Kernfusion: die Energie der Sonne

In der Sonne verschmelzen Wasserstoffkerne zu Heliumkernen. Das nennt man Kernfusion. Die Masse des entstandenen Kerns ist etwas kleiner als die Summe der Ausgangskerne. Den Unterschied nennt man Massendefekt. Er wird zu Energie nach Einsteins Formel E = m · c². Dabei ist c die Lichtgeschwindigkeit, etwa 3 · 10⁸ m/s. Für 1 g Masse ergibt das 0,001 kg · (3 · 10⁸ m/s)² = 9 · 10¹³ J. Die Sonne verliert so etwa 4 Millionen Tonnen Masse pro Sekunde. Auf der Erde plant man die Fusion von Deuterium (Wasserstoff mit einem Neutron) und Tritium (Wasserstoff mit zwei Neutronen). Dabei entstehen ein Heliumkern (Helium-4) und ein Neutron. Prüfe: Massenzahlen 2 + 3 = 5 und 4 + 1 = 5. Ordnungszahlen 1 + 1 = 2. Damit Kerne verschmelzen, müssen sie sich nahekommen, obwohl sich beide abstoßen. Dafür braucht man extrem hohe Temperaturen, über 100 Millionen °C. Im Kern der Sonne sind es etwa 15 Millionen °C bei riesigem Druck. Auf der Erde hält man das heiße Gas, das Plasma, mit starken Magnetfeldern in der Schwebe. Deuterium gewinnt man aus Wasser, Tritium aus Lithium. Ein Kraftwerk, das mehr Energie liefert, als es verbraucht, gibt es bisher nicht. Es gilt als Forschung.