Motivation und FusionsprinzipDie Bemühungen und Anstrengungen, die bereits seit einigen Jahren im Bereich der Plasmaphysik unternommen werden, beruhen auf der Tatsache, dass der „Energiehunger“ der Menschen immer größer wird, die natürlich vorkommenden Ressourcen, die uns Menschen bisher zugänglich sind, jedoch begrenzt sind.
Kurzfristig sind noch keine Auswirkungen spürbar, doch bereits mittelfristig werden schwindende Öl- und Gasreserven spürbar werden. Auch ein Blick auf die CO2-Bilanz und der damit eventuell zusammenhängende Klimawandel – ein streitbarer Punkt, der hier jedoch nicht Gegenstand der Diskussion sein soll – motivieren zu einem Umdenken und zu dem Handeln, nach Alternativen zu suchen, die auf eine ökologische Art und Weise Energie für uns Menschen nutzbar machen und zudem ökonomisch arbeiten.
Unabhängig von der Methode hat jede ihre Vor- und Nachteile und es bleibt langfristig abzuwägen, welche man davon bereit ist in Kauf zu nehmen um dem steigenden Energiebedarf der Menschen gerecht zu werden.
Eine dieser Möglichkeiten kommt uns bereits tagtäglich, seit dem es uns Menschen gibt, zugute, Die Energie der Sonne. Sie strahlt sei nunmehr etwas 4,5 Milliarden Jahren ihre Energie in den Raum und scheint dabei in menschlichen Dimensionen betrachtet Ressourcen noch und nöcher zu haben.
Nun können wir uns die Sonnenenergie nutzbar zu machen, indem Fotovoltaikanlagen aufstellen. Dabei werden wir nur relativ schnell feststellen, dass die benötigte Fläche, um eine bestimmte Energiemenge zu erhalten, sehr groß ist. Das Verhältnis Fläche zu gewonnener Energie ist recht schlecht, um nicht sogar zu sagen, echt miserabel.
Eine zweite, technisch zwar weitaus kompliziertere, jedoch wesentlich ertragreichere Methode: die Sonne auf die Erde holen! Schauen wir uns die Sonne genauer an:
Die Sonne ist, wie jeder andere handelsübliche Stern auch, eine große Gaskugel, deren wesentliche Energiequelle die thermonukleare Fusion ist. Kernfusion ist ein Prozess, bei dem leichte Atomkerne miteinander verschmelzen und als Endprodukt schwerere Kerne bilden. Dabei wird im Allgemeinen Energie als kinetische Energie des neu entstandenen Kerns und weiterer Reaktionsprodukte (Neutronen, Gamma-Strahlung etc.) frei. Wegen der Energiereduktion gehen die Reaktionspartner von einem weniger stabilen in einen stabileren Zustand über. Die Masse des neuen Atomkerns ist kleiner als die Summe der Massen seiner Bauteile. Diese Massendifferenz delta m, auch als Massendefekt bekannt, entspricht dem Energiebetrag delta E = delta m * c². Die Energie, die bei der Bildung von Atomkernen aus Protonen und Neutronen frei wird, ist die Energie, die aufzubringen ist, um die Nukleonen eines Atomskerns voneinander zu trennen. Die Bindungsenergie ist eine Funktion der Anzahl A der Nukleonen, wobei A für die Massenzahl des jeweiligen Atoms steht. Trägt man die Bindungsenergie pro Nukleon B/A gegen die Nukleonenzahl auf, ergibt sich folgendes Bild.
Quelle: WikipediaDa die Atomkerne erst durch Zufuhr ihrer Bindungsenergie wieder zerlegt werden können, sind die Kerne in der Umgebung von A ~ 56 besonders stabil. Es handelt sich um Chrom, Mangan, Eisen, Nickel, Kobalt und Kupfer.
Kerne mit A > 56 lassen sich spalten, Kerne mit A < 56 können verschmelzen und geben dabei Teile ihrer Bindungsenergie ab.
Wie am Diagramm leicht zu erkennen ist, ergibt sich die größten Energieabgabe bei der Verschmelzung von Wasserstoffatomen.
Die geschieht auch in der Sonne.
In den meisten Sternen fusioniert Wasserstoff über mehrere Zwischenschritte zu Helium, auch bezeichnet als Wasserstoffbrennen.
Dabei liegt der Wasserstoff als ionisiertes Gas, als Plasma, vor. Bei dem in diesen Sternen herrschenden Druck liegt die für das Wasserstoffbrennen nötige Temperatur bei etwa 10 Millionen °C.
Wieso ist die Temperatur so hoch? Das Stichwort hier ist die Coulomb-Barriere. Nähern sich zwei geladene Teilchen, dies ist in einem Plasma der Fall, spüren beide Teilchen das Coulombfeld des jeweils anderen. Eine Abstoßung ist die Folge. Damit die beiden Kerne jedoch sich vereinigen können, müssen sie diese abstoßenden Kräfte bzw. das Potential (die sog. Coulomb-Barriere), das eine weitere Annäherung verhindert überwunden werden.
Zum Glück schüttelt die Quantenmechanik hier nun ein Ass aus dem Ärmel. Laut den Gesetzen der QM besteht bei Teilchen eine endliche Wahrscheinlichkeit für das Durchdringen von Potentialbarrieren. Kurz, der Tunneleffekt (siehe obigen Grafik) erlaubt Energien, die niedrigere sind als zum Überwinden der Coulomb-Barriere notwendig wären, um zwei Teilchen so nah aneinander zu bringen, dass sie verschmelzen. Es wird lediglich eine gewisse Energie benötigt, um den Tunneleffekt zu ermöglichen. Bei der Sonne liegt diese Energie etwas bei 10 Millionen °C. Diese wird unter Plasmaphysikern in der Regel in Elektronenvolt [eV] angegeben:
T [eV] = e * 1V / k = 11 600 K, mit T = Temperatur und k = Boltzmann-Konstante (1 eV entspricht also groß 10^4 K).
Die Fusionsreaktion in der Sonne finden in ihrem Kern statt, dort wo der gravitative Druck unheimlich hoch ist und die Teilchen ohnehin noch weiter zusammen drückt.
Will man nun eine Fusion hier auf der Erde ermöglichen, muss, mangels gravitativem Druck, die thermische Energie um einiges höher sein, als in der Sonne. Typische Temperaturen, auf die das Plasma geheizt werden muss, damit die Fusionsreaktion startet, liegen 100 - 150 Millionen Kelvin, also 10 000 bis 15 000 eV. Dies beinhaltet ein Problem, auf das ich später eingehen werde.
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