114 31.2 Stromerzeugung der Zukunft Kernfusion Warum kann die Sonne so viel Energie freisetzen? Was ist eine Wasserstoffbombe? Und an welchem Kraftwerk der Zukunft forscht man seit vielen Jahren? Die Sonne wird jede Sekunde um rund 1 Milliarde Kilogramm leichter! Das entspricht der Masse von 5000 Blauwalen (B 31.17)! Warum passiert das mit der Sonne? Denke daran, dass diese sehr viel Strahlung aussendet und hilf dir mit A 5 auf S. 110. B 31.17 Blauwale sind die größten Tiere, die je auf der Erde gelebt haben. Die größten Exemplare haben bis zu 200.000 kg. In B 31.18 siehst du den Atompilz der ersten Wasserstoffbombe „Ivy Mike“, die 1952 gezündet wurde. Recherchiere, was man unter einer Wasserstoffbombe versteht und wie sie funktioniert. B 31.18 Die Sprengkraft der ersten Wasserstoffbombe war 800-mal so groß wie die der Hiroshima-Bombe (B 31.14, S. 113). In B 31.19 siehst du einen Fusionsreaktor. In solchen Kraftwerken soll durch Kernfusion ab Mitte des Jahrhunderts Strom erzeugt werden. Wie funktionieren sie und was ist das große Problem dabei? B 31.19 Ein Fusionsreaktor: So könnte die Stromerzeugung der Zukunft aussehen. A 7 A 8 A 9 Du verdankst dein Leben der Kernfusion! Warum? Fast die gesamte Energie, die in deinem täglichen Leben eine Rolle spielt, kommt ursprünglich von der Sonne. Sie schickt ungeheure Mengen davon auf die Erde. Wo ist diese Energie aber her? Sie wird durch Kernfusion im Inneren der Sonne freigesetzt! Dabei werden leichte Elemente zu schwereren fusioniert, also gewissermaßen verschmolzen – zum Beispiel Wasserstoff zu Helium (B 31.20). B 31.20 Eine der Möglichkeiten der Kernfusion: Wasserstoffkerne (1H) werden zu Heliumkernen (4He) verschmolzen. 90 % der Energie, die unsere Sonne freisetzt, kommt von dieser Kernreaktion. Ähnlich wie bei der Kernspaltung geht auch hier Masse verloren. Der Massenverlust der Sonne ist gigantisch: Sie wird pro Sekunde um etwa 1 Milliarde Kilogramm leichter. Wieso? Energie hat ja eine Masse (siehe B 31.6, S. 111). Das sagt die berühmte Gleichung E = mc2. Die abgestrahlte Energie entspricht einer Masse, die der Sonne dann fehlt ( A 7 ). B 31.21 Die typische Schalenstruktur eines alten, großen Sterns: Je weiter innen, desto höher das Element. Damit Eisen entsteht, muss der Stern etwa 8 Sonnenmassen haben. Dann erreicht er im Inneren einige Milliarden Grad. Damit die Kernfusion erfolgreich ist, müssen Temperatur und Dichte extrem hoch sein. Beide wachsen, je näher man der Sternenmitte kommt. Deshalb können innen die schwersten Elemente entstehen (B 31.21). Je größer die Masse eines Sterns, desto extremer sind die Bedingungen im Inneren und desto höhere Elemente werden verschmolzen. Bei Eisen ist aber in jedem Fall Endstation! Noch höhere Elemente entstehen nur bei noch extremeren Bedingungen (siehe S. 100) Positron Positron Neutrino Photon 4 He 3 H 1 H 2 H Photon Neutrino H He C Wassersto Helium Kohlensto NeNeon O Sauersto Si Silicium Fe Eisen Nur zu Prüfzwecken – Eigentum des Verlags öbv
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