In protoplanetaren Scheiben ist Wasser praktisch allgegenwärtig. Jüngste Studien zum Wassergehalt früher Planetensysteme wie unseres zeigen, dass Wasser ein reichlich vorhandenes und allgegenwärtiges Molekül ist, das ursprünglich auf der Oberfläche winziger interstellarer Staubkörner durch Hydrierung von gefrorenem Sauerstoff synthetisiert wurde, berichtet die Zeitschrift Elements. In der Molekülwolke, aus der ein neues Planetensystem entstehen wird, bindet Sauerstoff an die Staubkörner, auf die er trifft, und gefriert an ihnen. Sobald ein Wasserstoffmolekül mit diesem gefrorenen Sauerstoff kreuzt, entsteht Wassereis.
Bei der Reaktion können zwei Arten von Wasser entstehen: gewöhnliches Wasser, bestehend aus Sauerstoff und Wasserstoff, oder schweres Wasser, bestehend aus Sauerstoff und Deuterium – einem Wasserstoffisotop mit einem Proton und einem Neutron im Kern. Die Bildung von Wassereis um die Staubkörner ist die erste Stufe eines Prozesses, den die Forscher als „Kältephase“ bezeichnen. Im Laufe der Zeit sammelt sich Materie im Zentrum des Nebels an und die Gravitationskraft beginnt zu wirken. Wenn die Temperaturen rund um das Zentrum steigen – ein Gebiet, das Experten als heißen Corino bezeichnen – verwandelt sich das Eis in Wasserdampf. Wasser wird in diesem Bereich zum am häufigsten vorkommenden Molekül.
„Eine typische heiße Korina enthält etwa 10.000 Mal mehr Wasser als die Ozeane der Erde“, schreiben die beiden Autoren Cecilia Ceccarelli, eine italienische Astronomin am Institut für Planetenwissenschaften und Astrophysik in Grenoble, Frankreich, und Fujun Du, ein Astronom am Lila Berg Observatorium. in Nanjing, China. Diese Phase der Eissublimation in Dampf ist die zweite Phase des Prozesses, die Forscher als „Protosternphase“ bezeichnen.
Dieser Protostern hat seine Fusionsreaktion noch nicht begonnen, aber er beginnt sich zu drehen; Das sie umgebende Gas und der Staub bilden die sogenannte protoplanetare Scheibe, aus der verschiedene Objekte dieses neuen Systems entstehen werden. Der junge Stern nimmt weiter an Masse zu, erzeugt aber wenig Wärme; Die protoplanetare Scheibe ist noch kalt.
Dann beginnt die dritte Phase des Prozesses: Der in der zweiten Phase gebildete Wasserdampf kondensiert in den kältesten Teilen der protoplanetaren Scheibe wieder; Die Staubkörner sind wieder mit Eishüllen bedeckt. Aus diesen Staubkörnern, umgeben von gefrorenem Wasser, entsteht nach und nach ein Planetensystem: Planeten, Kometen und Asteroiden entstehen, die ihren Stern umkreisen. So entstand die Erde.
Daher findet die Wassersynthese zu zwei Zeitpunkten unter unterschiedlichen Bedingungen statt: beim ersten Mal, wenn das System noch eine kalte Wolke ist, und beim zweiten Mal, wenn sich eine protoplanetare Scheibe bildet. In unserem Sonnensystem beträgt das Alter des durch die erste Synthese entstandenen Wassers 4,5 Milliarden Jahre. Um das Alter des Wassers auf der Erde zu bestimmen, muss ermittelt werden, wie viel davon auf der Erde gelandet ist.
Die Forscher weisen darauf hin, dass das Verhältnis der Wasserstoffisotope entscheidend für das Verständnis der Herkunft von Wasser in Planetenkörpern ist. Während der Kaltphase ist die Temperatur extrem niedrig, was zu einem Phänomen namens Superdeuteration führt. Unter diesen Bedingungen gelangt mehr Deuterium in das Wassereis.
Zum Zeitpunkt der Geburt des Universums, wenige Sekunden nach dem Urknall, war die Menge an Deuterium sehr gering – nur ein Atom Deuterium pro 100.000 Atome Standardwasserstoff (oder Protium). Aber in heißer Corina folgt die Häufigkeit aufgrund der ihr vorausgehenden Superdeuterierung nicht diesem Muster. „In heißen Korynes beträgt das HDO/H2O-Verhältnis nur etwas weniger als 1:100. [Die Häufigkeit von doppelt deuteriertem Wasser, D2O, beträgt 1/1000 der von H2O, also etwa 107-mal größer, als man vom D-Element erwarten würde Häufigkeitsverhältnis /H]“, sagen die Studienautoren.
Die Forscher zeigten, dass die Fülle an schwerem Wasser ein Merkmal der ersten Synthese ist. Um herauszufinden, wie viel von diesem Wasser die Erde erreichte, verglichen sie Werte für das Verhältnis von schwerem Wasser zu normalem Wasser, HDO/H2O, auf der Erde mit Werten an Corino-Hotspots in anderen entstehenden Systemen. Frühere Studien haben gezeigt, dass dieses Verhältnis etwa zehnmal höher ist als das elementare D/H-Verhältnis im Universum und damit bei der Geburt des Sonnensystems.
Forscher schätzen, dass zwischen 1 % und 50 % des Wassers auf der Erde aus der Frühphase der Entstehung des Sonnensystems stammen, sodass ein Großteil unseres Wassers 4,5 Milliarden Jahre alt ist. Dieses Wasser stammt „wahrscheinlich“ von Planetesimalen und nicht von Kometen.
Deuterium in der Kernenergie
Deuterium ist ein schweres Wasserstoffisotop. Die Menge an Deuterium im Trinkwasser ist vernachlässigbar – etwa 150 Atome pro 1 Million Wasserstoffatome. Deuteriumwasser, auch Schwerwasser genannt, wird in der Nuklearindustrie als Moderator und Kühlmittel für schnelle Neutronen verwendet. Deuterium wird auf verschiedene Arten isoliert: durch Elektrolyse, Rektifikation von flüssigem Wasserstoff oder wasserstoffhaltigen Verbindungen. Ganze Fabriken sind an der Produktion von schwerem Wasser beteiligt, das, um eine hohe Konzentration an Deuterium zu erhalten, unter bestimmten Bedingungen Hunderte Tonnen Wasser verdampft. Um giftiges schweres Wasser zu erhalten, muss Deuterium mehrere tausendfach konzentriert werden.
Japan hat das „erste Plasma“ am weltweit größten thermonuklearen Reaktor JT-60SA erhalten. Diese Experimente am JT-60SA werden eine bessere Vorbereitung auf den Start des Reaktors in Frankreich sein. In späteren Phasen werden die Wege dieser Reaktoren auseinanderlaufen. Der japanische Reaktor kann nur mit Deuterium-Brennstoff betrieben werden, während der ITER-Reaktor irgendwann auf effizienteren Deuterium-Tritium-Brennstoff umsteigen kann. Experimente mit JT-60SA werden es den Japanern jedoch ermöglichen, ein eigenes Fusionskraftwerk, Projekt DEMO, zu entwickeln, das sie bis 2050 bauen wollen. Mittlerweile wird die Branche von den Chinesen dominiert, deren experimentelle thermonukleare Reaktoren Plasma für Hunderte von Sekunden auf Temperaturen über 100 Millionen °C erhitzen.
In vielen Ländern der Welt werden heute Forschungen und Experimente durchgeführt, um die Kernfusion in den Dienst der Energie zu stellen und ein Modell eines industriellen Kernreaktors zu entwickeln. Leider stoßen diese Pläne auf viele technische und wissenschaftliche Probleme. Eine davon ist die Aufnahme von Wasserstoff durch die Innenwand des Reaktors. Zum ersten Mal auf der Welt hat die National Research University MEPhI ein mathematisches Modell entwickelt, das zur Lösung dieses Problems beitragen soll.
Das Herzstück eines thermonuklearen Reaktors ist eine Kammer, in der heißes Plasma brennt: Es findet der Prozess der Synthese von Heliumatomen aus Wasserstoffatomen statt. Magnetfelder verhindern, dass das brennende Plasma mit der Oberfläche der Kammer in Kontakt kommt, aber leider ist es unmöglich, die Wechselwirkung zwischen Plasma und Reaktorwänden vollständig zu beseitigen.
Winzige „Sprays“ heißen Plasmas können auf die Wand treffen und kleine Fragmente und Partikel – manchmal buchstäblich einzelne Atome – herausschlagen. Diese von der Wand abgelösten Partikel fliegen zunächst einige Zeit durch die Reaktorkammer und setzen sich dann wieder an der Wand ab. Das Problem besteht jedoch nicht einmal darin, sondern darin, dass die von der Oberfläche abgespaltenen Partikel beim Absetzen Atome des Arbeitsgases des Plasmas mit sich führen – und das sind verschiedene Isotope des Wasserstoffs.
Dieser Vorgang wird als Co-Abscheidung bezeichnet, also die gemeinsame Abscheidung von Wolfram- und Wasserstoffpartikeln auf der Oberfläche. Dadurch wächst ein wasserstoffgesättigter Film auf der Oberfläche der thermonuklearen Installationskammer. Dieser Mechanismus ist für den Großteil der Wasserstoffansammlung in der Kammer verantwortlich.
Das ist aus drei Gründen schlecht. Erstens enthält das Arbeitsgas in einem thermonuklearen Reaktor ein radioaktives Wasserstoffisotop – Tritium. Seine Anreicherung in der Reaktorwand kann zu Gefahren für die Strahlensicherheit führen. Zweitens ist Tritium ein sehr teurer Rohstoff, und wenn dieser für den Arbeitsprozess verloren geht, wirkt sich das negativ auf die Wirtschaftlichkeit des Fusionsreaktors aus.
Drittens erwärmt sich in den Momenten der Plasmaentladungen die Oberfläche und der absorbierte Wasserstoff wird wieder freigesetzt – und dies wirkt sich bereits auf die thermonukleare Reaktion selbst aus. Jeglicher Wasserstoff, der aus der Reaktorwand freigesetzt wird, ist im Vergleich zum Plasma kalt. Die Energie des Plasmas im Reaktor, gemessen in elektrischen Volt, wird etwa 100.000 Mal größer sein als die Energie des aus der Wand freigesetzten Wasserstoffs. Und kalter Wasserstoff kann die Plasmaverbrennung negativ beeinflussen.
Das wichtigste Problem, das heute im Rahmen des internationalen thermonuklearen Reaktorprojekts ITER gelöst wird, ist die Vorhersage der Wasserstoffanreicherung in den Wänden des Reaktors – und diese wiederum ist beispielsweise notwendig, um zu wissen, wie Oftmals ist es notwendig, die Wände von angesammeltem Wasserstoff zu „desinfizieren“. Der leitende Forscher an der Abteilung für Plasmaphysik der National Research Nuclear University „MEPhI“ Stepan Krat wurde der Autor des weltweit ersten mathematischen Modells des Prozesses der Wasserstoffansammlung auf der Oberfläche eines thermonuklearen Reaktors.
Einer der wichtigen Punkte der vorgeschlagenen Theorie besteht darin, dass sie das Verhalten verschiedener Wasserstoffisotope in diesem Prozess untersucht. Die vorgeschlagenen Kernfusionsreaktoren (einschließlich ITER) werden eine Mischung aus zwei Wasserstoffisotopen verwenden – Deuterium und Tritium. Das spezifische Gewicht dieser beiden Gase ist unterschiedlich (Tritium ist schwerer). Stepan Krat und seine Kollegen waren die ersten, die die Hypothese aufstellten, dass sich die Parameter der Kopräzipitationsprozesse von Deuterium und Tritium voneinander unterscheiden würden und dass die Situation für eine Mischung dieser beiden Gase dem dritten Satz von Parametern gehorchen würde.
Das vorgeschlagene theoretische Modell beschreibt den Fall einer Mischung aus zwei oder mehr Wasserstoffisotopen und zeigt, dass die Mechanismen ihrer Absorption durch die Reaktorwände komplexen nichtlinearen Mustern folgen, die von vielen Faktoren abhängen. Die Simulationsergebnisse wurden im Journal of Nuclear Materials (Link ist extern) veröffentlicht. Co-Autoren der Veröffentlichung waren neben Stepan Krat Mitarbeiter der National Research Nuclear University MEPhI Yuri Gasparyan und Alexander Prishvitsyn. Nach der Veröffentlichung wurde die Hypothese von Stepan Krat an der National Research Nuclear University MEPhI experimentell an einer Mischung aus zwei nicht radioaktiven Wasserstoffisotopen getestet – Deuterium und Protium.