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Kernfusion 06:48 min

Textversion des Videos

Transkript Kernfusion

Hallo und herzlich willkommen zu Physik mit Kalle. Wir machen weiter mit der Atomphysik und wollen uns heute mit der Kernfusion beschäftigen. Wir lernen heute:

Was Kernfusion ist, was bei einer Kernfusion genau passiert, was der Massendefekt ist und wo Kernfusion überhaupt stattfindet.

Für dieses Video solltet ihr mindestens das Video über den Atomkern gesehen haben, aber auch das Video über die Radioaktivität kann nicht schaden, um die Beispiele am Ende komplett zu verstehen. Falls ihr noch nicht wisst, was Isotope sind, empfehle ich euch auch das Video über das Periodensystem mit der Einführung zur Atomphysik anzusehen. So, dann wollen wir mal. Wir fangen mit der einfachsten Frage an.

Was ist eigentlich Kernfusion? Im Bild links seht ihr zwei Isotope des Wasserstoffs. Oben mit zwei Neutronen und einem Proton, das sogenannte Tritium und unten mit einem Proton und einem Neutron das Deuterium. Wenn Druck und Temperatur hoch genug sind, können sich diese zwei Kerne, trotz der elektrischen Abstoßung nahe genug kommen, um mit der starken Wechselwirkung aneinander gebunden zu werden. Dabei entsteht ein neuer Kern. Diesen Vorgang nennt man Kernfusion. Einfach gesagt bedeutet Kernfusion also: Zwei Atomkerne verschmelzen zu einem. Dabei kann Energie gewonnen, aber auch verloren werden. Um zu verstehen warum das so ist, müssen wir uns einmal ansehen, was dabei genau passiert. Links im Bild seht ihr Albert Einstein. 1905 veröffentlichte er seine Arbeit zur speziellen Relativitätstheorie, die die vielleicht bekannteste Formel der Physik enthält: E=m×c². Ihr habt diese Formel wahrscheinlich schon öfter gesehen und euch gefragt, wofür ihr die eigentlich braucht. Ihr braucht sie zum Beispiel hier. Wie ihr vielleicht schon wisst, steht das E für Energie, das m für Masse und das c für die Lichtgeschwindigkeit. Mithilfe dieser Formel lässt sich berechnen, wie viel Energie bei einer Kernfusion gewonnen wird oder verloren geht. Bei einer Kernfusion wird nämlich Masse in Energie verwandelt oder umgekehrt. Wie viel Energie man dabei gewinnt oder verliert, hängt vom sogenannten Massendefekt ab. Und da wir den noch nicht kennen, wollen wir ihn uns mal genauer ansehen. Stellt euch vor, ich hätte eine Waage, die so fein ist, dass ich damit kleinste Unterschiede sogar zwischen einzelnen Atomkernen messen kann. Wenn ich nun zum Beispiel einen Heliumkern nehme, also zwei Neutronen und zwei Protonen und auf der rechten Seite den Kern hinlege und auf der linken die einzelnen Bauteile, dann werde ich feststellen, dass die beiden Seiten nicht gleich schwer sind. Das ist der sogenannte Massendefekt. Der Atomkern, der durch die starke Wechselwirkung zusammengehalten wird, hat eine sogenannte Bindungsenergie. Diese Bindungsenergie trägt nach Einsteins Formel direkt zur Masse des Kerns bei. Deshalb ist der Kern leichter als seine einzelnen Bauteile. Einfach gesagt wird die durch die Bindungsenergie ersetzte Masse, bei der Fusion des Kerns als Energie frei. Und deshalb kann man aus Kernfusionen auch beachtliche Energiemengen gewinnen. Auf der anderen Seite ist der Massendefekt auch der Grund, warum durch radioaktiven Zerfall Energie gewonnen werden kann. Wenn ein radioaktiver Kern zu einem stabileren Kern zerfällt, hat dieser stabilere Kern eine größere Bindungsenergie. Generell kann man sagen, es lohnt sich eher kleine Kerne zu verschmelzen, und Große zerfallen zu lassen. Es gibt hierbei aber Ausnahmen. Wie ich am Anfang schon gesagt habe, müssen für eine Kernfusion allerdings Temperatur und Druck hoch genug sein, sodass die Kerne überhaupt nah genug aneinander kommen können, um zu verschmelzen. Es gibt einen Ort, der diese Bedingungen erfüllt und den ihr auch alle schon einmal gesehen habt. Es ist die Sonne. Im Inneren der Sonne herrschen Temperaturen von etwa 15 Millionen Grad und enormer Druck. Daher sind im Inneren der Sonne einige verschiedene Kernfusionen möglich. Die Wichtigste davon ist die sogenannte Proton-Proton-Reaktion, die ich euch einmal kurz zeigen möchte. Die Sonne besteht zu über 90% aus Wasserstoff und diese Wasserstoffkerne, also Protonen werden in der Proton-Proton-Reaktion zu Heliumkernen verschmolzen. Im ersten Schritt verschmelzen zwei Protonen miteinander. Da ein Atomkern aus zwei Protonen höchst instabil ist, zerfällt dieser relativ schnell durch Abgabe eines Positrons und eines Neutrinos zu einem Deuteriumkern, also einem Proton und einem Neutron. Diese Reaktion ist übrigens trotz der extremen Bedingungen in der Sonne äußerst unwahrscheinlich. Ein Proton benötigt in der Sonne durchschnittlich 15 Milliarden Jahre, um mit einem zweiten Proton zu verschmelzen. Aufgrund der riesigen Mengen Wasserstoff in der Sonne reicht diese Reaktion dennoch trotzdem, um das gesamte Sonnensystem zu beheizen. Machen wir weiter mit dem zweiten Schritt unserer Reaktion. Unser frischgebackener Deuteriumkern kann nun mit einem weiteren Proton zu Helium-3 verschmelzen. Also einem leichten Heliumkern mit zwei Protonen und nur einem Neutron. Dabei wird auch ein Photon erzeugt, dass die überschüssige Energie trägt. Im dritten und letzten Schritt der Proton-Proton-Reaktion, verschmelzen nun zwei dieser Helium-3-Kerne zu einem Helium-4-Kern, wobei 2 Protonen abgegeben werden. Mithilfe dieser Reaktion wird also der Wasserstoff in der Sonne langsam zu Helium verbrannt und die dabei gewonnene Energie ist enorm. 1g Wasserstoff, das zu Helium verbrannt wird, setzt genauso viel Energie frei wie 10000 l Heizöl. Aus diesem Grund wird schon seit Jahrzehnten an Fusionsreaktoren geforscht, die mit Kernfusion Energie gewinnen sollen. Es wird aber wohl noch einige Zeit dauern, bis die technischen Probleme gelöst sind. Fassen wir noch einmal zusammen, was wir heute gelernt haben. Kernfusion nennt man den Prozess, bei dem zwei Atomkerne zu einem verschmelzen. Man kann durch Kernfusion Energie gewinnen, meistens bei leichten Kernen, aber auch verlieren, zum Beispiel, indem man mit zwei schweren Kernen einen noch viel schwereren Kern herstellt. Allgemein gesagt, ist der Massendefekt des erzeugten Kerns größer als die Summe der Massendefekte der beiden verschmelzenden Kerne, dann wird Energie gewonnen. Ist er kleiner, wird Energie verloren. Der Massendefekt ist definiert als der Unterschied zwischen der Masse eines Kerns und der zusammengezählten Masse seiner einzelnen Bauteile. In der Sonne werden durch Kernfusion unglaubliche Mengen Energie erzeugt. So, das war es schon wieder für heute. Vielen Dank fürs Zuschauen, ich hoffe ich konnte euch helfen. Ich wünsche euch einen schönen Tag, bis dann euer Kalle.

6 Kommentare
  1. schwieriger Inhalt verständlich dargestellt.
    Vielen Dank.

    Von Ru Kroker, vor mehr als 3 Jahren
  2. Einstein hat auf die Tafel im Hintergrund bestimmt lol geschrieben :D
    Danke für dein Video habs verstanden. Und danke Einstein :)

    Von Selma Reinhold, vor etwa 6 Jahren
  3. @Suemeyra: Der Kern ist leichter als seine Bestandteile da die Bindungsenergie nichts wiegt. Sie trägt zur Masse bei bedeutet, dass wenn man die Bindungsenergie mit der Formel E=m*c^2 in Masse umrechnen würde, man den Wert erhält um den der Kern leichter ist.

    Von Nikolai P., vor etwa 6 Jahren
  4. Wenn die Bindungsenergie doch zur Masse beiträgt muss der zusammengebaute Kern doch schwerer sein als seine Einzelteile?

    Von Suemeyra Oezdemir, vor etwa 6 Jahren
  5. Hat der Kern, der durch die Verschmelzung des Deuterium- und des Tritiumkernes entstanden ist, einen Namen?

    Von Sabinesolf, vor mehr als 6 Jahren
  1. super

    Von Massi, vor mehr als 8 Jahren
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Kernfusion Übung

Du möchtest dein gelerntes Wissen anwenden? Mit den Aufgaben zum Video Kernfusion kannst du es wiederholen und üben.

  • Beschreibe den Ablauf einer Kernfusion.

    Tipps

    Überlege, wodurch die Erde am Tag erwärmt und erhellt wird.

    Das Gegenteil der Fusion ist die Spaltung.

    Lösung

    Bei der Kernfusion verschmelzen zwei Atome miteinander. Damit dies passiert, müssen die Kerne auf einen minimalen Abstand gebracht werden. Dabei muss gegen die Coulomb-Abstoßung gearbeitet werden. Daher läuft die Fusion nur bei gewaltigen Drücken ab. Im Sonnensystem funktioniert sie daher nur innerhalb des Kerns der Sonne.

    Bei der Verschmelzung entsteht ein größerer Kern. Im Fall der Sonne verbinden sich zwei Wasserstoffisotope zu einem Heliumisotop. Dabei wird eine gewaltige Energie frei. Diese erhellt und erwärmt unser komplettes Sonnensystem.

  • Gib wieder, wo es zur Kernfusion kommt.

    Tipps

    Die Kernfusion findet nur bei sehr hohem Druck statt.

    Lösung

    Der Mensch ist leider noch nicht in der Lage, die nötigen Drücke und Temperaturen kosteneffizient zu erzeugen, die für die Kernfusion notwendig sind. Lediglich mit einer Wasserstoffexplosion und in einem Forschungsreaktor ist dies bisher möglich.

    In unserer Nähe findet lediglich im Kern der Sonne wirtschaftliche Kernfusion statt. In unserer Galaxie gibt es jedoch viele Sonnen, in welchen Kernfusion abläuft. In sehr dichten Sternen kann sogar eine Kernfusion ablaufen, bei der Eisen entsteht.

  • Gib die komplette Proton-Proton-Fusion an.

    Tipps

    Die untere Zahl ist die Kernladungszahl. Sie bestimmt das Element.

    Beim Aufstellen einer Kernreaktionsgleichung muss die Summe der unteren als auch der oberen Zahlen links und rechts vom Pfeil gleich groß sein.

    Lösung

    Bei den Gleichungen steht die obere Zahl für die Massenzahl (A = N + Z) und die untere für die Kernladungzahl Z.

    Durch diese Fusion in drei Schritten wird genug Energie erzeugt, um unser komplettes Sonnensystem zu beleuchten und zu erwärmen. In den 4,7 Milliarden Jahren, in denen die Sonne bisher besteht, wurden 140.000 Erdmassen an Wasserstoff umgesetzt. Damit wurde ein Massendefekt von 90 Erdmassen ausgenutzt. In jeder Sekunde setzt die Sonne mehr Energie frei als alle unsere Kraftwerke in 600.000 Jahren.

  • Erkläre die Funktionsweise eines Fusionsreaktors.

    Tipps

    Die Erklärung ist eine vereinfachte Darstellung der Fachdarstellung.

    Ordne zunächst die Erklärungen zu, die dir am einfachsten erscheinen.

    Lösung

    Die Entwicklung der Kernfusion schreitet voran, nachdem 1997 erstmals mit dem JET (Joint European Torus) in Großbritannien eine Kernfusionsleistung erzeugt wurde.

    Mit dem ITER wurde ein neuer Reaktor entwickelt, welcher mit der 10-fachen Plasmamenge arbeiten kann. Dadurch wird die nötige Aufheizleistung im Verhältnis zur erzeugten Leistung drastisch reduziert. Damit kann bei 800 m³ Plasmamenge zehnmal mehr Energie gewonnen werden, als für den Start notwendig ist. Die Effizienz ist damit sehr gut. Mit 500 MW Leistung schlägt es dabei jedes gebaute Kernkraftwerk.

    Hinzu kommt, dass es bei der Kernfusion kein Entlagerproblem gibt, da man mit dem Endprodukt Luftballons füllen kann. Zudem besteht bei einem Unglück keine Gefährdung, da das Plasma zwar eine Temperatur von 100 Millionen Kelvin besitzt, sich jedoch bei kleinstem Kontakt mit der Reaktorwand bereits wieder auf Raumtemperatur abkühlt.

    Mit alltagstauglichen Fusionsreaktoren würden alle Energieprobleme der Vergangenheit angehören.

  • Gib an, was der Massendefekt ist.

    Tipps

    E steht für die Energie und m für die Masse, c ist die Lichtgeschwindigkeit.

    Worin könnte der Defekt bestehen? Also was wird beschädigt?

    Lösung

    Der Massendefekt wird als Defekt benannt, da er die Newton'schen Gesetze verletzt. Ansonsten würde er als Masseneffekt betitelt werden. Nach Newton ist Masse eine Grundgröße, nach Einstein ist nur noch die Lichtgeschwindigkeit eine Grundgröße und alle anderen Größen sind von dieser abhängig.

    Der Massendefekt beschreibt folgendes Phänomen. Sobald sich Kernbausteine wie Protonen und Neutronen verbinden, muss der gebildete Atomkern weniger Masse besitzen als seine Einzelteile, da zusätzlich eine Bindungsenergie den Kern zusammenhält. Diese Energie kann auch bei einer Kernspaltung entfesselt werden. Je größer der Kern ist, desto größer ist die Bindungsenergiedichte, also die Bindungsenergie im Verhältnis zur Kernmasse. Daher lohnt es sich, große Kerne zu spalten und kleine Kerne zu fusionieren.

  • Bestimme, wie lange wir noch die Sonne genießen können.

    Tipps

    Wende den Dreisatz an.

    Der Anteil an Helium wird nicht gebraucht.

    Lösung

    Zur Bestimmung müssen wir annehmen, dass sich die Effektivität der Sonne nicht verändert. Da in 5 Milliarden Jahren ca. 50 % des Brennstoffes verbraucht wurden, muss also der restliche Brennstoff in ebenfalls 5 Milliarden Jahren verbraucht sein.

    Der Brennstoffverbrauch eines Sterns variiert jedoch. Die Sonne hat nach Hochrechnungen Brennstoff für 13 Milliarden Jahre und ist bereits 4,57 Milliarden Jahre alt. In dieser Zeit hat sie 14.000 Erdmassen an Wasserstoff durch Kernfusion in Helium umgewandelt. Dabei wurden durch den Massendefekt 90 Erdmassen an Energie frei.

    Damit müsste sie noch ca. 9 Milliarden Jahre weiter scheinen können. Wissenschaftler garantieren jedoch nur 5 Milliarden Jahre Genuss des Sonnenscheins. Grund ist der Heliumanteil im Kern. Dieser erhöht sich immer weiter, da im Kern keine Konvektion erfolgt. Dadurch wird der Kern immer reicher an Masse. Das hat den Effekt, dass sich die Sonne zu einem bestimmten Zeitpunkt, in etwa 5 bis 6 Milliarden Jahren, ausdehnen muss. Dabei wird sie auf das Hundertfache der heutigen Größe anschwellen und dabei den Merkur und die Venus verschlucken. Sie wird zu einem roten Riesen.

    Die Sonne wird gleichzeitig an Effektivität gewinnen, deshalb wird es dann auf der Erde etwa 1000°C heiß sein.

    Wenn sie dann ihren Brennstoff komplett verbraucht hat, fällt sie in sich zusammen. Zurück bleibt eine Kugel von der Größe der Erde, welche jedoch in etwa 45% der Masse unseres Sonnensystems besitzen wird. Daher werden die verbliebenen 6 Planeten weiterhin um diese Kugel kreisen. Die Sonne ist dann ein weißer Zwerg.

    Dieser Zyklus zeigt sich überall in unserer Galaxis. Für das andere mögliche Ende eines Sterns hat die Sonne deutlich zu wenig Masse. Daher wird sie nicht als Nova oder gar Supernova ihre Existenz beenden.