Dieser Artikel behandelt kernphysikalische Reaktionen. Für die Nutzung zur Stromerzeugung sieheFusionsenergie. Für die Anlagen sieheKernfusionsreaktor. Zur auch Kernverschmelzung genannten Verschmelzung von Keimzellen bei der geschlechtlichen Fortpflanzung sieheBefruchtung.
Die Fusion einesDeuterium- und einesTritiumkernes zu einemHeliumkern unter Freisetzung eines Neutrons. Dabei wird eine Energie von 17,6 MeV als kinetische Energie des geladenen Heliumkerns und des neutralen Neutrons freigesetzt.Bindungsenergie proNukleon in Abhängigkeit der Anzahl der NukleonenVideo: Kernfusion in der Sonne
AlsKernfusion werdenKernreaktionen bezeichnet, bei denen je zweiAtomkerne zu einem neuen Kern verschmelzen. Kernfusionsreaktionen sind die Ursache dafür, dass dieSonne und alle leuchtendenSterneEnergieabstrahlen.
Von entscheidender Bedeutung für das Zustandekommen einer Fusion ist derWirkungsquerschnitt, das Maß für die Wahrscheinlichkeit, dass zusammenstoßende Kerne miteinander reagieren. Ausreichend groß ist der Wirkungsquerschnitt meist nur dann, wenn die beiden Kerne mit hoher Energie aufeinander prallen. Diese ist nötig, um dieCoulombbarriere, dieelektrische Abstoßung zwischen den positiv geladenen Kernen, zu überwinden oder ihr schmales Maximum zudurchtunneln. Jenseits der Barriere, bei einem Abstand von nur noch etwa 10−15 m, überwiegt die Anziehung durch diestarke Wechselwirkung, und die Kerne verschmelzen miteinander.
Fusionsreaktionen könnenexotherm (Energie abgebend) oderendotherm (Energie aufnehmend) sein. Exotherme Fusionsreaktionen können die hohen Temperaturen aufrechterhalten, die nötig sind, damit die thermische Energie zu weiteren Fusionsreaktionen führen kann. Solchethermonuklearen Prozesse laufen in Sternen undFusionsbomben unter extremem Druck ab. Im Gegensatz zurKernspaltung ist eineKettenreaktion mit Fusionsreaktionen nicht möglich.
Die oben abgebildete Fusionsreaktion als thermonuklearer Vorgang soll in Zukunft der Stromerzeugung inKernfusionsreaktoren dienen: Kerne vonDeuterium (2H) undTritium (3H) verschmelzen zu einem Heliumkern (4He) unter Freisetzung einesNeutrons (n) sowie von Energie (3,5 MeV + 14,1 MeV).
In der Abbildung darunter ist die Bindungsenergie proNukleon derNuklide dargestellt. Energie wird frei bei Reaktionen in aufsteigender Richtung der Kurve bzw. wird benötigt bei abfallender Richtung. Die Fusion von Wasserstoff (H) zu Helium-4 setzt besonders viel Energie frei.
Erforschung der Kernfusion
Schon die erste beobachteteKernreaktion war eine (endotherme) Fusionsreaktion. Sie wurde – lange vor der Kernspaltung – durchErnest Rutherford im Jahre 1917 bei Experimenten mitAlphateilchen entdeckt. Es zeigten sich Protonen relativ hoher Energie, die nur auftraten, wenn das bestrahlte Gas Stickstoff enthielt.[1] Diese Kernreaktion heißt in heutiger Schreibweise14N(α,p)17O oder, ausführlich geschrieben:
Schon 1920 hatteArthur Eddington aufgrund der genauen Messungen von Isotopenmassen durchFrancis William Aston (1919) Fusionsreaktionen als mögliche Energiequelle vonSternen vorgeschlagen. Da ausspektroskopischen Beobachtungen bekannt war, dass Sterne zum Großteil ausWasserstoff bestehen, kam hier dessen Verschmelzung zuHelium in Betracht. 1939 veröffentlichteHans Bethe verschiedene Mechanismen, wie diese Reaktion in Sternen ablaufen könnte.[2]
Die erste im Labor gezielt durchgeführte Fusionsreaktion war der Beschuss vonDeuterium mit Deuteriumkernen 1934 durchMark Oliphant, Assistent von Rutherford, undPaul Harteck.[3][4] Die Fusion dieses in Sternen allerdings seltenen Wasserstoffisotops verzweigt in zwei Produktkanäle:
Geschichte der Fusionsforschung aus der Kernwaffenentwicklung
Die technische Nutzung der thermonuklearen Kernfusion wurde zunächst mit dem Ziel der militärischen Waffenentwicklung (Projekt Matterhorn[5], heute dasPrinceton Plasma Physics Laboratory) verfolgt. Ebenfalls wurde die Forschung der kontrollierten Fusion (Projekt Sherwood[6], 1951–1958) in dem ersten Jahrzehnt nach demZweiten Weltkrieg geheim gehalten. Die USA waren seit 1945, dieSowjetunion seit 1949 im Besitz der auf der Kernspaltung basierendenAtombombe.
In der Folgezeit entwickeltenEdward Teller undStanislaw Ulam (Leitung u. a.:J. Carson Mark) in den USA ein Konzept zum Bau einerWasserstoffbombe, die auf der Kernfusion beruht und eine wesentlich höhere Sprengkraft versprach. Am 1. November 1952 wurde die erste Wasserstoffbombe namensIvy Mike imEniwetok-Atoll im Pazifik gezündet. Damit war der Nachweis erbracht, dass auch auf der Erde große Energiemengen durch Kernfusion freigesetzt werden können.
Im Jahr 1958 wurden die Forschungsergebnisse und das nicht-kernwaffenspezifische Wissen zur Kernfusion aus der Geheimhaltung verabschiedet und veröffentlicht.[7]
Energiebilanz
Ist die Masse der bei der Fusion entstandenen Kerne bzw. Teilchen geringer als die Summe der Masse der Ausgangskerne, wird die Massendifferenz wie bei jeder Kernreaktion nach der vonEinstein stammendenMasse-Energie-Äquivalenzformel in Form von Energie freigesetzt (als kinetische Energie der Reaktionsprodukte und u. U. als elektromagnetische Strahlung). Exotherme, also Energie freisetzende Fusionsreaktionen treten nur bei der Verschmelzungleichter Kerne auf, da dieBindungsenergie proNukleon mit steigenderMassenzahl nur bis zum Element Nickel (Isotop62Ni) zunimmt. Sehr groß ist sie jedoch bei Helium-4 erzeugenden Reaktionen: Die Umsetzung von einem Gramm Deuterium-Tritium-Gemisch in einemKernfusionsreaktor würde eine thermische Energie von rund 100 Megawattstunden (MWh) oder 12,3 t SKE liefern.
Die bisherigen Experimente zur kontrollierten thermonuklearen Fusion weisen noch keine positive Energiebilanz auf. Am erfolgreichsten war bisher die britische Anlage JET (Joint European Torus), die eine Spitzenleistung von 16 MW für weniger als eine Sekunde erreichen konnte. Dabei wurde durch Fusion eine Energiemenge freigesetzt, die 65 Prozent der hineingesteckten elektrischen Energie entsprach.[8]
In vielen Sternen, wie unserer Sonne, steht am Beginn der Entwicklung eine lange Phase desWasserstoffbrennens. In dieser Zeit alsHauptreihenstern verschmelzenProtonen, dieAtomkerne desWasserstoffs, unter Energiefreisetzung zuHelium. Dies geschieht in mäßig großen Sternen hauptsächlich über eine alsProton-Proton-Kette bekannte Folge von Fusionsreaktionen; bei höheren Temperaturen gewinnt derBethe-Weizsäcker-Zyklus an Bedeutung. In diesen Reaktionsketten werdenNeutrinos mit charakteristischen Energieverteilungen gebildet, derenMessung Aufschluss über das Sonneninnere liefert.[9]
Wenn im Kern eines Hauptreihensterns der Wasserstoff knapp geworden ist, beginnt dieFusion von Helium zuKohlenstoff. Die Bildung noch schwererer Kerne erfolgt in weiteren Fusionsreaktionen bis in den Bereich der Massenzahl 60, wo die Bindungsenergie pro Nukleon maximal ist. Dabei werden immer höhere Temperaturen erforderlich. Daher erfolgt die Reaktion in aufeinander folgenden Phasen: Ist der Brennstoff für eine Reaktion aufgebraucht, so kontrahiert der Stern, wodurch seine Zentraltemperatur steigt. Falls sie hoch genug ist, kann die nächste Fusionsreaktion zu noch schwereren Kernen beginnen. Temperaturen, die zur Erzeugung von Eisen und Nickel erforderlich sind, werden aber nur in sehr massereichen Sternen erreicht. Elemente mit noch größeren Massenzahlen können gar nicht mehr auf diese Weise entstehen, sie werden durchNeutronen- (s- undr-Prozess) undProtonenanlagerung (p-Prozess) gebildet (sieheSupernova, Kernkollaps).
Kernfusionsreaktionen für technische Energiegewinnung
Die p-p-Reaktion ist für eine technische thermonukleare Nutzung viel zu langsam. Selbst imKern der Sonne liegt die mittlere Lebensdauer eines Protons bis zur Reaktion in der Größenordnung von zehn Milliarden Jahren.Aber auch alle für die technische Nutzung in Frage kommenden Fusionsreaktionen erfolgen zwischen sehrleichten Atomkernen, und ihr Energiegewinn erklärt sich aus der Erzeugung von Helium-4-Kernen mit ihrer hohen Bindungsenergie pro Nukleon. Eine der betrachteten Reaktionen, dieProton-Bor-11-Reaktion (Zeile 10 der folgenden Tabelle), ist gar keine Fusion im Sinne der obigen Definition – es entsteht kein Kern, der schwerer ist als die Ausgangskerne – aber sie erzeugt pro reagierendem Kernpaar gleich drei Helium-4-Kerne. Üblicherweise wird diese Reaktion mit zur „Kernfusion“ gezählt.
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 (siehe hierzuFusionsenergie) 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 theoretische 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 derKinematik die angegebenen, wohlbestimmten kinetischen Energien. Bei Reaktionen mit mehr als zwei Produktteilchen lässt sich dagegen nur die freigesetzte Gesamtenergie angeben.
Für irdische Kernfusionsreaktoren ist ein Gemisch aus gleichen Teilen der Wasserstoff-IsotopeDeuterium (D) undTritium (T) der bei weitem aussichtsreichste Brennstoff. Damit diese Fusionsreaktion – Reaktion (1) in der obigen Tabelle – selbstständig abläuft, muss dasLawson-Kriterium (ein Mindestwert für das Produkt aus Temperatur, Teilchendichte undEnergieeinschlusszeit) erfüllt sein. Daraus ergibt sich eine benötigte Temperatur von ca. 150 Mio. K (zehnmal höher als im Kern der Sonne) und ein Druck von einigen Bar (mehrere Größenordnungen geringer als im Kern der Sonne). Bei diesen technisch erreichbaren Werten ist der Wirkungsquerschnitt der DT-Reaktion weit größer als der für den ersten Schritt der Proton-Proton-Reaktion.
Zur Nutzung der DT-Reaktion als Energiequelle auf der Erde werden in internationaler Zusammenarbeit Fusionsreaktoren mitmagnetischem Einschluss des Plasmas entwickelt, wobei es bisher (2020) vor allem darum geht, ein stabiles Plasma zu erzeugen. Dafür werden fast ausschließlich Wasserstoff, Deuterium oder Gemische daraus verwendet, nur in seltenen Fällen auch das radioaktive Tritium. Die meisten plasmaphysikalischen und technischen Probleme bezüglich Heizung, Stabilisierung und Diagnostik können mit Wasserstoff und Deuterium untersucht werden. Die für das Erfüllen des Lawson-Kriteriums erforderlicheEnergieeinschlusszeit ist noch nicht erreicht; die bisherigen (Stand 2016) Versuchsanlagen sind dafür zu klein. Die DT-Fusion ist mitJET für kurze Zeit demonstriert worden. Ein physikalischer Energiegewinn, d. h. eine Energiefreisetzung, die die zur Plasmaaufheizung aufgewandte Energie übersteigt, soll mitITER erreicht werden. Die erste Stromproduktion ist mitDEMO vorgesehen.
Deuterium/Deuterium
Zwei Reaktionskanäle sind etwa gleich häufig:
Für eine Kraftwerksnutzung sind die Nachteile gegenüber DT der viel kleinere Energiegewinn und der viel kleinereWirkungsquerschnitt, 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:
Deuterium/Helium-3 und Helium-3/Helium-3
DerHelium-3-Kern ist derSpiegelkern zum Tritiumkern: 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 einemallein mit3He betriebenen Fusionsreaktor (Reaktion (5)) gäbe es noch viel weniger Radioaktivität, da nur ein He-4-Kern und Protonen entstehen. Allerdings müssten für die Reaktion
noch größere Abstoßungskräfte überwunden werden. Bei den hohen Temperaturen des Plasmas würde mit einer gewissen Reaktionsrate durch inversenBeta-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 hoheBindungsenergie pro Nukleon auf; dies erklärt den großen Energiegewinn der DT-Reaktion (siehe oben), und deshalb sind auch andere Reaktionen leichter Nuklide, soweit sie He-4 erzeugen, als Energiequelle denkbar.[10] Die Schaffung der erforderlichen Bedingungen bereitet jedoch noch viel größere Schwierigkeiten, denn die Abstoßung zwischen den mehrfach geladenen Atomkernen ist stärker als zwischen den Wasserstoffkernen. Ein Beispiel ist die Bor-Proton-Reaktion (Nr. (10))
.
Sie hätte ebenso wie die3He-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 durchBremsstrahlung stellen aufgrund der nötigen hohen Temperaturen und der Kernladung des Bors eine bisher unüberwindbare physikalische Grenze dar.
Kernfusion mit polarisierten Teilchen
Die Reaktionsraten der Fusionsreaktionen sind von einer eventuellenSpinpolarisation der beteiligten Ionen abhängig. So könnte der Wirkungsquerschnitt der DT- oder der D-3He-Fusionsreaktion um bis zu 50 % erhöht werden, wenn die Spins der beteiligten Teilchen parallel ausgerichtet wären.[11] Außerdem könnten die bevorzugten Emissionsrichtungen der Reaktionsprodukte beeinflusst werden. Damit ließe sich im Prinzip die Energieauskopplung etwas vereinfachen und die Lebensdauer derBlanketteile 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.
Kalte Fusion
Kalte Fusion ist die Bezeichnung für Kernfusionsreaktionen ohne heißes Plasma. Damit sollte der Aufwand zur Energiegewinnung mittels Kernfusion überschaubar bleiben. Die meisten Verfahren entpuppten sich nach einem kurzen Hype in den 1980er-Jahren alspathologische Wissenschaft ohne eigentliche Funktion oder praktischen Nutzen. Eine Ausnahme ist diePyrofusion, die zwar prinzipiell funktioniert, aber nur als Neutronenquelle, jedoch nicht zur Energiegewinnung nutzbar ist.
In internationaler Kooperation wird erforscht, ob und wie sich Fusionsenergie zurStromerzeugung 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, aus heutiger Sicht nicht vor 2050 erwartet.[12] Ein großtechnischer Einsatz könnte dann im letzten Viertel des 21. Jahrhunderts erfolgen.[13][14][15]
Physikalische Forschung, Neutronenquellen
Fusionsreaktionen lassen sich wie andere Kernreaktionen mittelsTeilchenbeschleunigern im Labor zu physikalischen Forschungszwecken durchführen. Die oben genannte Deuterium-Tritium-Reaktion wird so zur Erzeugung schneller freier Neutronen verwendet.
Atomwaffen
InWasserstoffbomben läuft die Deuterium-Tritium-Reaktion unkontrolliert ab, wobei dasTritium meist erst während der Explosion ausLithium gewonnen wird. Die größte je getestete Wasserstoffbombe, dieZar-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.[16]
Seit Einstellung derKernwaffen-Testexplosionen (Kernwaffenteststopp-Vertrag) werden Fragen der Funktionssicherheit und der Weiterentwicklung von Atomwaffen unter anderem ausschließlich mit Computersimulationen und Hochenergie-Anlagen (z. B.NIF) untersucht. Die dafür nötigen genauen Materialparameter werden unter anderem durch Experimente zur lasergetriebenenTrägheitsfusion ermittelt.
Literatur
Berichte und Andere
A. Grunwald, R. Grünwald, D. Oertel, H. Paschen:Kernfusion. Sachstandsbericht. Büro für Technikfolgen-Abschätzung beim Deutschen Bundestag (TAB), 2002,doi:10.5445/IR/1000102229.
Gov.uk:Towards Fusion Energy: The UK Government’s Fusion Strategy. Department for Business, Energy & Industrial Strategy, 2021 (englisch,gov.uk).
BMBF:Positionspapier Fusionsforschung: Auf dem Weg zur Energieversorgung von morgen. Bundesministerium für Bildung und Forschung (BMBF), 2023 (bmbf.de).
BMBF:Memorandum Laser Inertial Fusion Energy. Bundesministerium für Bildung und Forschung (BMBF), 2023 (bmbf.de).
Alexander M. Bradshaw, Thomas Hamacher:Kernfusion – Eine nachhaltige Energiequelle der Zukunft. Naturwissenschaftliche Rundschau 58(12), S. 629–637 (2005),ISSN0028-1050
Mitsuru Kikuchi, Karl Lackner, Minh Quang Tran (Hrsg.):Fusion Physics (= Publication / Division of Scientific and Technical Information, International Atomic Energy Agency.Band1562). International Atomic Energy Agency, Vienna 2012,ISBN 978-92-0-130410-0 (iaea.org [PDF]).
Albert Simon:An Introduction to Thermonuclear Research (= R. A. Charpie, J. V. Dunworth [Hrsg.]:International Series of Monographs in Nuclear Energy. XIV Plasma Physics and Thermonuclear Research). Pergamon Press, London ; New York ; Paris ; Los Angeles 1959 (englisch,archive.org [abgerufen am 16. Januar 2024]).
↑Hans Bethe:Energy Production in Stars, Phys. Rev. 55, 1939, S. 434–456.
↑Rutherford, Oliphant, Paul Harteck: Transmutation effects observed with heavy hydrogen, Proc. Roy. Soc. A, Band 144, 1934, S. 692–703, und unter dem gleichen Titel, Nature, Band 133, 1934, S. 413
↑Albert Simon:Project Sherwood: Orientation Lectures presented at Oak Ridge National Laboratory, November-December, 1955. CF568140CHAPI, 1067484, 27. Juli 1956,doi:10.2172/1067484 (englisch,osti.gov [abgerufen am 28. Juni 2023]).
↑Armin Grunwald, Reinhard Grünwald, Dagmar Oertel, Herbert Paschen: Sachstandsbericht Kernfusion. Büro für Technikfolgen-Abschätzung beim Deutschen Bundestag, März 2002, abgerufen am 9. Oktober 2014.
