Energia uwalniana w reakcjach fuzji jądrowej

admin 0 Comments Articles

Energia uwalniana w reakcjach fuzji jądrowej

Szybkość i wydajność reakcji fuzji jądrowej

Zarówno wydajność energetyczna reakcji między jądrami, jak i szybkość takich reakcji są ważne. Wielkości te mają głęboki wpływ na takie dziedziny nauki jak astrofizyka jądrowa i możliwości jądrowej produkcji energii elektrycznej.

Gdy cząstka jednego typu przechodzi przez zbiór cząstek tego samego lub innego typu, istnieje wymierna szansa, że cząstki te będą oddziaływać. Cząstki mogą oddziaływać na wiele sposobów, np. po prostu rozpraszając się, co oznacza, że zmieniają kierunek i wymieniają energię, lub mogą przejść reakcję fuzji jądrowej. Miarą prawdopodobieństwa, że cząstki będą na siebie oddziaływać jest przekrój poprzeczny, a jego wielkość zależy od rodzaju oddziaływania oraz stanu i energii cząstek. Iloczyn przekroju poprzecznego i gęstości atomowej cząstki docelowej nazywany jest makroskopowym przekrojem poprzecznym. Odwrotność makroskopowego przekroju poprzecznego jest szczególnie godna uwagi, ponieważ daje średnią odległość, jaką przebywa cząstka padająca przed oddziaływaniem z cząstką docelową; ta odwrotna miara nazywana jest średnią drogą swobodną. Przekroje poprzeczne mierzy się wytwarzając wiązkę cząstek o określonej energii, pozwalając jej oddziaływać z (zwykle cienką) tarczą wykonaną z tego samego lub innego materiału i mierząc ugięcia lub produkty reakcji. W ten sposób można określić względne prawdopodobieństwo wystąpienia jednego typu reakcji syntezy jądrowej w stosunku do innego, jak również optymalne warunki dla danej reakcji.

Przekroje poprzeczne reakcji syntezy jądrowej mogą być mierzone eksperymentalnie lub obliczane teoretycznie i zostały wyznaczone dla wielu reakcji w szerokim zakresie energii cząstek. Są one dobrze znane dla praktycznych zastosowań energii termojądrowej i są dość dobrze znane, choć z pewnymi lukami, dla ewolucji gwiazd. Reakcje syntezy jądrowej pomiędzy jądrami, z których każde ma co najmniej jeden ładunek dodatni, są najważniejsze zarówno dla zastosowań praktycznych, jak i dla nukleosyntezy lekkich pierwiastków w fazie spalania gwiazd. Wiadomo jednak, że dwa dodatnio naładowane jądra odpychają się elektrostatycznie – tzn. działa na nie siła odpychająca odwrotnie proporcjonalna do kwadratu dzielącej je odległości. To odpychanie nazywane jest barierą Coulomba (patrz: siła Coulomba). Jest bardzo mało prawdopodobne, aby dwa dodatnie jądra zbliżyły się do siebie na tyle blisko, aby doszło do reakcji syntezy jądrowej, chyba że będą miały wystarczającą energię do pokonania bariery Coulomba. W związku z tym przekrój poprzeczny dla reakcji syntezy jądrowej pomiędzy naładowanymi cząstkami jest bardzo mały, chyba że energia cząstek jest duża, co najmniej 104 elektronowolty (1 eV ≅ 1,602 × 10-19 dżula), a często większa niż 105 lub 106 eV. To wyjaśnia, dlaczego centrum gwiazdy musi być gorące, aby paliwo mogło się spalić i dlaczego paliwo do praktycznych systemów fuzji jądrowej musi być podgrzane do temperatury co najmniej 50 000 000 kelwinów (K; 90 000 000 000 °F). Tylko wtedy będzie można osiągnąć rozsądną szybkość reakcji fuzji i moc wyjściową.

Zjawisko bariery Coulomba wyjaśnia również zasadniczą różnicę między wytwarzaniem energii przez fuzję jądrową i rozszczepienie jądra atomowego. Podczas gdy rozszczepienie ciężkich pierwiastków może być wywołane przez protony lub neutrony, wytwarzanie energii z rozszczepienia w zastosowaniach praktycznych jest uzależnione od neutronów, które wywołują reakcje rozszczepienia w uranie lub plutonie. Nie posiadając ładunku elektrycznego, neutron może swobodnie wejść do jądra, nawet jeśli jego energia odpowiada temperaturze pokojowej. Energia termojądrowa, polegająca na reakcji syntezy jąder lekkich, powstaje tylko wtedy, gdy cząstki są wystarczająco energetyczne, aby pokonać siłę odpychającą Coulomba. Wymaga to wytworzenia i podgrzania gazowych reagentów do stanu wysokiej temperatury, znanego jako stan plazmy.

.