Kernfusion

Energiequelle der Sterne

Warum leuchten die Sterne? Kernfusion als Milliarden Jahre brennendes Feuer Lange Zeit war nicht genau bekannt, welche Energiequelle die Sterne antreibt. Anfängliche Theorien von fossilen Brennstoffen schieden aus, denn die Brenndauer und die freiwerdende Energiemenge widersprechen dieser Möglichkeit.

Der Antrieb der Sterne kommt aus der Kernfusion, der Verschmelzung von Atomkernen zu einem neuen Atom. Die Kernfusion setzt viel höhere Energiemengen aus der vorhandenen Masse frei als andere Vorgänge und ist heute als Energiequelle der Sonne durch die Messung von Neutrinos und der Spektralanalyse nachzuweisen. Eine Fusionsreaktion kann auch auf der Erde nachgestellt werden.

Wasserstoff als Brennstoff

Der Ausgangsbrennstoff der Kernfusion ist Wasserstoff. Es ist das einfachste chemische Element und Hauptbestandteil unserer Sonne. Wasserstoff ist auch im Weltraum überall anzutreffen und bildet die Grundlage für die Entstehung neuer Sterne. Ist eine Materiewolke stark genug verdichtet, konzentriert sich aufgrund der eigenen Anziehungskraft ein Kerngebiet, dessen Druck und Temperatur durch neu eingefangenes Material stetig zunimmt. Die Bewegung der Wasserstoffatome steigert sich unter der steigenden Temperatur zu immer höherer Geschwindigkeit.

Ablauf der Fusion

Die häufigte Fusionsreaktion in der Sonne, Bild von Borb Lizenz: CreativeCommons CC-BY-SA-3.0-2.5-2.0-1.0Bei der unvorstellbaren Temperatur von über 15 Millionen °C und einem Druck von etwa dem 200 Milliardenfachen unserer Erdatmosphäre setzt schließlich die Kernfusion ein. Die Atome bewegen sich durch die hohe Temperatur sehr schnell und prallen dann so heftig aufeinander, dass die Kerne gewissermaßen zusammen "kleben" bleiben. Bei diesen Temperaturen befinden sich die Atome schon längst im Plasmazustand, es liegen also beim Wasserstoff nur positiv geladene Protonen und davon getrennte, freie Elektronen vor.

Die positiv geladenen Kerne stoßen sich eigentlich voneinander ab und eine sehr hohe Bewegungsenergie in Form der Temperatur ist notwendig, um diese Barriere - Coulombkraft genannt - zu überwinden. Kommen sich die Kerne nah genug, überwiegen die Kernbindungskräfte und die Kerne fusionieren zu Deuterium als Zwischenprodukt auf dem Weg zum Heliumatom. Bei den Fusionsschritten werden Photonen hoher Energie in Form von kurzwelliger Gammastrahlung frei. Helium hat ein Atomgewicht von 4 u (u = units), also dem 4-fachen eines Wasserstoffatoms. Ein Heliumatom besteht aus zwei Protonen und zwei Neutronen.

Die Proton-Proton-Reaktion ist der häufigste Reaktionsablauf, bei dem vier Wasserstoffatome zu einem Heliumatom fusionieren (verschmelzen). Bei diesem Prozess wird ein geringer Teil der Masse in Energie umgewandelt, was sich durch den Massendefekt - der Differenz zwischen der zu erwartenden und tatsächlichen Masse - nachweisen lässt. Der Unterschied zwischen Atomgewicht des Endproduktes und der Ausgangsmasse ist bei der Kernfusion von Wasserstoff am größten. Die Kernfusion von Wasserstoff ist energiereicher als die Fusion von anderen Atomen. Auch die Kernspaltung von schweren Elementen setzt geringere Mengen an Energie frei.

Weitere Elemente fusionieren

Kernbindungsenergie: Eisen ist nur durch externe Energiezufuhr zu schweren Elementen fusionierbarNeben der Fusion von Wasserstoffkernen ist die Fusion von weiteren chemischen Elementen des Periodensystems möglich. Durch die größer werdene Coulumbkraft, der gegenseitigen Abstoßungswirkung der Kerne, werden jedoch schnellere Teilchenbewegungen notwendig. Diese werden durch höhere Temperaturen erreicht, benötigen also mehr Energie für die Aufrechterhaltung des Fusionsprozesses.

Die Bindungsenergie von Eisenatomen ist schließlich so groß, dass eine Energiefreisetzung weder durch eine Spaltung noch durch eine Fusion möglich ist und die Fusionsreaktion bei Eisen endet. Nur durch die Zufuhr von weiterer Energie von außen können aus Eisen schwerere Elemente fusionieren. Dies ist durch den Gravitationskollaps einer Supernova möglich, bei dem schwere Elemente entstehen, wie beispielsweise Gold.

Schwere Elemente lassen sich auch in unserer Sonne durch die Spektralanalyse nachweisen und auf der Erde finden. Sie wurden bereits durch eine Sterngeneration vor unserer Sonne während einer Supernova erbrütet und als Materiewolke in den Weltraum geschleudert.

Hydrostatisches Gleichgewicht

Während des Fusionsprozesses entsteht Strahlung, welche von innen Druck auf den Stern ausübt. Die Anziehungskraft der eigenen Masse setzt sich dem inneren Strahlungsdruck entgegen und hält den Stern zusammen. Der Stern befindet sich in einem hydrostatischen Gleichgewicht, bei dem Strahlungsdruck und Gravitation ausgeglichen sind. Diesen Zustand der ausgeglichenen Kräfte kann ein Stern sehr lange für viele Millionen oder Millarden Jahre beibehalten, bis der Wasserstoffvorrat nahezu aufgebraucht ist und das entstehende Ungleichgewicht eine Veränderung der Reaktion hervorruft.