Kernfusion

Fusion von Deuterium und Tritium zu einem Heliumkern

Bindungsenergie von Isotopen

Die Kernfusion ist eine Kernreaktion, bei der zwei Atomkerne zu einem neuen Kern verschmelzen. Die Kernfusion ist 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 die zusammenstoßenden Kerne miteinander reagieren. Ausreichend groß ist der Wirkungsquerschnitt meist nur dann, wenn die beiden Kerne mit hoher Energie aufeinander prallen. Die ist nötig, um die Coulombbarriere, die elektrische Abstoßung zwischen den positiv geladenen Kernen, zu erklimmen und ihr schmales Maximum zu durchtunneln. Jenseits des Maximums, bei einem Abstand von nur noch etwa 10⁻¹⁵ m, überwiegt die Anziehung durch die starke Wechselwirkung, die Kerne haben fusioniert.

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. Sie sollen in Zukunft der Stromerzeugung in Kernfusionsreaktoren dienen. Im Gegensatz zur Kernspaltung ist eine Kettenreaktion mit Fusionsreaktionen nicht möglich.

In der oberen nebenstehenden Abbildung ist eine Fusionsreaktion beispielhaft dargestellt. 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). Diese Fusionsreaktion ist sowohl die Ursache für die Zerstörungswirkung von Wasserstoffbomben als auch ein Kandidat für die Stromerzeugung der Zukunft.

In der Abbildung darunter ist die Bindungsenergie pro Nukleon der Nuklide dargestellt. Energie wird frei bei Reaktionen in aufsteigender Richtung der Kurve und wird benötigt bei abfallender Richtung. Fusionen von Wasserstoff (H) zu Helium (He) setzen 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. Diese Kernreaktion heißt in heutiger Schreibweise ¹⁴N(α,p)¹⁷O oder, ausführlich geschrieben:

${}^{14}\mathrm{N} + {}^4\mathrm{He} \,\rightarrow\, {}^{17}\mathrm{O} + {}^1\mathrm{H} - 1,2 \,\mathrm{MeV}$

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.

Die erste im Labor gezielt durchgeführte Fusionsreaktion war der Beschuss von Deuterium mit Deuteriumkernen 1934 durch Mark Oliphant, Assistent von Rutherford. Die Fusion dieses in Sternen allerdings seltenen Wasserstoffisotops verzweigt in zwei Produktkanäle:

${}^2\mathrm{H} + {}^2\mathrm{H} \,\rightarrow\, {}^3\mathrm{He} + {}^1\mathrm{n} + 3{,}3\,\mathrm{MeV}$

${}^2\mathrm{H} + {}^2\mathrm{H} \,\rightarrow\, {}^3\mathrm{H} + {}^1\mathrm{p} + 4{,}0\,\mathrm{MeV}$

Die technische Nutzung der Kernfusion wurde zuerst mit dem Ziel der militärischen Waffenentwicklung verfolgt. Daher fand die Fusionsforschung in den ersten Jahrzehnten nach dem Zweiten Weltkrieg im Geheimen statt. 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 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.

Energiebilanz

Ist die Masse der bei der Fusion entstandenen Kerne bzw. Teilchen geringer als die Summe der Masse der Ausgangskerne, wird die Massendifferenz $\Delta m$ wie bei jeder Kernreaktion nach der von Einstein stammenden Masse-Energie-Äquivalenzformel $E = \Delta m c^2$ in Form von Energie freigesetzt (als kinetische Energie der Reaktionsprodukte und als Strahlungsenergie). 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 Eisen (Isotop ⁵⁸Fe) 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. Zum Vergleich: In der Sonne fusionieren jede Sekunde 564·10¹² g Wasserstoff, was ca. 1,3 mal die Masse aller lebenden Menschen zusammen ist.

Stellare Kernfusion

→ Hauptartikel: Sternentwicklung

Proton-Proton-Reaktion

Fusionsreaktionen mit verschiedenen Ausgangsstoffen benötigen verschieden hohe Temperaturen. In Sternen laufen diese nacheinander ab, denn die Energiefreisetzung einer bei vergleichsweise geringer Temperatur einsetzenden Reaktion verhindert eine Kontraktion des Sterns und den damit verbundenen weiteren Anstieg der Temperatur im Zentrum, bis die Ausgangsstoffe für diese Reaktion verbraucht sind.

In einem Stern verschmelzen zu Beginn seines Lebens primordiales Deuterium und Lithium. Braune Zwerge werden bei ihrer weiteren Kontraktion nicht heiß genug, während sich bei schwereren Sternen, wie unserer Sonne, eine lange Phase des Wasserstoffbrennens anschließt. 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-Reaktion bekannte Reaktionskette; 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.

Wenn im Kern eines Hauptreihensterns der Wasserstoff knapp geworden ist, beginnt die Fusion von Helium. Größere Sterne erzeugen infolge ihrer Masse auch einen stärkeren Gravitationsdruck, wodurch am Ende auch schwerere Elemente durch Fusion entstehen (bis zum Eisen, Massenzahl 56). Diese Fusionen liefern immer weniger Energie und benötigen immer höhere Fusionstemperaturen. Elemente mit noch größeren Massenzahlen als 56 können hingegen nicht mehr auf diese Weise entstehen, da solche Fusionen endotherm sind, d.h. weniger Energie liefern, als sie für ihre eigene Erhaltung benötigen. Sie werden durch Neutronen- (s- und r-Prozess) und Protonenanlagerung (p-Prozess) gebildet (siehe Supernova, Kernkollaps).

Kernfusionsreaktoren

Mögliche Einsatzstoffe und Reaktionen

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 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 theoretisch-utopische 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.

(1)

²D

³T

→

⁴He

(

3,5 MeV

)

n⁰

(

14,1 MeV

)

(2)

²D

(2a)

→

³T

(

1,01 MeV

)

p⁺

(

3,02 MeV

)

(zu 50 %)

(2b)

→

³He

(

0,82 MeV

)

n⁰

(

2,45 MeV

)

(zu 50 %)

(3)

²D

³He

→

⁴He

(

3,6 MeV

)

p⁺

(

14,7 MeV

)

(4)

³T

→

⁴He

2 n⁰

11,3 MeV

(5)

³He

→

⁴He

2 p⁺

12,9 MeV

(6)

³He

³T

(6a)

→

⁴He

p⁺

n⁰

12,1 MeV

(zu 57 %)

(6b)

→

⁴He

(

4,8 MeV

)

²D

(

9,5 MeV

)

(zu 43 %)

(7)

²D

⁶Li

(7a)

→

2 ⁴He

(

je 11,2 MeV)

(7b)

→

³He

⁴He

n⁰

1,8 MeV

(7c)

→

⁷Li

(

0,6 MeV

)

p⁺

(

4,4 MeV

)

(7d)

→

⁷Be

(

3,0 MeV

)

n⁰

(

0,4 MeV

)

(8)

p⁺

⁶Li

→

⁴He

(

1,7 MeV

)

³He

(

2,3 MeV

)

(9)

³He

⁶Li

→

2 ⁴He

p⁺

16,9 MeV

(10)

p⁺

¹¹B

→

3 ⁴He

8,7 MeV

Deuterium/Tritium

Ein Gemisch aus gleichen Teilen der Wasserstoff-Isotope Deuterium (D) und Tritium (T) ist der aussichtsreichste Kandidat für irdische Kernfusionsreaktoren. Damit diese Fusion von alleine abläuft, muss das Lawson-Kriterium (ein Mindestwert für das Produkt aus Temperatur, Teilchendichte und Einschlusszeit) erfüllt sein. In der Sonne beträgt der Druck 200 Milliarden bar und die Reaktionszeit misst sich in Jahrmilliarden, beides ist technisch nicht praktikabel. In Fusionsexperimenten sind jedoch weit höhere Temperaturen als die 15 Mio. K des Sonnenkerns erreichbar; zudem hat die Fusionsreaktion zwischen D und T – Reaktion (1) in der obigen Tabelle – einen weit größeren Wirkungsquerschnitt als der geschwindigkeitsbestimmende erste Schritt der stellaren Proton/Proton-Reaktion.

Zur Nutzung der DT-Reaktion als Energiequelle auf der Erde werden in internationaler Zusammenarbeit Fusionsreaktoren mit magnetischem Einschluss des Plasmas entwickelt, wobei es bisher vor allem darum ging, ein stabiles Plasma zu erzeugen. Dafür werden fast ausschließlich Wasserstoff, Deuterium oder Gemische daraus verwendet und noch kein Tritium. Die meisten plasmaphysikalischen und technischen Probleme bezüglich Heizung, Stabilisierung und Diagnostik können damit untersucht werden. Die für das Erfüllen des Lawson-Kriteriums erforderliche Einschlusszeit ist noch nicht erreicht; die bisherigen Versuchsanlagen sind dafür zu klein. DT-Fusionen sind mit JET erreicht worden und im größeren Maßstab mit ITER geplant; die Erfüllung des Lawson-Kriteriums und Stromproduktion sind mit DEMO vorgesehen.

Deuterium/Deuterium

Zwei Reaktionskanäle sind etwa gleich häufig:

$\mathrm{D} + \mathrm{D} \ \rightarrow \ \mathrm{p} + \mathrm{T} + 4{,}0 \; \mathrm{MeV}$

$\mathrm{D} + \mathrm{D} \ \rightarrow \ \mathrm{n} + {}^3\!\,\mathrm{He} + 3{,}3 \; \mathrm{MeV}$

Für eine Kraftwerksnutzung sind die Nachteile gegenüber DT der viel kleinere Energiegewinn und der viel kleinere Wirkungsquerschnitt, was die erforderliche Einschlusszeit erhöht. Bei nennenswertem Umsatz der DD-Reaktion (insbesondere in Bomben) tritt als Folgereaktion die DT-Reaktion auf sowie zusätzlich die Reaktionen:

$\mathrm{p} + \mathrm{T} \ \rightarrow \ {}^4\!\,\mathrm{He} + \gamma + 19{,}8 \; \mathrm{MeV}$

$\mathrm{D} + \! ^3\mathrm{He} \ \rightarrow \ \mathrm{p} + {}^4\!\,\mathrm{He} + 18{,}3 \; \mathrm{MeV}$

$\mathrm{T} + \mathrm{T} \ \rightarrow \ 2 \,\mathrm{n} + {}^4\!\,\mathrm{He} + 11{,}3 \; \mathrm{MeV}$

Deuterium/Helium-3 und Helium-3/Helium-3

Der Helium-3-Kern ist der Spiegelkern des Tritiumkerns. Er enthält 2 Protonen und 1 Neutron statt 1 Proton und 2 Neutronen. Die D-³He-Reaktion (Nr. (3) der Tabelle), oben bereits als Folgereaktion der Deuterium/Deuterium-Fusion aufgeführt, liefert dementsprechend einen Helium-4-Kern und ein Proton von 15 MeV Energie. Allerdings muss die höhere Abstoßung des doppelt geladenen Helium-3-Kerns überwunden werden. Die Umsetzung der kinetischen Energie des Protons in nutzbare Form wäre einfacher als beim Neutron. Gleichzeitig würden auch Deuteriumionen untereinander zu Protonen und Tritium oder zu Neutronen und Helium-3 reagieren. Dadurch würden sich ebenfalls Neutronen bilden. Wird das Tritium nicht aus dem Reaktionsgas entfernt, kommt es auch durch D-T-Reaktionen zur Neutronenfreisetzung.

In einem allein mit ³He betriebenen Fusionsreaktor (Reaktion (5)) gäbe es noch viel weniger Radioaktivität, da nur ein He-4-Kern und Protonen entstehen. Allerdings müssten für die Reaktion

$\mathrm{^3He + \! ^3He \ \rightarrow \ ^4He + \ 2 \ p + 12,9 \; MeV}$

noch größere Abstoßungskräfte überwunden werden. Bei den hohen Temperaturen des Plasmas würde mit einer gewissen Reaktionsrate durch inversen Beta-Zerfall aus He-3 und Elektronen Tritium entstehen.

Eine grundsätzliche Schwierigkeit liegt in der Verfügbarkeit von He-3, das auf der Erde nur in geringer Menge vorhanden ist. Größere Mengen He-3 sind in Mondgestein nachgewiesen worden. Für eine mögliche Gewinnung auf dem Mond und Transport zur Erde müssten die technische Machbarkeit nachgewiesen und das Kosten-Nutzen-Verhältnis abgewogen werden.

Weitere denkbare Brennstoffe

Der He-4-Atomkern weist im Vergleich zu seinen Nachbarnukliden eine besonders hohe Bindungsenergie pro Nukleon auf; dies erklärt den großen Energiegewinn der D-T-Reaktion (siehe oben), und deshalb sind auch andere Reaktionen leichter Nuklide, soweit sie He-4 erzeugen, als Energiequelle denkbar. Die Schaffung der erforderlichen Bedingungen bereitet jedoch noch viel größere Schwierigkeiten, denn die Abstoßung zwischen den mehrfach geladenen Atomkernen ist stärker als zwischen den leichteren Nukliden. Ein Beispiel ist die Bor-Proton-Reaktion (Nr. (10))

$\mathrm{^{11}B + \! p \ \rightarrow \ 3 \ ^4He + 8,7 \; MeV}$ .

Sie hätte ebenso wie die ³He-³He-Reaktion den Vorteil, keine Neutronen freizusetzen. Für sie müssten im Vergleich zur DT-Reaktion die Temperatur etwa zehnmal höher und die Einschlusszeit 500-mal länger sein. Die Energieverluste des Fusionsplasmas durch Synchrotron- und Bremsstrahlung stellen aufgrund der nötigen hohen Temperaturen und der Kernladung des Bors bisher unüberwindbare physikalische Grenzen dar.

Kernfusion mit polarisierten Teilchen

Die Reaktionsraten der Fusionsreaktionen sind von einer eventuellen Spinpolarisation der beteiligten Ionen abhängig. Beispielsweise könnte der Wirkungsquerschnitt der DT- oder der D-³He-Fusionsreaktion um einen Faktor bis zu 1,5 erhöht werden, wenn die Spins der beteiligten Teilchen parallel ausgerichtet sind. Außerdem könnten die bevorzugten Emissionsrichtungen der Reaktionsprodukte beeinflusst werden. Damit ließe sich im Prinzip die Energieauskopplung etwas vereinfachen und die Lebensdauer der Blanketteile erhöhen. Allerdings ist offen, wie die für einen Reaktorbetrieb erforderlichen Mengen polarisierten Brennstoffs hergestellt, in das Plasmagefäß gebracht und dort gegen Depolarisationseffekte geschützt werden können.

Technische Anwendungen

Stromerzeugung

In internationaler Kooperation wird erforscht, ob und wie sich Fusionsenergie zur Stromerzeugung nutzen lässt. Der erste wirtschaftlich nutzbare Reaktor wird, falls sich die technologischen Hindernisse überwinden lassen und die politische Entscheidung zugunsten der neuen Technologie fallen sollte, nicht vor 2050 erwartet. Unter der Voraussetzung, dass fossile Brennstoffe wegen ihrer Klimaschädlichkeit zurückgedrängt werden und die Kernfusion somit wirtschaftlich konkurrenzfähig wäre, könnte ein großtechnischer Einsatz der neuen Technologie nach heutigem Erkenntnisstand im letzten Viertel des 21. Jahrhunderts erfolgen.

Physikalische Forschung, Neutronenquellen

Fusionsreaktionen lassen sich wie andere Kernreaktionen mittels Teilchenbeschleunigern im Labor zu physikalischen Forschungszwecken durchführen. Die oben genannte Deuterium-Tritium-Reaktion wird so zur Erzeugung schneller freier Neutronen verwendet. Auch der Farnsworth-Hirsch-Fusor ist eine Quelle freier Neutronen für Forschungs- und technische Zwecke.

Waffen

In Wasserstoffbomben läuft die Deuterium/Tritium-Reaktion unkontrolliert ab, wobei das Tritium meist erst während der Explosion aus Lithium gewonnen wird. Die größte je getestete Wasserstoffbombe, die Zar-Bombe, erreichte eine Sprengkraft von 57 Megatonnen TNT. Aber auch viele Atombomben enthalten einige Gramm eines Deuterium-Tritium-Gemischs im Inneren der Hohlkugel aus Nuklearsprengstoff. Nach Beginn der Kettenreaktion wird diese ausreichend aufgeheizt, um die Kernfusion zu starten. Die dabei in großer Zahl freigesetzten Neutronen intensivieren die Kettenreaktion im Nuklearsprengstoff.

Seit Einstellung der Kernwaffen-Testexplosionen werden Fragen der Funktionssicherheit und der Weiterentwicklung von Fusionswaffen unter anderem mit Computersimulationen untersucht. Die dafür nötigen genauen Materialparameter werden unter anderem in mit Experimenten zur lasergetriebenen Trägheitsfusion ermittelt.

Basierend auf einem Artikel in:

Wikipedia.de