernest Rutherford|Ernest Rutherford]] beschrieben wurde, war eine endotherme Fusionsreaktion. Dabei wurden [[Alphateilchen]] durch [[Stickstoff]] geschossen, was dahinter auf dem Zinksulfid-Schirm, der als [[w:Szintillator|Szintillator]] diente, auch Signale von Protonen ergab<ref>{{Literatur | Autor = E. Rutherford | Titel = Collision of α particles with light atoms. IV. An anomalous effect in nitrogen | Sammelwerk = Philosophical Magazine | Band = 37 | Jahr = 1919 |Seiten = 581-587}} ([http://web.lemoyne.edu/~giunta/rutherford.html Veröffentlichungstext])</ref>: | ||
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[[Stern]]e erzeugen gewaltige Energiemengen durch Kernfusion, hauptsächlich durch das sog. [[Wasserstoffbrennen]], bei dem in Summe 4 [[Wasserstoff]]kerne ([[Proton]]en) zu einem [[Helium]]kern 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 · 10<sup>26</sup> [[Joule|J]] pro Sekunde, die sog. [[Sonnenleuchtkraft]] L<sub>☉</sub>. 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]] [[äther]]isiert, d.h. in [[Wärmeäther|Wärme]]- und [[Lichtäther]] und wohl auch in höhere Ätherarten ([[Klangäther]], [[Lebensäther]]) transformiert, während der Raum partiell von Materie [[Universalkräfte|freigesaugt]] wird. | [[Stern]]e erzeugen gewaltige Energiemengen durch Kernfusion, hauptsächlich durch das sog. [[Wasserstoffbrennen]], bei dem in Summe 4 [[Wasserstoff]]kerne ([[Proton]]en) zu einem [[Helium]]kern 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 · 10<sup>26</sup> [[Joule|J]] pro Sekunde, die sog. [[Sonnenleuchtkraft]] L<sub>☉</sub>. 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]] [[äther]]isiert, d.h. in [[Wärmeäther|Wärme]]- und [[Lichtäther]] und wohl auch in höhere Ätherarten ([[Klangäther]], [[Lebensäther]]) transformiert, während der Raum partiell von Materie [[Universalkräfte|freigesaugt]], zugleich aber eine qualitativ höhere [[Materie]] geboren wird, auf deren Grundlage sich das irdische [[Leben]] entfalten kann. | ||
Für die [[Technik|technische]] Nutzung der Kernfusion in [[w:Kernfusionsreaktor|Kernfusionsreaktor]]en, die sich derzeit noch im experimentellen Stadium befinden, ist die stellare p-p-Reaktion allerdings viel zu langsam. Selbst im heißen Kern der [[Sonne]] beträgt 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]] (<sup>2</sup>H) und [[Tritium]] (<sup>3</sup>H): | Für die [[Technik|technische]] Nutzung der Kernfusion in [[w:Kernfusionsreaktor|Kernfusionsreaktor]]en, die sich derzeit noch im experimentellen Stadium befinden, ist die stellare p-p-Reaktion allerdings viel zu langsam. Selbst im heißen Kern der [[Sonne]] beträgt 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]] (<sup>2</sup>H) und [[Tritium]] (<sup>3</sup>H): | ||
Version vom 19. Mai 2019, 16:55 Uhr
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.
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 Eisenisotop 56Fe exotherm, d.h. unter Energieabgabe ab. 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.
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]:
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 beträgt 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
- Kernfusion - Artikel in der deutschen Wikipedia
- Kernfusionsreaktor - Artikel in der deutschen Wikipedia
Einzelnachweise
- ↑ E. Rutherford: Collision of α particles with light atoms. IV. An anomalous effect in nitrogen. In: Philosophical Magazine. 37, 1919, S. 581-587. (Veröffentlichungstext)
