Fuusioreaktioissa vapautuva energia
Fuusioreaktioiden nopeus ja tuotto
Ytimien välisen reaktion energiantuotto ja tällaisten reaktioiden nopeus ovat molemmat tärkeitä. Näillä suureilla on suuri vaikutus tieteenaloilla, kuten ydinastrofysiikassa ja sähköenergian ydintuotantomahdollisuuksissa.
Kun samantyyppinen hiukkanen kulkee samantyyppisten tai erityyppisten hiukkasten kokoelman läpi, on mitattavissa oleva mahdollisuus, että hiukkaset vuorovaikuttavat. Hiukkaset voivat olla vuorovaikutuksessa monella tavalla, kuten yksinkertaisesti sironnalla, mikä tarkoittaa, että ne muuttavat suuntaa ja vaihtavat energiaa, tai ne voivat käydä läpi ydinfuusioreaktion. Hiukkasten vuorovaikutuksen todennäköisyyden mittausta kutsutaan poikkileikkaukseksi, ja poikkileikkauksen suuruus riippuu vuorovaikutustyypistä sekä hiukkasten tilasta ja energiasta. Poikkileikkauksen ja kohdehiukkasen atomitiheyden tuloa kutsutaan makroskooppiseksi poikkileikkaukseksi. Makroskooppisen poikkileikkauksen käänteisluku on erityisen huomionarvoinen, koska se antaa keskimääräisen matkan, jonka osuva hiukkanen kulkee ennen vuorovaikutusta kohdehiukkasen kanssa; tätä käänteislukua kutsutaan keskimääräiseksi vapaaksi matkaksi. Poikkileikkauksia mitataan tuottamalla yhden hiukkasen säde tietyllä energialla, antamalla säteen vuorovaikuttaa samasta tai eri materiaalista valmistetun (yleensä ohuen) kohteen kanssa ja mittaamalla poikkeamat tai reaktiotuotteet. Tällä tavoin voidaan määrittää yhden tyyppisen fuusioreaktion suhteellinen todennäköisyys toiseen verrattuna sekä optimaaliset olosuhteet tietylle reaktiolle.
Fuusioreaktioiden poikkileikkaukset voidaan mitata kokeellisesti tai laskea teoreettisesti, ja ne on määritetty monille reaktioille laajalla hiukkasenergioiden alueella. Ne tunnetaan hyvin käytännön fuusioenergiasovelluksia varten, ja ne tunnetaan kohtuullisen hyvin, vaikkakin puutteellisesti, tähtien evoluutiota varten. Yhtä tai useampaa positiivista varausta omaavien ytimien väliset fuusioreaktiot ovat tärkeimpiä sekä käytännön sovellusten että kevyiden alkuaineiden ydinsynteesin kannalta tähtien palamisvaiheessa. On kuitenkin hyvin tiedossa, että kaksi positiivisesti varautunutta ydintä hylkii toisiaan sähköstaattisesti – eli niihin kohdistuu hylkivää voimaa, joka on kääntäen verrannollinen niitä erottavan etäisyyden neliöön. Tätä vastusta kutsutaan Coulombin esteeksi (ks. Coulombin voima). On erittäin epätodennäköistä, että kaksi positiivista ydintä lähestyisi toisiaan niin lähelle, että fuusioreaktio tapahtuisi, ellei niillä ole riittävästi energiaa Coulombin esteen voittamiseen. Tämän seurauksena varattujen hiukkasten välisten fuusioreaktioiden poikkileikkaus on hyvin pieni, ellei hiukkasten energia ole suuri, vähintään 104 elektronivolttia (1 eV ≅ 1,602 × 10-19 joulea) ja usein yli 105 tai 106 eV. Tämä selittää, miksi tähden keskuksen on oltava kuuma, jotta polttoaine palaa, ja miksi käytännön fuusioenergiajärjestelmien polttoaine on kuumennettava vähintään 50 000 000 kelviniin (K; 90 000 000 000 °F). Vasta silloin saavutetaan kohtuullinen fuusioreaktionopeus ja teho.
Encyclopædia Britannica, Inc.Katso kaikki tämän artikkelin videot
Coulombin esteen ilmiö selittää myös perustavanlaatuisen eron ydinfuusion ja ydinfission avulla tapahtuvan energiantuotannon välillä. Vaikka raskaiden alkuaineiden fissio voidaan käynnistää joko protonien tai neutronien avulla, fissioenergian tuottaminen käytännön sovelluksia varten on riippuvainen neutroneista fissioreaktioiden käynnistämiseksi uraanissa tai plutoniumissa. Koska neutronilla ei ole sähkövarausta, se voi vapaasti tunkeutua ytimeen, vaikka sen energia vastaisi huoneenlämpötilaa. Fuusioenergia, joka perustuu kevyiden ytimien väliseen fuusioreaktioon, syntyy vain silloin, kun hiukkaset ovat riittävän energisiä voittaakseen Coulombin hylkivän voiman. Tämä edellyttää kaasumaisten reaktanttien tuottamista ja lämmittämistä plasmatilaksi kutsuttuun korkean lämpötilan tilaan.
Encyclopædia Britannica, Inc.