Kernfusion

Bei der Kernfusion werden zwei (in der Regel leichte) Atomkerne miteinander verschmolzen. Da alle Atomkerne eine starke positive Ladung tragen, müssen sie dazu zuerst so "nahe" aneinander gedrängt werden, dass sie die gegenseitige Abstossung überwinden können. Deshalb braucht es für die Kernfusion nach heutiger Erkenntnis hohen Druck und hohe Temperatur. Bei der Verschmelzung der beiden Atomkerne wird ein Bruchteil ihrer Masse in hochenergetische Strahlung umgewandelt.

Die Kernfusion, vor allem jene von Wasserstoff zu Helium, ist die Energiequelle aller Sterne. Während dem grössten Teil ihres Lebens, während sie sich auf der Hauptreihe im Hertzsprung-Russel-Diagramm befinden, fusionieren sie Wasserstoff zu Helium. Erst am Ende ihres Lebens, wenn der Wasserstoffvorrat im Kern langsam zur Neige geht, beginnen sie, auch schwerere Elemente wie Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff zu fusionieren. Noch schwerere Elemente bis hin zum Eisen werden nur in sehr schweren Riesensternen, kurz vor dem Kollaps erzeugt, noch schwerere Elemente wie zum Beispiel Gold stammt ausschliesslich aus Supernova-Explosionen.

Man denkt darüber nach, Kernfusion auch industriell zu betreiben: in einem "Kernreaktor" würden die Wasserstoffisotope Tritium und Deuterium zu Helium plus einem Neutron fusioniert und die frei werdende Energie würde aufgefangen. Die freiwerdenden Neutronen würden aber den Reaktor zunehmend verstrahlen, weshalb auch diese Form der nuklearen Energieerzeugung nicht ganz "sauber" wäre. Eine Saubere Fusion liesse sich durch die Fusion des auf der Erde seltenen Helium-3 und Deuterium erreichen, allerdings sind dazu noch höhere Temperaturen nötig. Als Helium-3-Quellen könnten die Mondoberflaeche oder die Atmosphären der Gasriesen dienen.