Energi som frigörs vid fusionsreaktioner

admin 0 Comments Articles

Energi som frigörs vid fusionsreaktioner

Fusionsreaktionernas hastighet och utbyte

Energieutbytet av en reaktion mellan atomkärnor och hastigheten för sådana reaktioner är båda viktiga. Dessa storheter har ett stort inflytande på vetenskapliga områden som kärnastrofysik och potentialen för kärnkraftsproduktion av elektrisk energi.

När en partikel av en typ passerar genom en samling partiklar av samma eller annan typ finns det en mätbar chans att partiklarna kommer att interagera. Partiklarna kan interagera på många olika sätt, t.ex. genom att helt enkelt spridas, vilket innebär att de ändrar riktning och utbyter energi, eller så kan de genomgå en kärnfusionsreaktion. Måttet på sannolikheten för att partiklarna kommer att interagera kallas tvärsnittet, och tvärsnittets storlek beror på typen av interaktion och partiklarnas tillstånd och energi. Produkten av tvärsnittet och målpartikelns atomtäthet kallas det makroskopiska tvärsnittet. Den inversa delen av det makroskopiska tvärsnittet är särskilt anmärkningsvärd eftersom den ger det genomsnittliga avståndet som en infallande partikel kommer att färdas innan den interagerar med en målpartikel; detta inversa mått kallas medelfri väg. Tvärsnitt mäts genom att producera en stråle av en partikel med en given energi, låta strålen interagera med ett (vanligtvis tunt) mål av samma eller ett annat material och mäta avböjningar eller reaktionsprodukter. På detta sätt är det möjligt att bestämma den relativa sannolikheten för en typ av fusionsreaktion jämfört med en annan, liksom de optimala förhållandena för en viss reaktion.

Tvärsnittet för fusionsreaktioner kan mätas experimentellt eller beräknas teoretiskt, och de har bestämts för många reaktioner över ett brett spektrum av partikelenergier. De är välkända för praktiska fusionsenergitillämpningar och är någorlunda välkända, om än med luckor, för stjärnornas utveckling. Fusionsreaktioner mellan kärnor, var och en med en eller flera positiva laddningar, är de viktigaste både för praktiska tillämpningar och för nukleosyntesen av de lätta grundämnena i stjärnornas brinnande stadier. Det är dock välkänt att två positivt laddade kärnor stöter bort varandra elektrostatiskt – dvs. de upplever en stötande kraft som är omvänt proportionell mot kvadraten på det avstånd som skiljer dem åt. Denna repulsion kallas Coulombbarriären (se Coulombkraft). Det är högst osannolikt att två positiva kärnor kommer att närma sig varandra tillräckligt nära för att genomgå en fusionsreaktion om de inte har tillräckligt med energi för att övervinna Coulombbarriären. Därför är tvärsnittet för fusionsreaktioner mellan laddade partiklar mycket litet om inte partiklarnas energi är hög, minst 104 elektronvolt (1 eV ≅ 1,602 × 10-19 joule) och ofta mer än 105 eller 106 eV. Detta förklarar varför centrum av en stjärna måste vara varmt för att bränslet ska brinna och varför bränsle för praktiska fusionsenergisystem måste upphettas till minst 50 000 000 kelvin (K; 90 000 000 000 °F). Först då kan en rimlig fusionsreaktionshastighet och effekt uppnås.

Fenomenet Coulombbarriären förklarar också en grundläggande skillnad mellan energiproduktion genom kärnfusion och kärnklyvning. Medan klyvning av tunga grundämnen kan induceras av antingen protoner eller neutroner, är generering av klyvningsenergi för praktiska tillämpningar beroende av neutroner för att inducera klyvningsreaktioner i uran eller plutonium. Eftersom neutronen inte har någon elektrisk laddning är den fri att gå in i kärnan även om dess energi motsvarar rumstemperaturen. Fusionsenergi, som är beroende av fusionsreaktionen mellan lätta atomkärnor, uppstår endast när partiklarna är tillräckligt energirika för att övervinna Coulombs repulsiva kraft. Detta kräver att de gasformiga reaktanterna framställs och värms upp till ett tillstånd med hög temperatur som kallas plasmatillstånd.

.