Nuklearna fuzija

Nuklearna fuzija je nuklearna reakcija u kojoj se više nuklearnih jezgra spaja i pri čemu se stvara teže nuklearno jezgro.^[1] Ona je praćena oslobađanjem ili apsorpcijom energije u zavisnosti od mase uključenih nuklearnih jezgara. Jezgra željeza i nikla imaju najveću energiju veze po nukleonu i zbog toga su ona stabilnija od svih drugih jezgara. Fuzija dva lakša jezgra od željeza ili nikla najčešće oslobađa energiju, dok fuzija jezgara koja su teža od željeza ili nikla apsorbira energiju, obratno je kod reverznog procesa, nuklearne fisije.

Pregled

Nuklearna fuzija lahkih elemenata oslobađa energiju koja uzrokuje sjaj zvijezda i eksploziju hidrogenske bombe. Nuklearna fuzija težih elemenata (apsorpcija energije) javlja se pri ekstremnim uslovima visoke energije ili pri eksploziji supernove. Nuklearna fuzija kod zvijezda i supernovih je glavni proces kojim se stvaraju novi prirodni elementi. Ova reakcija se koristi kod dobijanja fuzijske energije. Potrebna je znatna energija da bi se izazvala nuklearna fuzija, čak i kod elemenata koji imaju najmanju masu, kao što je vodik. Fuzijom lakših jezgra stvara se teže jezgro i slobodan neutron, obično se oslobađa više energije nego što je potrebno da bi se jezgra spojila. To je jedan egzoterman proces koji može stvoriti samoodržive reakcije. Energija koja se oslobađa u većini nuklearnih reakcija je mnogo veća od energije hemijskih reakcija, zato što je energija veze koja drži nukleone u jezgru zajedno mnogo puta veća od energije koja drži elektrone oko jezgra atoma. Naprimjer, ionizacijska energija koja se dobija dodavanjem elektrona jezgru atoma vodika je 13,6 elektron volti, manje od milionitog dijela od 17 MeV energije koja se oslobađa u D-T (deuterij-tricij) reakcijama. Glavne faze ciklusa nuklearne fuzije kod zvijezda razradio je naučnik Hans Bethe.

Uslovi za fuziju

Znatna energetska barijera mora biti savladana da bi se pojavila fuzija. Na velikim rastojanjima dva potpuno ionizirana nuklearna jezgra odbijaju jedno drugo zbog odbijajućih elektrostatičkih sila koje postoje između njihovih pozitivno naelektrisanih protona. Ukoliko se dva jezgra mogu približiti dovoljno blizu, elektrostatička barijera će biti savladana zbog jakih nuklearnih sila koje su na bliskom rastojanju jače od elektrostatičkih odbijajućih (repulsivnih) sila. Kada se nukleon kao što je proton ili neutron dodaju jezgru, jaka sila privlači ih prema drugim nukleonima u tom jezgru, ali prvenstveno ih privlači prema najbližim susjednim nukleonima zbog kratkog dometa te sile. Nukleoni u unutrašnjosti jezgra imaju više susjednih nukleona nego oni nukleoni koji se nalaze na površini jezgra. Pošto manje jezgro ima veći odnos površine prema obimu, energija veze po nukleonu zbog jačine sile obično se povećava sa veličinom nuklearnog jezgra, ali prilazi graničnoj vrijednosti koja odgovara onoj vrijednosti koju ima potpuno okružen nukleon. Elektrostatička sila, sa druge strane, je inverzna kvadratna sila, tako da proton koji je dodat nuklearnom jezgru ima elektrostatičko odbijanje od svih drugih protona u jezgru. Elektrostatička energija po nukleonu se povećava zbog elektrostatičke sile, bez ograničenja kako jezgro postaje veće. Krajnji rezultat ovih suprotnih sila je taj, da se energija veze po nukleonu povećava s povećanjem veličine nuklearnog jezgra, sve do elemenata željeza i nikla, poslije toga ona se smanjuje za teža nuklearna jezgra. Na kraju, energija veze postaje slaba i zbog toga vrlo teška jezgra su nestabilna. Četiri najčvršće vezana jezgra, padajućim redom u odnosu na energiju veze su: ⁶²Ni, ⁵⁸Fe, ⁵⁶Fe i ⁶⁰Ni. Iako je izotop nikla ⁶²Ni stabilniji od izotopa željeza ⁵⁶Fe poredak po veličini je uobičajeniji. To je zbog većeg odnosa raspadanja ⁶²Ni u unutrašnjosti zvijezda koji se dešava zbog apsorpcije fotona. Istaknuti izuzetak ovog općeg ponašanja je jezgro helija-4, čija energija veze je veća od energije veze litija, narednog težeg elementa. Paulijev princip isključenja omogućava objašnjenje ovog izuzetnog ponašanja, on kaže: "da zbog toga što su protoni i neutroni fermioni, oni ne mogu da postoje u tačno istom stanju." Stanje energije svakog protona ili neutrona u nuklearnom jezgru može se prilagoditi i gornjem i donjem spinu čestice. Helij-4 ima neuobičajeno veliku energiju veze zbog toga što se njegovo jezgro sastoji od dva protona i dva neutrona, tako da sva četiri nukleona mogu da budu u osnovnom stanju. Bilo koji dodatni nukleoni morali bi da pređu u stanje više energije. Situacija je slična ako se spoje dva nuklearna jezgra. Dok se jedno jezgro približava drugom, svi protoni jednog jezgra odbijaju sve protone u drugom jezgru. To se dešava sve dok dva jezgra ne dođu u kontakt, kada jake nuklearne sile preuzimaju oba jezgra. Prema tome, čak i kada je krajnje energetsko stanje niže, i dalje postoji velika energetska barijera koja mora biti savladana. U hemiji ovo bi bilo poznato kao aktivaciona energija. U nuklearnoj fizici ovo se zove Coulombova barijera. Ova barijera je najniža za izotope vodika, oni sadrže samo jedno pozitivno naelektrisanje u jezgru. Jezgro u kojem bi se nalazila samo dva protona nije stabilno, tako da neutroni moraju biti uključeni, u tom pogledu idealno je jezgro helija, gdje je jedna od posljedica izuzetno jaka energija veze. Koristeći deuterij-tricijsko gorivo, krajnja energetska barijera je oko 0,1 MeV. U poređenju, energija koja je potrebna da bi se uklonio jedan elektron iz vodika je 13,6 eV, oko 7500 puta manja energija. Prelazni rezultat fuzije deuterija i tricija je nestabilno ⁵He jezgro, koje odmah izbacuje neutron sa energijom od 14,1 MeV. Energija uzmaka preostalog ⁴He jezgra je 3,5 MeV, tako da je ukupna oslobođena energija 17,6 MeV. Ovo je višestruko veća energija od one koja je potrebna da bi se savladala energetska barijera. Ukoliko energija kojom se započinje reakcija dolazi od ubrzavanja jednog jezgra, proces se zove "zrak-meta" fuzija, ukoliko su oba jezgra ubrzana to je onda "zrak-zrak" fuzija. Ukoliko su jezgra dijelovi plazme koja je blizu termičke ravnoteže, onda se radi o "termonuklearnoj" fuziji. Temperatura je mjera prosječne kinetičke energije čestica, tako da će se zagrijavanjem jezgra dobiti energija i možda će se imati dovoljno energije za savladavanje barijere od 0,1 MeV. Pretvaranje jedinica između elektronvolti i kelvina pokazuje da će barijera biti savladana na temperaturi većoj od 160 GK, očito vrlo visokoj temperaturi. Postoje dva efekta koji smanjuju potrebnu temperaturu. Jedan je činjenica da je temperatura "prosječna" kinetička energija, ukazujući da će pojedina jezgra na toj temperaturi stvarno imati mnogo veću energiju od 0,1 MeV, dok će ostala imati mnogo manju energiju. Procjenjuje se da će jezgra koje se nalaze na kraju visoko energetske raspodjele brzine uzrokovati većinu fuzionih reakcija. Drugi efekat je kvantno tuneliranje. Jezgro ne mora stvarno imati dovoljno energije da u potpunosti savlada Coulombovu barijeru. Ukoliko imaju skoro dovoljno energije, oni mogu proći kroz preostalu barijeru. Zbog ovih razloga gorivo će na nižoj temperaturi i dalje proći kroz fuzione procese, u manjoj razmjeri.

Brzina deuterij-tricij fuzijskih reakcija povećava se brzo sa temperaturom dok ne dostignu svoj maksimum oko 70 keV (800 miliona kelvina) a onda postepeno brzina opada.

Reakcioni presjek σ je mjera vjerovatnoće fuzione reakcije kao funkcije relativnog ubrzanja dva reagirajuća jezgra. Ukoliko reagirajuća jezgra imaju raspodjelu ubrzanja, naprimjer, termička distribucija sa termonuklearnom fuzijom, tada je korisno izvesti jedan prosjek raspodjele presjeka proizvoda i brzine. Reakcioni odnos (fuzija po obimu za vrijeme) je σv puta proizvod brojčane gustoće reaktanata:

f=n_{1}n_{2}\langle \sigma v\rangle

Ukoliko isto jezgro reagira sa istim jezgrom, kao što je to kod DD reakcija, onda proizvod $n_{1}n_{2}$ mora biti zamijenjen sa $(1/2)n^{2}$ .

$\langle \sigma v\rangle$ povećava se od stvarne nule pri sobnoj temperaturi do značajnih veličina pri temperaturama od 10 do 100 keV. Na ovim temperaturama, daleko iznad tipičnih ionizacionih energija (13,6 eV u slučaju vodika), fuzija reaktanata postoji u stanju plazme. Značaj σv kao funkcije temperature u uređaju sa naročitom energijom konfiniranja vremena pronađen je uzimajući u obzir Lawsonov kriterij.

Metode konfiniranja goriva

Fuzijska reakcija može održavati samu sebe ukoliko se dovoljno proizvedene energije koristi da bi se gorivo održalo vrućim.

Gravitaciono zatvaranje - Jedna od sila koja može da konfinira gorivo dovoljno dobro da zadovolji Lawsonov kriterij je gravitacija. Međutim, masa koja je potrebna je toliko velika da je gravitaciono konfiniranje jedino pronađeno kod zvijezda. Čak i da se koristi gorivo veće reaktivnosti, kao što je deuterij, bila bi potrebna masa veličine Mjeseca.

Magnetsko konfiniranje - Pošto su plazme vrlo dobri električni provodnici, magnetska polja mogu također da konfiniraju fuziono gorivo. Mnoštvo magnetskih konfiguracija može biti korišteno, najosnovnija razlika postoji između ogledalskog konfiniranja i toroidnog konfiniranja, posebno između tokamaka i stelaratora.

Unutrašnje konfiniranje - Treći način konfiniranja je primjena brzog pulsa energije na veliki dio površine loptice od nuklearnog goriva, uzrokujući istovremenu imploziju i razvijanje toplote do vrlo visokog pritiska i temperature. Ukoliko je gorivo dovoljne gustoće i dovoljno ugrijano, udio fuzijske reakcije će biti dovoljno visok da sagori značajan dio goriva prije nego što se potroši. Da bi se postigli ovi ekstremni uslovi, početno hladno gorivo mora biti eksplozivno komprimirano. Unutrašnje konfiniranje se koristi kod hidrogenske bombe, gdje kao pobuđivač služe x-zrake stvorene pomoću fisione bombe. Unutrašnje konfiniranje je pokušano u "kontroliranoj" nuklearnoj fuziji, gdje se kao pobuđivač koristi laserski, ionski ili elektronski zrak.

Ispituju se i drugi principi konfiniranja, kao što su muon-katalizirana fuzija, Farnsworth-Hirsch fuzor unutrašnje elektrostatičko konfiniranje) i mjehurasta fuzija.

Metode proizvodnje fuzije

Poznato je mnoštvo metoda da bi se utjecalo na nuklearnu fuziju. Neke su "hladne" u ograničenom smislu, većina materijala je na niskoj temperaturi i pritisku ali reaktanti nisu, a neke su "vruće" fuzijske metode koje stvaraju makroskopske regione vrlo velike temperature i pritiska.

Lokalno hladna fuzija :

Muon-katalizirana fuzija je ustanovljena i obnovljivi fuzijski proces koji se javlja na običnoj temperaturi. Detaljno ga je proučavao Steven Jones tokom ranih 1980-tih godina. Nije prijavljeno da proizvodi veliku energiju. Vjeruje se da proizvodnja velike energije nije moguća zbog količine energije koja je potrebna da bi se stvorili muoni, njihov poluživot od 2,2 µs i vjerovatnoća da će se muon vezati sa novom alfa česticom i zbog toga zaustaviti kataliziranu fuziju.
nuklearne reakcije niske energije su sporna oblast istraživanja da bi se proizvela nuklearna fuzija

Uopćeno hladna, lokalno vruća fuzija :

U sonoluminescenciji, akustički šok talasi stvaraju privremene mjehuriće koji propadaju ukratko nakon stvaranja, proizvodeći vrlo visoke temperature i pritiske. Tokom 2002. godine, ruski naučnik P. Taleyarkhan prijavljuje mogućnost pojavljivanja mjehuraste fuzije u privremenim mjehurićima (sono fuzija). Od 2005. godine eksperimenti koji se provode da bi se utvrdilo da li se fuzija javlja ili ne, daju dvosmislene rezultate. Ukoliko se javlja fuzija to je zato što su lokalna temeratrura i pritisak dovoljno visoki da proizvedu vruću fuziju.
Farnsworth-Hirsch Fuzor je uređaj stone veličine u kome se odvija fuzija. Fuzija se odvija zbog visoko efektivnih temperatura koje se postižu elektrostatičkim ubrzanjem iona. Uređaj se može jeftino napraviti, ali nije u stanju da proizvede veliku izlaznu snagu.
Antimaterijalno-inicirana fuzija koristi malu količinu antimaterije da bi započela malu fuzionu eksploziju. Ovo je proučavano naročito u kontekstu pravljenja moguće nuklearne pulsne propulzije. To nije ni blizu praktičnog izvora energije, zbog visoke cijene proizvodnje same antimaterije.
Piroelektrična fuzija je prijavljena u aprilu 2005. godine od strane tima sa UCLA. Naučnici su koristili piroelektrične kristale zagrijane od -34 °C do 7 °C, kombinirane sa iglama od volframa, da bi se proizvelo električno polje od oko 25 GV (giga volti) po metru da bi se ionizovalo i ubrzalo deuterijsko jezgro prema erbij-deuteridnoj meti. Iako energija deuterijskih iona stvorenih pomoću kristala nije bila direktno mjerena, naučnici su koristili 100 keV (temperatura oko 10⁹ K) kao što je predviđeno u njihovom modeliranju. Pri tim energetskim nivoima, dva jezgra deuterija mogu da se sjedine zajedno da proizvedu helij-3 jezgro, 2,45 MeV neutron i bremsstrahlung (njem. doslovno "kočiono zračenje"). Iako je to koristan generator neutrona, uređaj ne može da se koristi za dobijanje energije pošto mu je potrebna mnogo veća energija od one koju proizvodi.

Vruća fuzija :

Uopćeno "vruća" fuzija, u kojoj gorivo dostiže ogromne temperature i pritiske unutar fuzijskog reaktora i nuklearnog oružja.

Metodi u drugoj grupi su primjeri neravnotežnih sistema, u kojim se proizvode vrlo visoke temperature i pritisci na relativno malim graničnim regionima sa materijalom mnogo niže temperature. U svojoj doktorskoj tezi Todd Rider je teorijski proučio sve neravnotežne sisteme. On je predočio da svi takvi sistemi će izgubiti energiju velikom brzinom zbog bremsstrahlunga, radijacije koja nastaje kada elektroni u plazmi udare u druge elektrone ili ione koji su na nižoj temperaturi i iznenada usporavaju. Problem nije izrazit u vrućoj plazmi zbog temperaturnih opsega i zbog toga što je veličina usporavanja znatno manja.

Značajne fuzijske reakcije

Proton-proton niz dominira u zvijezdama veličine Sunca ili manjim.

CNO ciklus dominira u zvijezdama koje su teže od našeg Sunca.

Astrofizički reakcioni nizovi

Najznačajniji fuzioni proces u prirodi je onaj koji pokreće zvijezde. Krajnji rezultat je fuzija četiri protona u jednu alfa česticu, sa oslobađanjem dva pozitrona, dva neutrina i energije, ali nekoliko zasebnih reakcija je uključeno, ovisno od mase zvijezde. Za zvijezde veličine sunca ili manje, proton-proton niz dominira. Kod težih zvijezda, CNO ciklus je više bitan. Oba tipa procesa su odgovorna za stvaranje novih elemenata kao dio nukleosinteze zvijezda.

Na temperaturama i gustoćama u jezgrima zvijezda brzine fuzijskih reakcija su i dalje ekstremno spore. Na primjer, pri temperaturi jezgra Sunca (T ~ 15 MK) i gustoći od (~120 g/cm³) oslobođena energija je samo ~0.1 mikrowatt/cm³, milion puta manja od količine energije koju oslobađa obična svijeća i hiljadu puta manja od dijela toplote koju stvara ljudsko tijelo. Zbog toga je reprodukcija uvjeta zvijezdinog jezgra u laboratoriji za dobijanje energije nuklearne fuzije potpuno nepraktična.

Kriteriji i kandidati za fuzijske reakcije na zemlji

Kod fuzije koju je proizveo čovjek, glavno gorivo nije ograničeno na korištenje protona i visokih temperatura, tako da se biraju reakcije sa velikim presjekom. To podrazumijeva niži Lawson kriterij, i zbog toga manji početni napor. Druga briga je proizvodnja neutrona, koji aktiviraju strukturu reaktora radiološki, ali imaju prednost zbog toga što omogućavaju volumetrijsku ekstrakciju fuzijske energije i umnožavanje tricija. Reakcije pri kojima se ne oslobađaju neutroni zovu se aneutronske reakcije. Da bi bile korisne kao izvor energije, fuzione reakcije moraju zadovoljiti nekoliko kriterija. To su:

egzotermičnost - Ovo je možda očito, ali to ograničava reaktante na one sa malim Z brojem (broj protona), koji se nalaze na bočnoj krivulji energije veze. To čini helij He-4 najuobičajenijim produktom zbog svog izuzetno jakog vezivanja nukleona u jezgru, iako su He-3 i tricij isto vidljivi.
uključivanje jezgra sa malim Z brojem - To je zbog toga što elektrostatička repulsija mora biti savladana prije nego što se nuklearna jezgra približe dovoljno blizu da bi se spojila.
postojanje dva reaktanta - Pri bilo kojoj gustoći koja je manja od gustoće zvijezda, sudari tri tijela su vrlo malo vjerojatni. Treba naznačiti da u unutrašnjem konfiniranju, i gustoća zvijezde i temperatura su dostignute da bi kompenzirali nedostatke trećeg parametra u Lawson kriteriju, ICF-ovo vrlo kratko vrijeme konfiniranja.
postojanje dva ili više proizvoda - Ovo omogućava simultanu razmijenu energije i momenta bez oslanjanja na "slabe" elektromagnetske sile.
očuvanje i protona i neutrona - Presjeci slabih interakcija su suviše mali.

Nekoliko reakcija ispunjava ovaj kriterij. Prikazane su one sa najvećim presjecima:

(1)	D	+	T	→		⁴He	(3.5 MeV)	+		n	(14.1 MeV)
(2i)	D	+	D	→		T	(1.01 MeV)	+		p	(3.02 MeV)				50%
(2ii)				→		³He	(0.82 MeV)	+		n	(2.45 MeV)				50%
(3)	D	+	³He	→		⁴He	(3.6 MeV)	+		p	(14.7 MeV)
(4)	T	+	T	→		⁴He		+	2	n	+ 11.3 MeV
(5)	³He	+	³He	→		⁴He		+	2	p	+ 12.9 MeV
(6i)	³He	+	T	→		⁴He		+		p		+	n	+ 12.1 MeV	51%
(6ii)				→		⁴He	(4.8 MeV)	+		D	(9.5 MeV)				43%
(6iii)				→		⁴He	(0.5 MeV)	+		n	(1.9 MeV)	+	p	(11.9 MeV)	6%
(7)	D	+	⁶Li	→	2	⁴He	+ 22.4 MeV
(8)	p	+	⁶Li	→		⁴He	(1.7 MeV)	+		³He	(2.3 MeV)
(9)	³He	+	⁶Li	→	2	⁴He		+		p	+ 16.9 MeV
(10)	p	+	¹¹B	→	3	⁴He	+ 8.7 MeV

p (protij), D (deuterij), i T (tricij) su kratice za tri glavna izotopa vodika.

Za reakcije sa dva proizvoda, energija je podijeljena među njima u obratnim proporcijama u odnosu na njihove mase, kao što je prikazano. U većini reakcija sa tri proizvoda, raspodjela energije varira. Za reakcije koje mogu dati više od jedne grupe proizvoda date su razmjere grananja.

Neki kandidati za reakcije mogu odmah biti eliminisani. D-⁶Li reakcija nema prednost u poređenju sa p-¹¹B zato što je otprilike teško upaljiv, ali proizvodi znatno više neutrona preko sporedne D-D reakcije. Tu je i p-⁷Li reakcija, ali je njen presjek previše mali osim mogućnosti za T_i > 1 MeV, ali pri tako visokim temperaturama jedna endotermička reakcija direktne proizvodnje neutrona postaje vrlo značajna. Konačno tu je i p-⁹Be reakcija, koja je ne samo teško upaljiva, već se ⁹Be može lako podijeliti na dvije alfa čestice i neutron.

U dodatku fuzionim reakcijama, navedene reakcije sa neutronima su značajne zbog "umnožavanja" tricija u "suhim" fuzionim bombama. Neke od predloženih reakcija su:

n + ⁶Li → T + ⁴He

n + ⁷Li → T + ⁴He + n

Da bi se procijenila korisnost ovih reakcija, u odnosu na reaktante, proidukte i oslobođenu energiju, treba znati pojedine stvari o presjeku. Bilo koji fuzioni uređaj imati će maksimalni pritisak plazme koji može da izdrži, jedan štedljiv uređaj će raditi blizu ovoga maksimuma. Zbog toga određenog pritiska, najveća fuziona proizvodnja će biti postignuta kada je temperatura izabrana tako da je <σv>/T² maksimum. To je i temperatura pri kojoj vrijednost trostrukog produkta "nT"t koji je neophodan za paljenje je minimum. Ova optimalna temperatura i vrijednost od <σv>/T² pri toj temperaturi je data za nekoliko takvih reakcija u sljedećoj tabeli.

gorivo	T [keV]	<σv>/T² [m³/s/keV²]
D-T	13.6	1.24×10^-24
D-D	15	1.28×10^-26
D-³He	58	2.24×10^-26
p-⁶Li	66	1.46×10^-27
p-¹¹B	123	3.01×10^-27

Mnoge od datih reakcija stvaraju nizove. Naprimjer, reaktor koji kao gorivo koristi T i ³He stvorit će određenu količinu D, koji je onda moguće koristiti u D + ³He reakcijama ukoliko su energije "dobre". Jedna elegantna ideja je kombinacija reakcija (8) i (9). ³He iz reakcije (8) može reagirati sa ⁶Li u reakciji (9) prije kompletne termalizacije. Ta reakcija proizvodi energičan proton koji tada prolazi kroz reakciju (8) prije termalizacije. Detaljne analize pokazuju da ova ideja u stvarnosti neće dobro funkcionisati, ali je dobar primjer slučaja gdje uobičajena pretpostavka Maxwellove plazme nije odgovarajuća.

Neutronost, uvjeti konfiniranja i energetska gustoća

Jedina fuziona reakcija ostvarena do sada da bi se postiglo paljenje hidrogenske bombe, od kojih je prva Ivy Mike.

Bilo koja od gore navedenih reakcija može biti osnova proizvodnje fuzione energije. U dodatku temperaturi i presjeku o kome se već govorilo, mora se razmotriti totalna energija fuzionih proizvoda. "E"_fuz, energija fuzionih proizvoda sa elektrostatičkim nabojem "E"_en i atomski broj "Z" reaktanata koji nisu vodikovi izotopi. Specifikacija D-D reakcija povlači za sobom određene teškoće. Da bi se započela, jedna mora prijeći preko ogranaka (2) i (3). Teže je odlučiti kako tretirati T i ³He produkte. T gori tako dobro u deuterijskoj plazmi da ga je skoro nemoguće izdvojiti iz plazme. D-³He reakcija je prilagođena mnogo višim temperaturama, tako da izgaranje pri optimalnoj D-D temperaturi može biti slabo, izgleda razumno pretpostaviti da će T, ali ne i ³He izgoriti i dodati svoju energiju ukupnoj reakciji. Prema tome DD fuziona energija će se brojati kao E_fuz = (4.03+17.6+3.27)/2 = 12.5 MeV, a energija naelektrisanih čestica kao E_en = (4.03+3.5+0.82)/2 = 4.2 MeV.

Drugi jedinstven aspekt D-D reakcija je taj što postoji samo jedan reaktant, što se mora uzeti u obzir kada se računa učestalost reakcije.

Sa ovim izborom, u tablici su prikazani parametri za četiri najvažnije reakcije.

gorivo	Z	E_fuz [MeV]	E_en [MeV]	neutronost
D-T	1	17.6	3.5	0.80
D-D	1	12.5	4.2	0.66
D-³He	2	18.3	18.3	~0.05
p-¹¹B	5	8.7	8.7	~0.001

Zadnja kolona pokazuje neutronost reakcije, odnosno dio fuzijske energije koji je oslobođen u obliku neutrona. To je važan pokazatelj veličine problema povezanih sa neutronima u obliku radijacijskog oštećenja, biološkog zaštićivanja, daljinskog upravljanja i sigurnosti. Za prve dvije reakcije izračunato je (E_fuz-E_en)/E_fuz. Za zadnje dvije reakcije, gdje bi ova kalkulacija dala nulu, date vrijednosti su grubo procijenjene pomoću sporednih reakcija koje proizvode neutrone u termičkoj ravnoteži plazme.

Naravno, reaktanti bi trebali biti pomiješani u optimalnim omjerima. To je slučaj kada svaki reagirajući ion i njegov pridruženi elektron predstavljaju polovicu pritiska. Pretpostavljajući da je ukupni pritisak stalna vrijednost, to znači da je gustoća nehidrogenskih iona manja od gustoće hidrogenskih iona za vrijednost <σv>/T². Sa druge strane, zato što D-D reakcija ima samo jedan reaktant, udio je dva puta veći, kao da je gorivo bilo podijeljeno između dvije vrste vodika. Tako postoji "kazna" od (2/(Z+1)) za nevodikova goriva proizilazeći iz činjenice da im je potrebno više elektrona, koji povećavaju pritisak bez učešća u reakciji fuzije. U isto vrijeme postoji i "bonus" faktor 2 za D-D reakciju, zbog činjenice da svaki ion može reagirati sa svakim drugim ionom, ne samo sa dijelom njih. Sada možemo usporediti ove reakcije u sljedećoj tabeli:

gorivo	<sv>/T²	kazna/bonus	reaktivnost	Lawsonov kriterij	gustina energije
D-T	1.24×10^-24	1	1	1	1
D-D	1.28×10^-26	2	48	30	68
D-³He	2.24×10^-26	2/3	83	16	80
p-¹¹B	3.01×10^-27	1/3	1240	500	2500

Maksimalna vrijednost <σv>/T² je uzeta iz prethodne tabele. Faktor "kazna/bonus" je povezan sa nevodikovim reaktantima ili sa reakcijama iste vrste. Vrijednosti u koloni "reaktivnost" su nađene dijeljenjem (1.24×10^-24 proizvodima druge i treće kolone. On ukazuje na faktor pomoću kojega se druge reakcije odvijaju mnogo sporije od D-T reakcija pod usporedivim uvjetima. Kolona "Lawsonov kriterij" mjeri ove rezultate sa E_en i daje indikaciju koliko je teško postići paljenje sa tim reakcijama, relativno u odnosu na teškoću D-T reakcije. Zadnja kolone je označena kao "gustoća energije" i mjeri praktičnu reaktivnost sa E_fuz. Daje indikaciju koliko je puta manja fuziona gustoća energije drugih reakcija u usporedbi sa D-T reakcijom i može se smatrati mjerom ekonomskog potencijala.

Bremsstrahlung gubici

Ioni koji učestvuju u fuziji u osnovi se nikada neće pojaviti sami već će biti pomiješani sa elektronima koji neutrališu električni naboj iona i formiraju plazmu. Elektroni će uopćeno imati temperaturu usporedivu ili veću od temperature koju imaju ioni, tako da će se sudarati sa ionima i emitirati zakočno zračenje. Sunce i zvijezde su neprozirne za Bremsstahlung, ali u osnovi svaki fuzijski reaktor na zemlji će biti optički tanak pri odgovarajućim talasnim dužinama. Bremsstrahlung (zakočno zračenje)^[2] je teško reflektirati i teško ga je pretvoriti direktno u elektricitet, tako da je odnos između proizvedene fuzione energije i gubitaka zbog Bremssthalung radijacije važna brojčana vrijednost. Ovaj odnos se uopćeno maksimizira na mnogo većim temperaturama od onih koje maksimiziraju gustoću energije. Tabela koja slijedi pokazuje grubo optimalnu temperaturu i odnos energije pri tim temperaturama za nekoliko reakcija.

gorivo	T_i (keV)	P_fuzija/P_{Bremsstrahlung}
D-T	50	140
D-D	500	2.9
D-³He	100	5.3
³He-³He	1000	0.72
p-⁶Li	800	0.21
p-¹¹B	300	0.57

Stvarni odnos fuzije prema Bremssthralung energiji će vjerovatno biti manji zbog nekoliko razloga. Kao prvo, proračun pretpostavlja da je energija fuzionih proizvoda kompletno prenesena na ione goriva, koji onda gube energiju u sudarima sa elektronima, a elektroni gube tu energiju zbog Bremssthalunga. Pošto se fuzioni produkti kreću znatno brže od iona goriva, oni će predati značajan dio svoje energije direktno elektronima. Drugo, za plazmu se pretpostavlja da se sastoji samo od iona goriva. U praksi, postojat će značajan udio drugih iona, kao nečistoće, što će smanjiti odnos. Fuzioni produkti "moraju" ostati u plazmi sve dok ne predaju svoju energiju, i ostati će neko vrijeme poslije toga u obliku bilo koje predložene šeme konfiniranja. Na kraju, svi kanali gubitka energije izuzev Bremssthralung kanala, mogu biti zanemareni. Zadnja dva faktora su povezana. Na osnovu teorije i eksperimenata, izgleda da je konfiniranje energije i čestica blisko povezano. U šemi konfiniranja koja dobro zadržava energiju, stvoriće se fuzioni produkti. Ukoliko se fuzioni produkti efikasno izbacuju, tada će energija konfiniranja biti mala.

Temperature koje maksimiziraju snagu fuzije u odnosu na Bremssthralung su u svakom slučaju veće od temperature koja maksimizira gustoću energije i minimizira potrebne vrijednosti za dobijanje trostrukih fuzijskih proizvoda. Ovo neće mnogo promijeniti optimalnu vrijednost za D-T, zbog toga što je Bremssthralung udio mali, ali to će gurnuti druga goriva u stanje gdje je gustoća energije relativna prema D-T je čak manji i zahtjevano konfiniranje je još teže postići. Za D-D i D-³He, Bremssthralung gubitci će biti ozbiljan, moguće i sprečavajući problem. Za ³He-³He, p-⁶Li and p-¹¹B Bremssthralung gubitci ukazuju na nemogućnost korištenja tih goriva u fuzionom reaktoru.

Značaj fuzije

Fuzija postoji u sredinama zvijezda, poput Sunca, u kojem se fuzijom (spajanjem) vodika (H) i helija (He), dva najlakša atoma, dolazi do oslobađanja energije. Ova energija doseže do Zemlje u vidu svjetlosti i toplote i time omugućava preživljavanje svih živih bića na Zemlji.

Osim toga, jako je bitno da ljudi razumiju fuziju. To može značajno promijeniti princip rada nuklearnih elektrana. Trenutno nuklearne elaktrane cijepaju teške atome u procesu fisije i time se oslobađa manje energije nego pri procesu fuzije. Teški atomi koji se koriste za fisiju su mnogo rijeđi u prirodi i obično se nalaze pod zemljom tako da je proces nalaska ovih atoma skuplji i dugotrajniji. Za fuziju je moguće koristiti samo vodik (njegove izotope) koji se upotrebom elektriciteta mogu dobiti iz teške vode mora ili jezera. Voda je mnogo dostupnija i samim tim i mnogo jeftiniji izvor energije. Fuzija se čini idealnim izvorom energije u bliskoj budućnosti jer se ostali izvori koji su danas u širokoj upotrebi, poput nafte i naftnih prerađevina, polahko troše.

Američka nuklearna regulatorna komisija (NRC) je donijela odluku o razdvajanju regulacije za fuzijsku energiju od fisijske energije. Po toj odluci, fuzijski reaktori nisu nuklearni reaktori, i biti će pod istim regulatornim režimom kao i akceleratori čestica.

Također pogledajte

ITER
Tokamak

Reference

^ http://www.pmf.unsa.ba/fizika/images/nastavni_materijali/9-%20Nuklearna%20fuzija.ppt Nuklearna fuzija, Powerpoint datoteka, slajd 3
^ Zakočno zračenje (sr)

Vanjski linkovi

http://www.nuclearfiles.org/ Arhivirano 15. 12. 2016. na Wayback Machine
https://web.archive.org/web/20160304054003/http://alsos.wlu.edu/qsearch.aspx?browse=science%2FFusion
http://www.iter.org/
http://www.fusion.org.uk/ Arhivirano 19. 3. 2021. na Wayback Machine

Commons logo

Commons ima datoteke na temu: Nuklearna fuzija

[pmf.unsa.ba-1] ttp://www.pmf.unsa.ba/fizika/images/nastavni_materijali/9-%20Nuklearna%20fuzija.ppt Nuklearna fuzija, Powerpoint datoteka, slajd 3

[srwiki-2] Zakočno zračenje (sr)

[1]

[2]