Woher kommt die Energie bei Kernfusion?

Die Energiequelle der Sonne: Ein Blick in den Kernfusionsofen

Die Sonne, unser Stern und Quelle allen Lebens auf der Erde, strahlt unaufhörlich Energie aus. Diese gewaltige Energieproduktion basiert auf einem Prozess, der seit Jahrzehnten fasziniert und die Menschheit bestrebt, ihn nachzubilden: der Kernfusion. Im Gegensatz zur Kernspaltung, die Atomkerne spaltet, verschmelzen bei der Kernfusion Atomkerne zu schwereren Kernen. Dieser Prozess setzt dabei enorme Energiemengen frei, die durch Einsteins berühmte Formel E=mc² erklärt werden. Die Masse der Ausgangskern ist größer als die Masse des resultierenden Kerns; die Massendifferenz wird in Energie umgewandelt.

Hans Bethe gelang 1938 der entscheidende Durchbruch, als er den Hauptmechanismus der Energieerzeugung in der Sonne, den Proton-Proton-Zyklus (p-p-Zyklus), detailliert beschrieb. Arthur Eddington hatte bereits 1920 die Kernfusion als Energiequelle der Sonne vermutet, jedoch fehlte damals das physikalische Verständnis, um diesen Prozess vollständig zu erklären. Bethes Arbeit beleuchtete den Prozess: Im Herzen der Sonne herrschen Temperaturen von über 15 Millionen Grad Celsius und ein enorm hoher Druck. Unter diesen extremen Bedingungen überwinden die positiven Ladungen der Protonen (Wasserstoffkerne) ihre elektrostatische Abstoßung und verschmelzen.

Der p-p-Zyklus lässt sich vereinfacht wie folgt darstellen: Vier Protonen (¹H) verschmelzen schrittweise zu einem Heliumkern (⁴He), wobei zwei Positronen (e⁺), zwei Neutrinos (νₑ) und zwei Gammaquanten (γ) freigesetzt werden. Der Heliumkern ist leichter als die Summe der vier Protonen. Dieser scheinbar geringe Massenunterschied – etwa 0,7 % der Gesamtmasse – entspricht aufgrund von E=mc² einer riesigen Energiemenge. Die Gammaquanten, hochenergetische Photonen, wandern langsam durch die Sonne, wobei sie ständig an andere Teilchen streuen und ihre Energie abgeben, bis sie schliesslich als sichtbares Licht, Infrarotstrahlung und andere elektromagnetische Wellen die Sonnenoberfläche erreichen. Die Neutrinos hingegen interagieren nur sehr schwach mit Materie und verlassen die Sonne nahezu ungehindert, tragen aber ebenfalls zur Energiebilanz bei.

Neben dem p-p-Zyklus spielen in massereicheren Sternen auch andere Fusionsprozesse, wie der CNO-Zyklus (Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff-Zyklus), eine Rolle. Dieser Zyklus nutzt Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff als Katalysatoren für die Fusion von Wasserstoff zu Helium. Die relative Bedeutung des p-p-Zyklus und des CNO-Zyklus hängt stark von der Temperatur und der Zusammensetzung des Sterns ab.

Zusammenfassend lässt sich sagen, dass die Energie der Sonne, und vieler anderer Sterne, aus der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium resultiert. Dieser Prozess, der auf der Umwandlung einer kleinen, aber entscheidenden Menge an Masse in Energie beruht, liefert die gewaltige Strahlungsleistung, die unser Sonnensystem und Leben auf der Erde ermöglicht und die Menschheit weiterhin fasziniert und zu Nachbildungen im Labor anregt.