Kernfusion

Grundprinzip der Kernfusion

Kernfusion bezeichnet Kernreaktionen, bei denen jeweils zwei Atomkerne zu einem neuen Kern verschmelzen. Sie ist die Ursache dafür, dass die Sonne und alle leuchtenden Sterne Energie abstrahlen. Für eine Fusion müssen sich die positiv geladenen Kerne trotz ihrer elektrischen Abstoßung, der Coulombbarriere, sehr stark annähern. Dazu müssen sie meist mit hoher Energie zusammenstoßen oder das schmale Maximum der Barriere durch den quantenmechanischen Tunneleffekt überwinden. Bei einem Abstand von etwa 10⁻¹⁵ m wird die starke Wechselwirkung stärker als die elektrische Abstoßung, sodass die Kerne verschmelzen können.

Der Wirkungsquerschnitt ist ein Maß für die Wahrscheinlichkeit, mit der zusammenstoßende Kerne reagieren. Er wird gewöhnlich erst bei hohen Stoßenergien ausreichend groß. Fusionsreaktionen können exotherm, also energieabgebend, oder endotherm, also energieaufnehmend, sein. Exotherme Reaktionen können die hohen Temperaturen aufrechterhalten, die für weitere Fusionen nötig sind. Solche thermonuklearen Vorgänge laufen in Sternen und Fusionsbomben unter extremem Druck ab. Anders als bei der Kernspaltung ist bei der Fusion keine Kettenreaktion möglich.

Energie wird frei, wenn die Masse der Reaktionsprodukte kleiner ist als die Gesamtmasse der Ausgangskerne. Die Massendifferenz Δm wird nach Einsteins Masse-Energie-Äquivalenz E = Δmc² in kinetische Energie der Produkte und gegebenenfalls elektromagnetische Strahlung umgewandelt. Exotherme Fusion ist nur bei leichten Kernen möglich, weil die Bindungsenergie pro Nukleon mit der Massenzahl nur bis Nickel-62 zunimmt. Besonders viel Energie liefern Reaktionen, bei denen Helium-4 entsteht.

Erforschung und Energiebilanz

Die erste beobachtete Kernreaktion war eine endotherme Fusion. Ernest Rutherford entdeckte sie 1917 beim Beschuss von Stickstoff mit Alphateilchen: ¹⁴N + ⁴He → ¹⁷O + ¹H − 1,2 MeV. George Gamow erklärte 1928 mithilfe der Quantenmechanik, dass Kerne die Coulombbarriere durch den Tunneleffekt überwinden können.

Arthur Eddington schlug 1920, gestützt auf die Isotopenmassenmessungen von Francis William Aston aus dem Jahr 1919, die Fusion von Wasserstoff zu Helium als Energiequelle der Sterne vor. Hans Bethe veröffentlichte 1939 verschiedene mögliche Reaktionsmechanismen. Die erste gezielt im Labor ausgeführte Fusion gelang Mark Oliphant und Paul Harteck 1934 mit Deuterium. Dabei treten zwei Reaktionswege auf: ²H + ²H → ³He + n + 3,3 MeV und ²H + ²H → ³H + p + 4,0 MeV.

Die technische Fusionsforschung war zunächst eng mit der Entwicklung von Kernwaffen verbunden und wurde nach dem Zweiten Weltkrieg geheim gehalten. Am 1. November 1952 zündeten die USA im Eniwetok-Atoll mit Ivy Mike die erste Wasserstoffbombe. 1958 wurden die nicht kernwaffenspezifischen Forschungsergebnisse veröffentlicht.

Ein Gramm Deuterium-Tritium-Gemisch würde bei vollständiger Umsetzung rund 100 Megawattstunden thermische Energie beziehungsweise 12,3 t SKE liefern. Die im Artikel beschriebenen Versuche zur kontrollierten thermonuklearen Fusion erreichten jedoch noch keine positive Energiebilanz. Die Anlage JET erzeugte für weniger als eine Sekunde eine Spitzenleistung von 16 MW; die durch Fusion freigesetzte Energie entsprach dabei 65 Prozent der eingesetzten elektrischen Energie.

Fusion in Sternen

In vielen Sternen beginnt die Entwicklung mit einer langen Phase des Wasserstoffbrennens. Während dieser Zeit als Hauptreihenstern verschmelzen Protonen, also Wasserstoffkerne, unter Energiefreisetzung zu Helium. In mäßig großen Sternen wie der Sonne geschieht dies hauptsächlich über die Proton-Proton-Kette. Bei höheren Temperaturen gewinnt der Bethe-Weizsäcker-Zyklus an Bedeutung. Dabei entstehen Neutrinos mit charakteristischen Energieverteilungen; ihre Messung gibt Auskunft über das Innere der Sonne.

Wird der Wasserstoff im Sternkern knapp, kann die Fusion von Helium zu Kohlenstoff beginnen. Weitere Reaktionsphasen erzeugen schwerere Kerne bis ungefähr zur Massenzahl 60, bei der die Bindungsenergie pro Nukleon maximal ist. Sobald ein Brennstoff aufgebraucht ist, zieht sich der Stern zusammen und seine Zentraltemperatur steigt. Ist sie hoch genug, beginnt die nächste Fusionsphase. Die für Eisen mit A = 56 und Nickel mit A = 60 erforderlichen Temperaturen entstehen nur in sehr massereichen Sternen. Noch schwerere Elemente können nicht auf diese Weise gebildet werden; sie entstehen durch Neutronenanlagerung im s- und r-Prozess oder durch Protonenanlagerung im p-Prozess.

Brennstoffe für Fusionsreaktoren

Die Proton-Proton-Reaktion der Sonne ist für technische Anlagen viel zu langsam: Selbst im Sonnenkern beträgt die mittlere Lebensdauer eines Protons bis zu seiner Reaktion etwa zehn Milliarden Jahre. Reaktorkonzepte beruhen deshalb vor allem auf Deuterium und Tritium, kurz DT. Bei dieser Reaktion gilt ²D + ³T → ⁴He + n; der Heliumkern erhält 3,5 MeV, das Neutron 14,1 MeV, insgesamt werden also 17,6 MeV frei.

Damit die DT-Fusion selbstständig abläuft, muss das Lawson-Kriterium erfüllt sein. Es verlangt einen Mindestwert für das Produkt aus Temperatur, Teilchendichte und Energieeinschlusszeit. Benötigt werden ungefähr 150 Millionen K, also etwa die zehnfache Temperatur des Sonnenkerns, und ein Druck von einigen Bar, der mehrere Größenordnungen unter dem Druck im Sonnenkern liegt. Unter diesen Bedingungen ist der Wirkungsquerschnitt der DT-Reaktion weit größer als beim ersten Schritt der Proton-Proton-Reaktion.

Untersucht werden besonders Reaktoren mit magnetischem Einschluss des Plasmas. Plasma ist ein heißes, ionisiertes Gas. Die meisten Versuche verwenden Wasserstoff, Deuterium oder Mischungen daraus; radioaktives Tritium wird nur selten eingesetzt. JET demonstrierte die DT-Fusion kurzzeitig. Die bisherigen Versuchsanlagen waren nach dem Stand von 2016 noch zu klein, um die erforderliche Energieeinschlusszeit zu erreichen. ITER soll erstmals einen physikalischen Energiegewinn erzielen, bei dem die Fusionsenergie die zur Plasmaheizung verwendete Energie übersteigt. Die erste Stromerzeugung ist mit DEMO vorgesehen.

Bei der Deuterium-Deuterium-Fusion treten ungefähr gleich häufig zwei Wege auf: D + D → p + T + 4,0 MeV sowie D + D → n + ³He + 3,3 MeV. Gegenüber DT besitzt sie einen kleineren Energiegewinn und Wirkungsquerschnitt und verlangt daher eine längere Einschlusszeit. Außerdem entstehen Folgefusionen, unter anderem DT-Reaktionen.

D + ³He → ⁴He + p + 18,3 MeV erzeugt statt eines primären Neutrons ein energetisches Proton, dessen Energie leichter nutzbar wäre. Wegen der zweifachen Ladung von Helium-3 muss aber eine stärkere Coulombabstoßung überwunden werden. Begleitende DD- und DT-Reaktionen würden dennoch Neutronen erzeugen. Die Reaktion ³He + ³He → ⁴He + 2p + 12,9 MeV verursachte noch weniger Radioaktivität, benötigte jedoch noch höhere Energien. Zudem ist Helium-3 auf der Erde selten. Größere Mengen wurden in Mondgestein nachgewiesen, doch Machbarkeit und Wirtschaftlichkeit einer Gewinnung auf dem Mond sind ungeklärt.

Auch ¹¹B + p → 3 ⁴He + 8,7 MeV setzt keine Neutronen frei. Gegenüber DT wären jedoch etwa die zehnfache Temperatur und die 500-fache Einschlusszeit erforderlich. Verluste durch Bremsstrahlung bilden unter diesen Bedingungen laut Artikel bisher eine unüberwindbare physikalische Grenze. Durch parallele Spinpolarisation der Brennstoffionen ließe sich der Wirkungsquerschnitt von DT oder D-³He möglicherweise um bis zu 50 Prozent erhöhen. Herstellung, Einbringung und Erhaltung genügend großer Mengen polarisierten Brennstoffs sind aber offen.

Als kalte Fusion werden Fusionsreaktionen ohne heißes Plasma bezeichnet. Die meisten in den 1980er-Jahren bekannt gewordenen Verfahren erwiesen sich als funktionslos oder praktisch nutzlos. Die Pyrofusion funktioniert grundsätzlich, eignet sich jedoch nur als Neutronenquelle und nicht zur Energiegewinnung.

Technische und militärische Anwendungen

International wird untersucht, ob Kernfusion wirtschaftlich Strom erzeugen kann. Nach der Einschätzung des Artikels ist ein wirtschaftlich nutzbarer Reaktor – falls die technischen Hindernisse überwunden werden und eine politische Entscheidung dafür fällt – nicht vor 2050 zu erwarten. Ein großtechnischer Einsatz könnte im letzten Viertel des 21. Jahrhunderts beginnen.

Im Labor dienen beschleunigerbasierte Fusionsreaktionen der physikalischen Forschung. Die Deuterium-Tritium-Reaktion wird außerdem als Quelle schneller freier Neutronen eingesetzt.

In Wasserstoffbomben läuft die DT-Fusion unkontrolliert ab; das Tritium wird meist erst während der Explosion aus Lithium erzeugt. Die größte getestete Wasserstoffbombe, die Zar-Bombe, erreichte 57 Megatonnen TNT Sprengkraft. Auch viele Spaltbomben enthalten einige Gramm Deuterium-Tritium-Gemisch. Nach Beginn der Spaltungs-Kettenreaktion wird dieses so stark erhitzt, dass es fusioniert; die dabei entstehenden Neutronen verstärken die Kettenreaktion des Kernsprengstoffs. Seit dem Ende von Kernwaffentestexplosionen werden Funktionssicherheit und Weiterentwicklung unter anderem mit Computersimulationen und Hochenergieanlagen wie der NIF untersucht. Experimente zur lasergetriebenen Trägheitsfusion liefern dafür benötigte Materialdaten.