Sterne strahlen gigantische Energiemengen in Form von Licht, Wärme, Röntgen- und Gammstrahlung ab. Zumindest nach dem Standardsternmodell der Astrophysik nutzen sie als Energiequelle die Kernverschmelzung oder Kernfusion. Dabei verschmelzen jeweils zwei leichtere Atomkerne zu einem schwereren und setzen viel Energie frei. Je nach Verschmelzungsprozess werden zusätzlich Neutronen, Protonen oder Gammastrahlung ausgesendet, das ist äußerst energiereiche elektromagnetische Strahlung.

Prinzip der Kernfusion

In einem der möglichen Fusionsprozesse stoßen Deuterium- und Tritium-Kerne in einem extrem heißen Plasma mit Geschwindigkeiten um 1000 Kilometer pro Sekunde zusammen. Deuterium ist so genannter "schwerer Wasserstoff", sein Kern besteht aus einem Proton (blau) und einem Neutron (rot). Tritium ist "überschwerer Wasserstoff", sein Kern besteht aus einem Proton und zwei Neutronen. Es verschmelzen je zwei dieser Atomkerne und verwandeln sich in einen Heliumkern und ein Neutron. Mit der hohen Bewgungsenergie dieser Reaktionsprodukte kann das Plasma geheizt und Energie im Kraftwerk gewonnen werden. Deuterium und Tritium lassen sich am einfachsten verschmelzen. Grafik: ITER, mit freundlicher Genehmigung. 

Die Fusion von 1 kg Wasserstoff liefert etwa soviel Energie wie die Verbrennung von 10 000 000 kg Kohle oder Öl.

Einer der Wege zur kontrollierten Kernfusion

Die kontrollierte Kernfusion von Deuterium und Tritium wird in Forschungsreaktoren intensiv untersucht. Wenn sie irgendwann wirtschaftlich arbeiten, besitzt die Menschheit eine praktisch unerschöpfliche Energiequelle. Denn der Brennstoff Deuterium lässt sich aus Meerwasser gewinnen und Tritium durch Neutronenbeschuss aus dem Lithium der Gesteine. Im Gegensatz zu Kernspaltungsreaktoren erzeugen Fusionsreaktoren keine langlebigen radioaktiven Abfälle (Tritium und durch Neutronen aktiviertes Reaktormaterial). Allerdings ist das radioaktive Tritium (Halbwertszeit 12,3 Jahre) sehr beweglich und falls es freigesetzt wird, schwer beherrschbar.

Bis die kontrollierte Kernfusion wirtschaftlich Energie erzeugen kann, müssen viele technologische Probleme gelöst werden, denn unter anderem ist das Plasma schwer zu bändigen. Einige Experten schätzen, dass die Kernfusion bis Mitte des 21. Jahrhunderts kommerziell nutzbar sein kann.

Kritikpunkte der irdischen Fusionsenergie sind ihre Investitionskosten, die der Entwicklung alternativer Energiequellen Geld entziehen, und offene Fragen der Technikfolgenabschätzung.

Fusion von Deuterium und Tritium

Die Fusion von Deuterium und Tritium ist am einfachsten zu erzielen. Daher basieren die Fusionsreaktoren der ersten Generation auf diesem Mechanismus. Deuterium und Tritium sind Wasserstoffatome, deren Kerne zusätzliche Neutronen enthalten. Normaler Wasserstoff (H) besitzt einen Atomkern aus einem Proton. Deuterium (D) hat dagegen zusätzlich ein Neutron im Kern und Tritium (T) zwei. Deuterium und Tritium fusionieren zu Helium-4 (He4) mit zwei Protonen und zwei Neutronen im Kern. Dabei entsteht zusätzlich ein freies Neuton (n). Die beiden Reaktionsprodukte haben kinetische Energien von 3,5 und 14,1 MeV:

D + T → He4 (3,5 MeV) + n (14,1 MeV)

In der Natur bestehen 0,015 Prozent der Wassermoleküle aus D2O statt aus H2O. Tritium zerfällt radioaktiv als Betastrahler mit einer Halbwertszeit von 12,3 Jahren. Daher kommt es in der Natur kaum vor. Es kann jedoch künstlich erzeugt werden, indem man Lithium-6 (3 Protonen, 3 Neutronen) oder Lithium-7 (3 Protonen, 4 Neutronen) zum Beispiel mit den Neutronen bestrahlt, die bei der D-T-Fusion frei werden:

n + Li6 → He4 + T + 4,8 MeV

n + Li7 → He4 + T + n + 2,5 MeV

Warum wird Plasma verwendet?

Atomkerne sind elektrisch positiv geladen und stoßen sich gegenseitig ab. Um eine Kernfusion einzuleiten, müssen sie daher auf beträchtliche Energien beschleunigt werden. Wenn ihre Geschwindigkeiten groß genug sind, können die Kerne sich so nahe kommen, dass schließlich die so genannte Kernkraft wirkt. Sie hat nur eine kurze Reichweite, ist auf kurze Distanz aber wesentlich stärker als die abstoßende elektrische Kraft. Deuteriumatome, die per Teilchenbeschleuniger auf Tritiumatome geschossen werden, nützen allerdings wenig, da die Bewegungsenergie gröstenteils durch die Ionisation der Elektronenhülle und Aufheizung der Zielatome aufgebraucht wird. Darum wird in Fusionsreaktoren Plasma verwendet. Ein Plasma entsteht bei extrem hohen Temperaturen. Dabei werden die Elektronenhüllen der Atome von den Atomkernen durch gegenseitige Stöße abgetrennt. Zur Fusion von Deuterium und Tritium werden Temperaturen im Bereich von 100 000 000 °C benötigt. Zum Vergleich: Im Zentrum der Sonne herrschen etwa 15 000 000 °C, allerdings auch der Druck von einigen hundert Milliarden Bar und die Teilchendichte von etwa 100 Gramm pro Kubikzentimeter.

Woher kommt die Energie?

Ein Atomkern setzt sich zusammen aus Protonen und Neutronen, den Nukleonen. Die potentielle Energie der Nukleonen ist im Kernverbund niedriger als im freien Zustand. Die Energiedifferenz oder Kernbindungsenergie steckt in der Bewegungsenergie der Reaktionsprodukte, so dass die Gesamtenergie erhalten bleibt. Umgekehrt ist die Kernbindungsenergie die Energie, die aufgebracht werden muss, um den Kern in seine Nukleonen zu zerlegen.

Experimentell lassen sich die Massen der Atomkerne sowie die Massen der einzelnen Nukleonen bestimmen. Dabei findet man Folgendes: Die Masse eines ruhenden Kerns ist immer etwas kleiner als die Summe der Massen seiner Nukleonen in Ruhe. Dieser so genannte Massendefekt entspricht der Kernbindungsenergie, die frei wird, wenn sich einzelne Nukleonen zu einem Kern vereinigen. Im Massendefekt drückt sich die Äquivalenz von Masse m und Energie E aus: E = mc² (Äquivalenzgleichung), wobei c die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum ist.

Beispiel Sonne: Nach dem Standardmodell  verschmelzt sie pro Sekunde etwa 600 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 596 Millionen Tonnen Helium. Dabei wird Energie frei, die der Masse von 4 Millionen Tonnen entspricht.

Wann sich Kernfusion energetisch lohnt: das Lawson-Kriterium

Damit Atomkerne verschmelzen, muss der Brennstoff extrem zum Plasma erhitzt werden. Die Heizenergie soll durch die frei werdende Fusionsenergie mindestens zurückgewonnen werden (Break-even). Die gewonnene Energie lässt sich so abschätzen: Das Plasma enthält pro m³ n Kerne (z.B. n/2 D u. n/2 T) sowie n Elektronen. Bei jeder Kernfusion wird die Energie Q frei. Die Heizenergie kann im Reaktor für die Dauer τ aufrecht erhalten werden, bis die Energie aufgrund ungenügender Wärmedämmung entwichen ist oder sich das Plasma explosiv ausdehnt. Pro m³ und Sekunde verschmelzen σvn²/4 Kerne (v = mittlere Geschwindigkeit; n/2 Kerne pro m³ werden pro Sekunde von vn/2 = Teilchenstrom/m² = n/2m²s mit dem Wirkungsquerschnitt σ getroffen). Während der Einschlusszeit τ wird daher die Energie σvn²Qτ/4 frei. Der davon praktisch verwertbare Anteil ist gegeben durch den Wirkungsgrad η des Fusionsreaktors. Die Heizenergie pro m³ bei der Temperatur T ist 2n3kT/2 = 3nkT (k = Boltzmann-Konstante; 2n Kerne u. Elektronen). Ein Bruchteil ε der Heizenergie wird im folgenden Fusionszyklus genutzt. Die Fusion wird daher energetisch lohnend, wenn (1-ε)3nkT < ησvn²Qτ/4. Links steht die in den aktuellen Fusionszyklus hineingesteckte Energie und rechts die gewonnene Energie. Umgeformt:

nτ > 12(1-ε)kT/ησvQ.

Das ist das so genannte Lawson-Kriterium. Für die D-T-Fusion z.B. muss nτ > 10²⁰ s/m³ sein, wenn ε=η=1/3.

Das Lawson-Kriterium kann durch großes n bei kleinem τ erfüllt werden (Laser-Fusion) und durch kleines n bei großem τ (magnetischer Plasmaeinschluss). Es gibt aber auch viele Zwischenlösungen.