Die meisten dieser Elemente waren bei der Entstehung der Erde schon vorhanden - fein verteilt in interstellarem Staub und Gas, aus denen die Körper des Sonnensystems über viele komplizierte Zwischenschritte kondensierten. Doch woher kamen Gasmoleküle und Staubpartikel? Die vereinten Anstrengungen von Astro-, Kern- und Teilchenphysikern haben im Laufe der letzten 100 Jahre zu einem weitgehend konzisen Bild der Materiekreisläufe in der Galaxis geführt, dem zufolge alle Elemente im Inneren von Sternen durch Kernreaktionen entstehen. Im primordialen Feuerball, aus dem der Kosmos wie wir ihn kennen hervorging, bildeten sich zunächst nur Wasserstoff und Helium, sowie geringe Anteile an Lithium, Beryllium und Bor. Alle schwereren Elemente sind Produkte nuklearer Prozesse, die unter hohen Drücken und Temperaturen tief im Herz der Sterne ablaufen. Massearme und mittelschwere Sterne wie die Sonne vermögen nur Helium aus Wasserstoff und Kohlenstoff aus Helium zu erbrüten. Massereichere erzeugen im Laufe ihres vergleichsweise kurzen, energiereichen Lebens alle Elemente bis hin zu Eisen.
Der Eisenkern weist von allen Elementen die höchste Bindungsenergie auf: Er ist am stabilsten, und gehört daher zu den häufigsten schweren Kernen im Universum. Leichtere Kerne kann man unter Energiegewinn zu schwereren verschmelzen - das ist die Energiequelle der Sterne. Schwerere als Eisen lassen sich unter Energiegewinn in leichtere spalten. Das Eisen ist quasi der "Meeresspiegel" der Kernphysik: Alle Prozesse, die Energie freisetzen, bewegen sich auf es zu - von der einen Seite durch Verschmelzung - Fusion, von der anderen durch Spaltung - Fission.
Die Bindungsenergie pro Kernteilchen als Funktion
der Atommasse (sie nimmt entlang der senkrechten Achse
von oben nach unten zu). Am Minimum der Kurve befindet
sich das Eisen.
von oben nach unten zu). Am Minimum der Kurve befindet
sich das Eisen.
Wie entstehen dann in der Natur die Elemente, die schwerer sind als Eisen? Dies geschieht durch Neutroneneinfang, teils durch "langsamen Einfang" in den Hüllen gealterter roter Riesensterne, teils durch "schnellen" in Supernovae, den finalen Explosionen, die sehr schwere Sterne am Ende ihres Lebens zerreißen und Neutronensterne oder schwarze Löcher zurücklassen. Da Neutronen ungeladen sind, können sie problemlos in die positiven Kerne eindringen und Kernumwandlungen auslösen.
Während massive Sterne zum Schluß von Supernovaexplosionen gesprengt werden, werfen massearme ihre äußeren Schichten langsam ab, wodurch ein wunderschöner "planetarischer Nebel" entsteht (dieser hat nichts mit Planeten zu tun - er heißt bloß so, weil er in einem schwachen Teleskop vom Aussehen her entfernt an einen Planeten erinnert). Der Sternkern entwickelt sich zu einem kompakten weißen Zwerg, in dem keine Fusionsreaktionen mehr ablaufen und der daher allmählich auskühlt.
Der Katzenaugennebel, ein planetarischer Nebel im
Sternbild Drache. Im Zentrum erkennt man den
winzigen weißen Zwerg.
Auch unsere Sonne wird in über 5 Milliarden Jahren einen planetarischen Nebel hervorbringen. In jedem Fall gibt der Stern einen Großteil seiner Materie, und der nuklear erbrüteten Elemente in der Form von Gas und sehr feinem Staub an das interstellare Medium zurück, wo sie sich allmählich verteilt. Unter bestimmten Bedingungen kann die Materie erneut komprimiert werden, und unter ihrer Eigengravitation zu Sternen und Planeten kollabieren. Im Fall der Sterne beginnt ein neuer Fusionskreislauf, im Fall der Planeten unter günstigen Umständen das Wunder der Evolution und des Lebens.
Der Orionnebel, ein Sternentstehungsgebiet. In den dunklen
Wolkenfragmenten bilden sich aus fein verteiltem Gas und Staub
neue Sterne, deren Strahlung das Wasserstoffgas im Zentrum
des Nebels zu rötlichem Leuchten anregt.
Leben braucht Energie, und die kommt wiederum aus Fusionsreaktionen im Inneren des Zentralsterns des Planetensystems (es wird jedoch diskutiert, ob in Ozeanen unter den Eispanzern von Gasriesenmonden auch Leben auf der Basis vulkanischer Energie existieren könnte). Die Entwicklung einer technologischen Zivilisation erfordert sogar noch viel mehr Energie. Die Menschheit nutzt dafür im Augenblick vorwiegend fossile Energieträger, in denen Sonnenenergie gespeichert ist, die Pflanzen vor Jahrmillionen assimiliert haben, sowie die Spaltung schwerer Atomkerne (vorwiegend Uran, vereinzelt auch Thorium) und zu einem kleineren Anteil macht sie mit Wasserkraftwerken, Solaranlagen und Windparks die eingestrahlte Sonnenenergie direkt nutzbar. In einigen Regionen steht auch Geothermie zur Verfügung - die Ausnutzung von Erdwärme, bei der es sich teilweise um die potentielle Energie des Materials der Erde in ihrem eigenen Schwerefeld handelt, mehrheitlich aber um die Zerfallswärme von radioaktiven Elementen im Erdinneren.
Alle diese Energieformen stammen letztlich aus Sternen - im Fall der fossilen Energieträger und der erneuerbaren Energien (außer der Erdwärme) aus der Sonne, bei Kernenergie sowie der Erdwärme aus anderen Sternen vorangegangener Generationen: Die radioaktiven Kerne wurden in massiven, gealterten Sternen durch Neutroneneinfang erzeugt, die potentielle Energie im Inneren der Erde wurde ursprünglich bereitgestellt, als das Material, aus dem die Erde entstand, von einer früheren Sterngeneration in den Weltraum geschleudert und verdünnt wurde - dadurch, dass es sich in seinem eigenen Schwerefeld ausdehnte, nahm es Energie auf, wie Wasser, dass in ein hochgelegenes Reservoir gepumpt wird. Als es sich wieder zusammenzog und Planeten bildete, wurde diese Energie wieder frei, in der Form von Wärme, die nun im Erdinneren gespeichert ist.
Woher wir sie auch nehmen - unsere technische Zivilisation und der damit verbundene hohe Lebensstandard beruht auf der Verfügbarkeit von viel billiger Energie. Wir wissen jedoch, dass unsere Hauptquelle - die fossilen Träger - nur begrenzt vorhanden sind und irgendwann zur Neige gehen. Vermutlich zuerst das Öl, dann das Erdgas, zuletzt die Kohle. Hinzu kommt, dass mit recht hoher Wahrscheinlichkeit das Erdklima durch den fortgesetzten Ausstoß von Kohlendioxid destabilisiert wird. Es scheint also sinnvoll, sich nach alternativen Quellen umzusehen.
Auch Uran ist nur begrenzt vorhanden - jedenfalls in Form von Uranerz in Gesteinen. In den Ozeanen sind jedoch riesige Mengen an Uranoxid gelöst. In Japan wurden bereits Anlagen zur Uranextraktion aus dem Meerwasser erfolgreich getestet. Thorium wurde bisher kaum abgebaut, und ist mindestens dreimal häufiger in der Erdkruste als Uran (im Meer findet sich allerdings keines, da Thoriumoxid nicht wasserlöslich ist).
Manche Menschen - in Deutschland sogar die Mehrheit - haben jedoch große Bedenken bezüglich der Kernspaltung: Bei einem Unfall könnten radioaktive Substanzen austreten, und es entsteht dabei strahlender Abfall, der auf extrem lange Zeit (einige 1000 Jahre) sicher gelagert werden muß.
Daher setzen zur Zeit viele vor allem auf die erneuerbaren Energien. Diese sind nicht nur praktisch unbegrenzt vorhanden, sie sind auch CO_2-neutral, und bergen keine radioaktiven Risiken. Sie weisen jedoch den Nachteil einer hohen Diffusivität auf: Damit bedeutende Mengen an an Sonnen- oder Windenergie gesammelt werden können, müssen sehr große Flächen nutzbar gemacht werden.
Ob sich die Kernspaltung sicher durchführen lässt, möchte ich an dieser Stelle nicht diskutieren. Es sei nur bemerkt, dass Reaktordesigns existieren, die viele der Gefahren der vorhandenen Kraftwerke nicht aufweisen, insbesondere der Thoriumfluoridreaktor und der (bisher allerdings nur auf dem Reißbrett existierende) Laufwellenreaktor. Diese können auch den schon vorhandenen Atommüll weiter nutzen und ihn unter Energiegewinn in kurzlebigere Nuklide transmutieren, die nur noch ca. 300 Jahre lang riskant sind - und auch in wesentlich geringerer Menge anfallen. Vielleicht spendiere ich diesen Reaktordesigns irgendwann einen eigenen Artikel - hier soll es um eine noch völlig ungenutzte Möglichkeit der Energieerzeugung gehen: die widerspenstige Kernfusion.
Die Fusion leichter Atomkerne ist aus verschiedenen Gründen sehr verlockend: Ihre Rohstoffe sind in großem Umfang auf der Erde vorhanden, es kann nicht zur katastrophalen Freisetzung radioaktiver Substanzen kommen, es fallen wenn überhaupt nur extrem geringe Atommüllmengen an und sie erlaubt die Erzeugung großer Energiemengen auf sehr kleinem Raum - damit entfallen sowohl die Nachteile der fossilen Energie, wie auch die der Kernspaltung und der klassischen erneuerbaren Energien.
Ein Problem stellt sich jedoch bisher ihrer Nutzung entgegen: Sie ist extrem schwierig kontrolliert herbeizuführen. Unkontrollierte, explosive Fusionsreaktionen wurden schon in den 1950er Jahren in Wasserstoffbomben realisiert. In ihnen erzeugt eine normale Spaltungs-Atombombe die nötigen Drücke und Temperaturen, um die Fusion von Deuterium und Tritium zu zünden. Den Prozess jedoch langsam und gesteuert in einem Reaktionsgefäß ablaufen zu lassen, erwies sich als wesentlich größere Hürde. Die Schwierigkeit ist in der Tat so groß, dass sie bisher über das experimentelle Stadium nicht hinausgekommen ist, und fast immer noch mehr Energie verbraucht als sie freisetzt. Lediglich der Break-Even-Point (eingebrachte gleich freigesetzte Energie) wurde vereinzelt für sehr kurze Zeitspannen erreicht.
Hinter diesen Schwierigkeiten verbirgt sich allerdings auch ein wesentlicher Vorteil der Fusionreaktoren: Weil die Reaktion so kompliziert auszulösen ist, kann sie nie außer Kontrolle geraten. Sobald der Reaktor irgendwie beschädigt wurde oder sich die physikalischen Bedingungen auch nur geringfügig geändert haben, hört die Fusion augenblicklich auf.
Sind Durchbrüche in Aussicht, die es uns erlauben werden, das Sternfeuer zu bändigen? Schauen wir uns zunächst das Prinzip der Kernfusion an.
Der Grund, warum die Fusion so "störrisch" ist, liegt einfach darin, dass alle Kerne positiv geladen sind, und sich daher gegenseitig abstoßen. Um sie verschmelzen zu lassen, muss diese Abstoßung überwunden werden. Hierzu müssen sie mit hoher Geschwindigkeit zusammenstoßen. Sind sie sich bis auf einige Bruchteile eines Picometers (10^-12 m) nahe gekommen, kann die Abstoßung durch den Tunneleffekt "überlistet" werden: Elementarteilchen sind keine exakt lokalisierbaren Objekte wie Billiardkugeln sondern ähneln, quantenmechanisch betrachtet, eher einem ausgedehnten Wellenzug, innerhalb dessen das Teilchen überall mit einer gewissen Wahrscheinlichkeit auftauchen kann. Je höher die Wellenamplitude an einem bestimmten Ort ist, desto größer ist die Wahrscheinlichkeit, dass das Teilchen dort erscheint. Sobald sich die Kerne nahe genug sind, reichen ihre Wahrscheinlichkeitswellen jeweils ein Stück weit in den jeweils anderen Kern hinein, so dass sie unter der abstoßenden elektrischen Kraft "hindurchschlüpfen" können. Sobald dies erfolgt ist, übernimmt die kurzreichweitige, anziehende Kernkraft und die beiden Kerne verschmelzen.
Veranschaulichung des Tunneleffektes: In der klassischen Physik
muss der Stein über den Berg gerollt werden. In der Quanten-
physik schlüpft er unter ihm hindurch.
In Teilchenbeschleunigern ist es problemlos möglich, Kerne zu fusionieren. Jedoch lässt sich so keine Energie erzeugen, da die zum Beschleunigen aufgewendete Leistung viel höher ist als die freigesetzte. Man versucht daher, die Kerne in einem heißen, ionisierten Gas (einem Plasma) kollidieren zu lassen. Dieses muss ausreichend stark komprimiert werden, und auch ausreichend lange komprimiert bleiben, damit genügend Kernzusammenstöße stattfinden. Da die benötigten Temperaturen höher sind als der Siedepunkt aller Materialien (mehrere 100 Millionen Kelvin), müssen andere Methoden gefunden zu werden, um das Plasma einzuschließen. Eine verbreitete Methode besteht darin, es mit einem geeignet geformten Magnetfeld zu umhüllen.
Welche Reaktionen und Ausgangsstoffe kommen für die kontrollierte Fusion in Frage? In der Sonne reagieren Protonen (leichte Wasserstoffkerne) zu Helium. Dies erfolgt in mehreren Schritten:
p + p -> d + e+ + neu (0.42 MeV)
p + d -> 3He + gamma (5.49 MeV)
3He + 3He -> 4He + p + p (12.86 MeV).
p + d -> 3He + gamma (5.49 MeV)
3He + 3He -> 4He + p + p (12.86 MeV).
Hier steht p für ein Proton, d für ein Deuteron (schwerer Wasserstoffkern aus einem Proton und einem Neutron), 3He für einen leichten Heliumkern mit zwei Protonen und einem Neutron, 4He für einen normalen Heliumkernen mit je zwei Protonen und Neutronen, e+ für ein Positron (das positiv geladene Antiteilchen des Elektrons), neu für ein Neutrino (ein sehr leichtes Teilchen, das kaum mit Materie reagiert) und gamma für ein Gammaquant (kurzwellige elektromagnetische Strahlung, quasi extrem energiereiches Licht). In Klammern hinter der Reaktion steht die freigesetzte Energie. Es existieren noch andere Reaktionsketten sowie der sogenannte CNO-Zyklus, bei dem ein Kohlenstoffkern als Katalysator dient. Dieser spielt jedoch nur in schwereren Sternen als die Sonne eine wesentliche Rolle.
So verlockend es wäre, die allgegenwärtigen Wasserstoffkerne als Fusionsbrennstoff zu nutzen - bei den auf der Erde erreichbaren Drücken läuft diese Reaktion viel zu langsam ab. Man versucht daher andere, schwerere Kerne als Ausgangsstoff zu nutzen. Angestrebt werden vor allem folgende Reaktionen:
d + t -> 4He + n (17.59 MeV)
und
d + d -> t + p (4.03 MeV)
d + d -> 3He + n (3.27 MeV)
d + d -> 3He + n (3.27 MeV)
wobei t für einen Tritiumkern steht (überschwerer Wasserstoff mit einem Proton und zwei Neutronen) und n für ein Neutron. Die pro Nukleon (Kernteilchen - Proton oder Neutron) und damit pro kg Brennstoff freigesetzte Energie ist hier mehr als dreimal größer als bei der Kernspaltung. Da die Fusion jedoch bei leichten Kernen erfolgt, und die Spaltung bei sehr schweren, ist die pro Kernreaktion freigesetzte Energie geringer. Hier zeichnet sich ein gewisser Nachteil der Kernfusion ab: Ein Fusionsreaktor erzeugt bei gegebener Leistung wesentlich mehr Neutronen als ein herkömmlicher Spaltungsreaktor. Das Reaktionsgefäß und die Ummantelung müssen also so ausgelegt sein, dass sie mit starken Neutronenflüssen fertig werden und sich die Materialeigenschaften dadurch nicht verschlechtern.
Wenn man wissen will, wieviel Energie bei einer bestimmten Kernreaktion freigesetzt wird, zieht man einfach die Masse der Produktteilchen von der der Ausgangsteilchen ab. Die Massendifferenz wird nach Einsteins berühmter Formel E=mc^2 in Energie umgewandelt - es ergeben sich 931.494 MeV pro atomarer Masseneinheit (Formelzeichen u, entspricht in etwa der Masse eines Protons). Die Massen einiger Kerne lassen sich in dieser Tabelle nachlesen.
Für die erste Reaktion - die Deuterium-Tritium-Fusion - errechnet man beispielsweise:
(2.0135536 u [d] + 3.015501 u [t] - 4.0015065 u [4He] - 1.008665 [n]) * 931.494 MeV/u = 17.59 MeV
Dies ist auch die Reaktion, die bisher am intensivsten erforscht wurde, da sie von allen Fusionsprozessen am leichtesten zündet. Damit aus ihr Energie gewonnen werden kann, muss das Produkt von Teilchendichte und Einschlußzeit einen bestimmten Mindestwert überschreiten. Dies nennt man das Lawson-Kriterium. Es ergibt sich daraus, dass die freigesetzte Leistung Pf größer werden muss, als die zum Aufheizen des Plasmas benötigte Leistung Ph:
Pf > Ph
Ph ist der Gasmasse und damit der Teilchendichte n direkt proportional: Ph = Ch * n, mit einer Konstanten Ch. Pf ist sowohl der Einschlußzeit t wie auch dem Quadrat von n proportional: Pf = Cf * t * n^2. Das folgt daraus, dass sie einerseits mit der Anzahl vorhandener Teilchen, andererseits mit der Kollisionsrate wächst. Es ergibt sich:
Cf * t * n^2 > Ch * n
und daraus:
n * t > Ch / Cf.
Das Produkt auf der rechten Seite hängt von der Temperatur ab. Folgende Grafik zeigt, wie sich das Lawson-Kriterium für verschiedene Reaktionen mit der Temperatur ändert:
Das Lawsonprodukt n*t als Funktion der Temperatur
Bei der d-t-Fusion muss für eine Temperatur von einigen 10^8 K also n*t mindestens bei ca. 10^20 s*m^-3 liegen, damit der Reaktor mehr Leistung liefert als er aufnimmt.
Zum Zünden der Fusion müssen also drei Bedingungen erfüllt werden:
* Die Dichte muss ausreichend hoch sein.
* Das Plasma muss ausreichend lange eingeschlossen bleiben.
* Die Temperatur muss hoch genug sein.
Die ersten beiden, durch das Lawson-Kriterium ausgedrückten Bedingungen, lassen sich entweder durch vergleichweise niedrige Dichten bei hoher Einschlusszeit, oder durch hohe Dichten bei niedriger Einschlusszeit erreichen.
Im zweiten Teil dieses Artikels werde ich Experimente beschreiben, bei denen die praktische Umsetzbarkeit der Fusion untersucht wird, und auf technische Aspekte von Fusionskraftwerken eingehen.
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