Razlika između verzija stranice "Nuklearna fuzija"

Na temperaturama i gustoćama u jezgrima zvijezda brzine fuzionih reakcija su i dalje ekstremno spore. NaprimjerNa primjer, pri temperaturi jezgra suncaSunca (T ~ 15 MK) i gustoći od (~120 g/cm³) oslobođena energija je samo ~0.1 microwattmikrowatt/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 uvijetauvjeta zvijezdinog jezgra u laboratoriji za dobijanje energije nuklearne fuzije potpuno nepraktična.

Ioni koji učestvuju u fuziji u osnovi se nikada neće pojaviti sami već će biti pomiješani sa [[elektron]]ima 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 [[Bremsstrahlung|zakočno zračenje]]. Sunce i zvijezde su neprozirne za Bremsstahlung, ali u osnovi svaki fuzioni reaktor na zemlji će biti optički tanak pri odgovarajućim talasnim dužinama. Bremsstrahlung (zakočno zračenje)<ref name="srwiki">[https://sr.wikipedia.org/wiki/%D0%97%D0%B0%D0%BA%D0%BE%D1%87%D0%BD%D0%BE_%D0%B7%D1%80%D0%B0%D1%87%D0%B5%D1%9A%D0%B5 Zakočno zračenje (sr)]</ref> je teško reflektirati i teško ga je pretvoriti direktno u elektricitet, tako da je odnos između proizvedene fuzione energije i gubitaka zbog Bremssthalung radijacije je 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.