Thermonukleare Fusion

Thermonukleare Fusion bezeichnet den Prozess, bei dem leichte Atomkerne bei extrem hohen Temperaturen und Drücken verschmelzen und dabei schwerere Kerne sowie Energie freisetzen. Dieser Prozess ist die Energiequelle aller Sterne und treibt das Leuchten der Sonne seit rund 4,6 Milliarden Jahren an.

Im Inneren der Sonne herrschen Temperaturen von rund 15 Millionen Kelvin und ein enormer Druck, der es ermöglicht, die elektrische Abstoßung zwischen positiv geladenen Protonen zu überwinden. Im dominierenden Proton-Proton-Zyklus verschmelzen vier Wasserstoffkerne schrittweise zu einem Heliumkern. Dabei wird rund 0,7 Prozent der Ausgangsmasse als Energie freigesetzt, entsprechend der Einsteinschen Formel E = mc². Die Sonne wandelt auf diese Weise jede Sekunde etwa 600 Millionen Tonnen Wasserstoff um.

Massereichere Sterne nutzen den CNO-Zyklus, bei dem Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff als Katalysatoren die Wasserstofffusion beschleunigen. Wenn der Wasserstoffvorrat erschöpft ist, können Sterne mit ausreichend Masse die Heliumfusion und weitere Zyklen bis hin zur Eisensynthese zünden. Bei der Eisensynthese endet die Energiegewinnung, da Eisen den energetisch stabilsten Kern darstellt und eine weitere Fusion keine Energie mehr liefert.