In der Tat ist die Idee bei der Kernfusion, die Vorgänge auf der Sonne zu kopieren. Die Energie, die uns die Sonne schenkt, beruht auf der Kernfusion: Jeweils vier Wasserstoffkerne verschmelzen zu einem Heliumkern und dabei werden enorme Mengen an Energie frei. Energie, die die Sonne dann zu uns abstrahlt.
Erde hat weniger Masse als die Sonne – daher fehlt es ihr an Druck
Im Inneren der Sonne passiert das bei etwa 15 Millionen Grad Celsius. Wenn man das aber auf der Erde imitieren will, braucht man Temperaturen, die zehnmal so hoch sind. Das liegt daran, dass wir auf der Erde nicht den Druck herstellen können, der im Inneren der Sonne herrscht. Der liegt bei 250 Milliarden bar. Das liegt an der schieren Masse der Sonne, die im Sonnenkern diesen Druck ausübt – 250 Milliarden mal mehr als an der Erdoberfläche.
Höhere Temperatur muss auf der Erde fehlenden Druck ersetzen
In einem technischen Fusionsreaktor kann man diesen Druck unmöglich herstellen; da würde uns alles um die Ohren fliegen. Im Gegenteil, der Druck z.B. beim Reaktor "Wendelstein 7-X" in Greifswald liegt bei 1 bis 2 bar, also nicht viel höher als der Druck, dem wir normalerweise auf der Erde ausgesetzt sind. Aber das, was an Druck fehlt, muss dann durch Temperatur ersetzt werden.
Auch wenn man also die Kernfusion auf der Erde immer mit den Vorgängen auf der Sonne vergleicht, gibt es diesen wesentlichen Unterschied: In der Sonne ist der Druck extrem viel höher, dafür die Temperatur niedriger. In einem irdischen Fusionsreaktor ist der Druck niedrig, dafür müssen höhere Temperaturen erzeugt werden.
Warum müssen Druck bzw. Temperatur überhaupt so hoch sein?
Die Voraussetzung dafür, dass die Atomkerne überhaupt zusammenkommen können, sind der hohe Druck bzw. die hohe Temperatur. Man kann sich ein Wasserstoffatom vorstellen wie eine Kirsche: in der Mitte der Kern, außen herum die Hülle. Der Kern ist positiv geladen, die Hülle negativ. Wenn sich zwei Atome näherkommen, müssen die Kerne zusammenkommen. Spontan würden sie das aber nicht tun, dann dazwischen sind die Hüllen – bei der Kirsche also das Fruchtfleisch. Da die Hüllen bei den Atomen beide negativ geladen sind, würden sie sich abstoßen. Die Kerne können deshalb nur dann zusammenkommen, wenn die Atome – also in unserem Bild die Kirschen – schnell oder eben kräftig genug aufeinander prallen. Dazu braucht man entweder viel Druck oder entsprechend hohen Temperaturen – denn je höher die Temperatur, desto schneller bewegen sich die Atome. Und nur dann haben die Wasserstoffkerne überhaupt eine Chance, zusammenzukommen.
Weltall Wie heiß ist die Sonne?
Im Unterschied zur Erde ist die Sonne ein gewaltiger Fusions-Reaktor. Unter dem riesigen Druck in ihrem Inneren verschmelzen ständig Wasserstoffatome zu Helium. Dabei wird Energie frei. Von Gábor Paál | Dieser Beitrag steht unter der Creative-Commons-Lizenz CC BY-NC-ND 4.0.
Raumfahrt Ist die Außenhaut von Raumfahrzeugen im All heiß oder kalt?
Es wird definitiv heiß, und das ist wirklich ein Problem, auch für die ISS. Der Stress wirkt auf die Bauteile ein, denn sie werden auf der einen Seite erhitzt, aber auf der Schattenseite, der Nachtseite der Erde, kühlt das Material aus. Dadurch treten Temperaturspannungen auf. Das führt dazu, dass man solche Raumfahrzeuge nicht ewig betreiben kann. Zusammen mit der kosmischen Strahlung und kleinen Staub- und Schrottteilchen, die durchs All fliegen und auf das Material einwirken, beschränken diese Temperaturunterschiede die Haltbarkeit. Von Uwe Gradwohl | Text und Audio dieses Beitrags stehen unter der Creative-Commons-Lizenz CC BY-NC-ND 4.0.
Physik Warum ist das Weltall so kalt?
Früher war die Temperatur sehr hoch, Millionen Grad. Sie hat sich jetzt so weit abgekühlt, dass das Universum heute eine Temperatur von -270°C hat. Von Bruno Martin Deiss
Astronomie Woher wissen wir, wie die Milchstraße von "außen" aussieht, wenn wir doch mittendrin sind?
Wenn Sie ein Bild sehen, das die Milchstraße von außen zeigt, dann kann es sich nicht um eine "Originalaufnahme" handeln, sondern nur um eine mehr oder weniger realistische Projektion auf der Basis dessen, was die Astronomen heute über die Verteilung der Sterne wissen. Von Gábor Paál | Text und Audio dieses Beitrags stehen unter der Creative-Commons-Lizenz CC BY-NC-ND 4.0.
