Fusionsprozessen

Fusionsprozesse bezeichnet Kernreaktionen, bei denen zwei leichte Atomkerne zu einem schwereren Kern verschmelzen. Dabei wird Energie freigesetzt, weil der entstehende Kern eine geringere Masse besitzt als die Summe der Ausgangskerne (Massendefekt). Reaktionen dieser Art benötigen extrem hohe Temperaturen und Drücke, um die Coulomb-Barriere zwischen den positiv geladenen Kernen zu überwinden; in Sternen erreichen sie typischerweise Millionen Kelvin.

In der Astrophysik fungieren Fusionsprozesse als zentrale Energiequelle für Sterne. Die primäre Kette in sonnenähnlichen Sternen ist der Protonen-Proton-Zyklus, ergänzt durch den CNO-Zyklus in massereicheren Sternen. In späteren Phasen verschmelzen drei Heliumkerne (Triple-Alpha-Prozess) zu Kohlenstoff; weitere Sequenzen bauen schwere Elemente durch weitere Fusionsreaktionen auf.

Auf der Erde wird die Kernfusion gegenwärtig in kontrollierten Reaktoren angestrebt, vor allem durch magnetische Einschlussfusion (Tokamak, Stellarator) und durch inertiale Einschlussfusion (Laser- oder Strahlungsverfahren). Typische Brennstoffe: Deuterium und Tritium; D-T-Reaktion (Deuteron + Tritium) liefert Helium-4 und einen Neutron mit insgesamt 17,6 MeV; der Neutron hat typischerweise etwa 14,1 MeV. D-D-Reaktionen sind ebenfalls möglich und erzeugen teils Protone oder Neutronen. Zentrale Herausforderungen sind die Erzielung von Nettokopplungsenergie, ausreichende Konfinementzeiten und Materialbeständigkeit gegenüber Neutronenstrahlung. Vorteile: nahezu unerschöpfliche Brennstoffe (Deuterium aus Meerwasser), geringe CO2-Emissionen; Nachteil: Neutronenaktivierung und potenzielle Umweltbelastung.

Der Fortschritt bleibt technischer Natur; Großprojekte wie ITER streben nach Stromerzeugung im kommerziellen Maßstab. Forschungsfelder umfassen auch Nebenvarianten wie aneutische Fusion (p-B11) und fortgeschrittene Konzepte zur Verbesserung von Sicherheit und Energieausbeute.