GA 60 und Kernfusion: Unterschied zwischen den Seiten

Aus AnthroWiki
(Unterschied zwischen Seiten)
imported>Joachim Stiller
 
imported>Odyssee
Keine Bearbeitungszusammenfassung
 
Zeile 1: Zeile 1:
[[Datei:GA60.jpg|thumb]]
<!--[[Datei:Atomkernbindungsenergie RK01.png |mini |hochkant=2 |Mittlere Atomkernbindungsenergie pro Nukleon in Abhängigkeit von der Anzahl der Nukleonen im Atomkern für alle bekannten Nuklide nach [[w:Atomic Mass Evaluation |AME2016]]]]-->
== Antworten der Geisteswissenschaft auf die großen Fragen des Daseins (1910/11) ==
[[Datei:Binding energy curve - common isotopes-de.svg|mini|hochkant=2|Bindungsenergie pro [[Nukleon]] als Funktion der [[Massenzahl]]]]
[[Datei:FusionintheSun.svg|thumb|Schematischer Ablauf der Proton-Proton-I-Reaktionskette]]


Fünfzehn Vorträge, Berlin 20. Oktober 1910 bis 16. März 1911
Die '''Kernfusion''' (von [[lat.]] ''fusio'' „das Gießen, Schmelzen, der Guss“, aus ''fundere'' „schmelzen, gießen, strömen, fließen“) ist eine [[Kernreaktion]], bei der zwei oder mehr [[Atomkern]]e zu einem oder mehreren neuen Kernen verschmelzen, wobei in der Regel auch [[subatomare Teilchen]] wie [[Proton]]en, [[Neutron]]en oder [[Neutrino]]s freigesetzt werden.  


=== Inhalt ===
Dabei handelt es sich im Prinzip um einen [[Aufbauprozess]], bei dem aus einfachen [[Stoff]]en schwerere und komplexere [[Materie]] und zugleich eine große Menge an [[Energie]] erzeugt wird. Indem [[Wärme]], [[Licht]] usw. freigesetzt wird, findet also zugleich auch eine [[Äther]]isierung der Materie statt. Tatsächlich haben die Produkte in Summe eine geringere [[Masse]] als die Ausgangsstoffe. Die Massendifferenz <math>\Delta m</math> zwischen den Reaktanden und Produkten, der sogenannte [[Massendefekt]], wird gemäß der bekannten [[Albert Einstein|Einsteinschen]] [[Formel]] <math>E=\Delta m\,c^{2}</math> in Form von [[Energie]] (<math>E</math>) freigesetzt. Um die starken Abstoßungskräfte der elektrisch positiv geladenen Kerne zu überwinden, ist eine große [[kinetische Energie|kinetische]] bzw. [[thermische Energie]], d.h. eine hohe [[Temperatur]] notwendig. Wie das Diagramm der Bindungsenergie (Bild rechts) zeigt, laufen Fusionsprozesse nur bis zum [[Nickel]]isotop <math>\mathrm{^{62}_{28}Ni}</math> [[exotherm]], d.h. unter Energie''abgabe'' ab, da hier die maximale Bindungsenergie erreicht wird.<ref><math>\mathrm{^{62}_{28}Ni}</math> ist um 0,04% fester gebunden als <math>\mathrm{^{56}_{26}Fe}</math>, das früher als Maximum der Bindungsenergie angesehen wurde.<br />vgl. M. P. Fewell: ''The atomic nuclide with the highest mean binding energy''. In: American Journal of Physics. 63, Nr. 7, 1995, S. 653–658 {{DOI|10.1119/1.17828}} [http://www.physics.smu.edu/scalise/quarknet2008/FewellAJP000653.pdf pdf]</ref> Sie können dadurch die für die Fusion nötigen hohen Temperaturen selbsttätig aufrechterhalten. Fusionsprozesse, bei denen schwerere Kerne gebildet werden, verlaufen hingegen [[endotherm]], verbrauchen also Energie. Läuft die Kernfusion nicht nur mit einzelnen Kernen, sondern mit größeren Stoffmengen ab, wird sie auch als '''thermonukleare Reaktion''' bezeichnet.


Das Wesen der Geisteswissenschaft und ihre Bedeutung für die Gegenwart / Leben
Auch bei der [[Kernspaltung]] wird, insofern sie exotherm verläuft, Energie freigesetzt und dadurch Materie ätherisiert. Doch handelt es hier ähnlich wie bei der [[Radioaktivität]] praktisch um einen reinen [[Abbauprozess]], um einen Sterbensprozess der Materie.
und Tod / Menschenseele und Tierseele / Menschengeist und Tiergeist / Das Wesen des
Schlafes / Der Geist im Pflanzenreich / Wie erlangt man Erkenntnis der geistigen Welt? /
Anlage, Begabung und Erziehung des Menschen / Zarathustra / Galilei, Giordano Bruno und
Goethe / Was hat die Geologie über die Weltentstehung zu sagen? / Hermes / Buddha /
Moses / Was hat die Astronomie über die Weltentstehung zu sagen?


== Literatur ==
Die erste überhaupt beobachtete [[Kernreaktion]], die 1919 von [[w:Ernest Rutherford|Ernest Rutherford]] beschrieben wurde, war eine endotherme Fusionsreaktion. Dabei wurden [[Alphateilchen]] durch [[Stickstoff]] geschossen, was dahinter auf dem Zinksulfid-Schirm, der als [[w:Szintillator|Szintillator]] diente, auch Signale von Protonen ergab<ref>{{Literatur | Autor = E. Rutherford | Titel = Collision of α particles with light atoms. IV. An anomalous effect in nitrogen | Sammelwerk = Philosophical Magazine | Band = 37 | Jahr = 1919 |Seiten = 581-587}} ([http://web.lemoyne.edu/~giunta/rutherford.html Veröffentlichungstext])</ref>:
* [[Rudolf Steiner]]: ''Antworten der Geisteswissenschaft auf die großen Fragen des Daseins'', [[GA 60]] (1983), ISBN 3-7274-0600-3 {{Vorträge|060}}


{{GA}}
:<math>{}^{14}\mathrm{N} + {}^4\mathrm{He} \,\rightarrow\, {}^{17}\mathrm{O} + {}^1\mathrm{H} - 1,2 \,\mathrm{MeV} </math> 


[[Kategorie:GA]] [[Kategorie:GA (Öffentliche Vorträge)]] [[Kategorie:Gesamtausgabe]]
[[Stern]]e erzeugen gewaltige Energiemengen durch Kernfusion, hauptsächlich durch das sog. [[Wasserstoffbrennen]], bei dem in Summe 4 [[Wasserstoff]]kerne ([[Proton]]en) zu einem [[Helium]]kern verschmolzen werden. Unsere [[Sonne]] erzeugt auf diese Art pro Sekunde aus 564 Millionen Tonnen Wasserstoff 560 Millionen Tonnen Helium; der [[Massendefekt]] von 4 Millionen Tonnen liefert dabei eine Energiemenge von 3,846 · 10<sup>26</sup> [[Joule|J]] pro Sekunde, die sog. [[Sonnenleuchtkraft]]  L<sub>☉</sub>. Die wichtigste Fusionsreaktion, die rund 98&nbsp;% der Sonnenleuchtkraft liefert, ist die dabei die [[Proton-Proton-Reaktion]] (p-p-Reaktion). De facto wird also in den Sternen [[Materie]] [[äther]]isiert, d.h. in [[Wärmeäther|Wärme]]- und [[Lichtäther]] und wohl auch in höhere Ätherarten ([[Klangäther]], [[Lebensäther]]) transformiert, während der Raum partiell von Materie [[Universalkräfte|freigesaugt]], zugleich aber eine qualitativ höhere [[Materie]] geboren wird, auf deren Grundlage sich das irdische [[Leben]] entfalten kann.
 
Für die [[Technik|technische]] Nutzung der Kernfusion in [[w:Kernfusionsreaktor|Kernfusionsreaktor]]en, die sich derzeit noch im experimentellen Stadium befinden, ist die stellare p-p-Reaktion allerdings viel zu langsam. Selbst im heißen Kern der [[Sonne]] beträgt die mittlere Lebensdauer der Protonen bei rund 10 Millionen Jahren. Die Fusionsreaktoren nutzen daher die wesentlich schnellere, aber energetisch nicht so ergiebige Fusion von [[Deuterium]] (<sup>2</sup>H) und [[Tritium]] (<sup>3</sup>H):
 
: <math> \mathrm{^2H + ^3H \ \rightarrow \ \! ^4He + n + 17{,}6 \; MeV} \ \ </math>
 
Bei [[w:Atomwaffentechnik#Wasserstoffbombe|Wasserstoffbomben-Explosionen]] läuft eine unkontrollierte thermonukleare Reaktion ab.
 
== Siehe auch ==
 
* {{WikipediaDE|Kernfusion}}
* {{WikipediaDE|Kernfusionsreaktor}}
 
== Einzelnachweise ==
<references />
 
{{Navigationsleiste_Stellare_Nukleosynthese}}
[[Kategorie:Astrophysik]]
[[Kategorie:Kernphysik]]
[[Kategorie:Nukleosynthese]]

Version vom 16. Oktober 2020, 09:15 Uhr

Bindungsenergie pro Nukleon als Funktion der Massenzahl
Schematischer Ablauf der Proton-Proton-I-Reaktionskette

Die Kernfusion (von lat. fusio „das Gießen, Schmelzen, der Guss“, aus fundere „schmelzen, gießen, strömen, fließen“) ist eine Kernreaktion, bei der zwei oder mehr Atomkerne zu einem oder mehreren neuen Kernen verschmelzen, wobei in der Regel auch subatomare Teilchen wie Protonen, Neutronen oder Neutrinos freigesetzt werden.

Dabei handelt es sich im Prinzip um einen Aufbauprozess, bei dem aus einfachen Stoffen schwerere und komplexere Materie und zugleich eine große Menge an Energie erzeugt wird. Indem Wärme, Licht usw. freigesetzt wird, findet also zugleich auch eine Ätherisierung der Materie statt. Tatsächlich haben die Produkte in Summe eine geringere Masse als die Ausgangsstoffe. Die Massendifferenz zwischen den Reaktanden und Produkten, der sogenannte Massendefekt, wird gemäß der bekannten Einsteinschen Formel in Form von Energie () freigesetzt. Um die starken Abstoßungskräfte der elektrisch positiv geladenen Kerne zu überwinden, ist eine große kinetische bzw. thermische Energie, d.h. eine hohe Temperatur notwendig. Wie das Diagramm der Bindungsenergie (Bild rechts) zeigt, laufen Fusionsprozesse nur bis zum Nickelisotop exotherm, d.h. unter Energieabgabe ab, da hier die maximale Bindungsenergie erreicht wird.[1] Sie können dadurch die für die Fusion nötigen hohen Temperaturen selbsttätig aufrechterhalten. Fusionsprozesse, bei denen schwerere Kerne gebildet werden, verlaufen hingegen endotherm, verbrauchen also Energie. Läuft die Kernfusion nicht nur mit einzelnen Kernen, sondern mit größeren Stoffmengen ab, wird sie auch als thermonukleare Reaktion bezeichnet.

Auch bei der Kernspaltung wird, insofern sie exotherm verläuft, Energie freigesetzt und dadurch Materie ätherisiert. Doch handelt es hier ähnlich wie bei der Radioaktivität praktisch um einen reinen Abbauprozess, um einen Sterbensprozess der Materie.

Die erste überhaupt beobachtete Kernreaktion, die 1919 von Ernest Rutherford beschrieben wurde, war eine endotherme Fusionsreaktion. Dabei wurden Alphateilchen durch Stickstoff geschossen, was dahinter auf dem Zinksulfid-Schirm, der als Szintillator diente, auch Signale von Protonen ergab[2]:

Sterne erzeugen gewaltige Energiemengen durch Kernfusion, hauptsächlich durch das sog. Wasserstoffbrennen, bei dem in Summe 4 Wasserstoffkerne (Protonen) zu einem Heliumkern verschmolzen werden. Unsere Sonne erzeugt auf diese Art pro Sekunde aus 564 Millionen Tonnen Wasserstoff 560 Millionen Tonnen Helium; der Massendefekt von 4 Millionen Tonnen liefert dabei eine Energiemenge von 3,846 · 1026 J pro Sekunde, die sog. Sonnenleuchtkraft L. Die wichtigste Fusionsreaktion, die rund 98 % der Sonnenleuchtkraft liefert, ist die dabei die Proton-Proton-Reaktion (p-p-Reaktion). De facto wird also in den Sternen Materie ätherisiert, d.h. in Wärme- und Lichtäther und wohl auch in höhere Ätherarten (Klangäther, Lebensäther) transformiert, während der Raum partiell von Materie freigesaugt, zugleich aber eine qualitativ höhere Materie geboren wird, auf deren Grundlage sich das irdische Leben entfalten kann.

Für die technische Nutzung der Kernfusion in Kernfusionsreaktoren, die sich derzeit noch im experimentellen Stadium befinden, ist die stellare p-p-Reaktion allerdings viel zu langsam. Selbst im heißen Kern der Sonne beträgt die mittlere Lebensdauer der Protonen bei rund 10 Millionen Jahren. Die Fusionsreaktoren nutzen daher die wesentlich schnellere, aber energetisch nicht so ergiebige Fusion von Deuterium (2H) und Tritium (3H):

Bei Wasserstoffbomben-Explosionen läuft eine unkontrollierte thermonukleare Reaktion ab.

Siehe auch

Einzelnachweise

  1. ist um 0,04% fester gebunden als , das früher als Maximum der Bindungsenergie angesehen wurde.
    vgl. M. P. Fewell: The atomic nuclide with the highest mean binding energy. In: American Journal of Physics. 63, Nr. 7, 1995, S. 653–658 doi:10.1119/1.17828 pdf
  2.  E. Rutherford: Collision of α particles with light atoms. IV. An anomalous effect in nitrogen. In: Philosophical Magazine. 37, 1919, S. 581-587. (Veröffentlichungstext)