Nuklearna fuzija

Из Википедије, слободне енциклопедије

Nuklearna fuzija je proces tokom kojeg se više atomskih jezgara spajaju formirajući jedno teže jezgro. Ovaj proces prati oslobađanje energije zavisno od mase jezgara koja su u njega uključena. Proces dobijanja energije cepanjem jezgara teških elemenata, kao na primer U-235, pri čemu nastaju dva atoma srednje težine naziva se nuklearna fisija. Pri nuklearnoj fisiji mali deo mase atoma pretvara se u energiju. Ali sa lakim elementima, kao na primer vodonikom, neophodno je spojiti dva ili više atoma u cilju dobijanja atoma veće težine. Pošto su teži elementi stabilniji od vodonika, pri ovom procesu se oslobađa energija. Tom prilikom nukleoni prelaze iz stanja sa manjom u stanja sa većom energijom vezivanja, što je praćeno emisijom (oslobođenjem) dela energije veze (energija veze predstavlja energiju neophodnu da se atomsko jezgro pocepa na manje delove).

Princip odvijanja nuklearne fuzije[уреди]

Da bi došlo do nuklearne reakcije, u kojoj se lakša jezgra spajaju u teža, potrebno je da se atomska jezgra nađu na rastojanjima manjim od 10-15 m. Tada među njima počinje da deluje privlačna jaka nuklearna sila. Međutim, da bi se čestice približile do tako malih rastojanja, potrebno je savladati ogromnu Kulonovu silu odbijanja istoimenih naelektrisanja(Kulonova barijera), koja je utoliko veća ukoliko su rastojanja među česticama manja. Jedan od uslova je da se čestice kreću velikim brzinama, od više stotina kilometara u sekundi. Takve brzine mogu se realizovati na temperaturama koje su reda veličine 107 K (termonuklearna fuzija). Ukoliko su termalne brzine male, čestice će se rasejavati pre nego što dospeju do rastojanja na kojima privlačna sila postaje jača od odbojne Kulonove sile. Za fuziju dva protona potrebne su energije od 1 MeV. Gas može da ima i više temperature, pri čemu će veći broj čestica (protona) učestvovati u reakciji.

Nuklearna fuzija lakih elemenata oslobađa energiju koja je izvor zračenja zvezda ili izaziva eksploziju u nuklearnim bombama. Nuklearna fuzija težih elemenata (apsorbuju energiju) događa se pri ekstremno visokim energetskim uslovima, na primer pri eksplozijama supernova. Ovaj proces u zvezdama i supernovama je primarni proces putem kojeg se stvaraju novi hemijski elementi u prirodi. Potrebna je prilična energija da bi se jezgra prinudila na fuziju ili stapanje, čak i kada je u pitanju najlakši element vodonik. Ali fuzija lakših jezgara koja stvaraju teža jezgra i slobodne neutrone, oslobađa više energije nego što se potroši na njihovo spajanje. Pri ovim reakcijama energija se oslobađa do sinteze gvožda, nakon čega se energija vezuje, a nuklearna fuzija praktično postaje bezkorisna. Prema tome, nuklearna fuzija je egzotermna reakcija ili proces koji može sam sebe da održava. Energija oslobođena u većini nuklearnih reakcija je mnogo veća nego u hemijskim reakcijama, zato što je energija veze koja drži nukleone jezgra na okupu mnogo veća od energije koja zadržava elektrone u atomskom omotaču (hemijske energije). Primera radi, energija jonizacije koja se dobija prilikom pridruživanja ili dodavanja jednog elektrona jezgru vodonika (pri formiranju atoma vodonika) iznosi 13,6 eV što je manje od jednog milionitog dela energije oslobođene u procesu deuterijum-tricijum fuzione reakcije koja iznosi 17 MeV.

Nuklearna fuzija na Suncu[уреди]

Visoke temperature u unutrašnjosti zvezda obezbeđuju velike brzine čestica, a velike gustine, te veću verovatnoću za njihovo približavanje i odvijanje fuzije. Visoka unutrašnja temperatura Sunca inicijalno je obezbeđena gravitacionom silom. Ona je posledica velike Sunčeve mase, koja sabija gas, zbog čega se on zagreva. Promene hemijskog sastava zvezda uslovljene su fuzionim reakcijama p-p lanca i CNO ciklusa. Osnovne fuzione reakcije u jezgru Sunca odvijaju se na taj način što, u konačnom, četiri jezgra vodonika stvaraju jezgro helijuma.

Šematski prikaz p-p ciklusa

Takve termonuklearne reakcije su egzotermne i u njima se, na račun defekta mase (defekt mase predstavlja smanjenje mase zvezda na račun energije koju emituju), oslobađa energija koju Sunce emituje. Ove reakcije se, najvećim delom, odvijaju u takozvanom proton-protonskom (p-p) ciklusu. Ovaj ciklus je najefikasniji na temperaturama od oko 15 miliona stepeni i pri gustinama 100X103 kg/m3. U prvoj fazi ovog ciklusa, dva protona stvaraju deuteron, pozitron i neutrino uz oslobođenje energije. Deuteron je jezgro atoma deuterijuma, izotopa vodonika. Ovo jezgro razlikuje se od jezgra atoma vodonika jer, pored protona, sadrži i neutron. Zbog toga deuterijum zovu i teški vodonik. U toku ove reakcije oslobađa se energija od 1,44 MeV. Potom deuteron stupa u reakciju sa još jednim protonom gradeći izotop helijuma, uz oslobođenje energije. U poslednjoj fazi ovog ciklusa dva izotopa helijuma grade treći, teži izotop helijuma i dva protona uz oslobođenje energije. Dobijeni protoni započinju novu lokalnu reakciju uz oslobođenje energije. Time se okončava jedna varijanta p-p ciklusa. Ova varijanta p-p ciklusa prikazana je na slici.

Osim u p-p ciklusu, vodonik na zvezdama može fuziono da sagoreva i uz učešće jezgara atoma težih elemenata – ugljenika, kiseonika itd. Ova jezgra se u reakcijama ponašaju kao katalizatori, tj. ona se u reakcijama mogu transformisati, uz pojavljivanje „međuproizvoda“, ali se u konačnom ne troše. Najvažniji lanac takvih fuzionih rekcija odvija se uz učešće jezgra izotopa ugljenika 12C. To je poznati ugljenično-azotni (CNO) ciklus, koji je otkrio H. Bet 1938 godine.

Šematski prikaz CNO ciklusa


Za savremeni nivo sjaja, na Suncu svake sekunde oko 600 miliona tona vodonika pretvori se u 596 miliona tona helijuma. Preostala 4 miliona pretvara se u energiju tvrdog gama i rendgenskog zračenja i energiju neutrina. Konačan rezultat oba tipa procesa je isti. Proton-protonski je efikasniji i na Suncu verovatniji, jer je potrebno savladati relativno manje kulonovske barijere i u njega su uključeni protoni, koji su najzastupljeniji u Suncu. Zbog prisustva teških elemenata kao katalizatora (kojih je na Suncu malo) CNO ciklus je najefikasniji na višim temperaturama (oko 20 miliona K). Za postizanje takvih temperatura potrebno je da zvezda bude masivnija.

Primena nuklearne fuzije[уреди]

Vodonična bomba

Nuklearne reakcije prvi put su primenjene u ratne svrhe. Postoje dva tipa nuklearne bombe, od kojih se jedan model zasniva na nuklearnoj fisiji, a drugi na fuziji. Prve nuklearne bombe, bačene na Hirošimu i Nagasaki pred kraj Drugog svetskog rata zasnovane su na principu nuklearne fisije. Kasnije u toku razvoja ratne industrije razvijena je i vodonična bomba zasnovana na principu nuklearne fuzije. Ali kao okidač za pokretanje nuklearne fuzije, u ovim modelima koristi se fisija. Pokrenuta fuzija naknadno može ponovo pokrenuti fisiju, pa se stoga ove bombe nazivaju fisija-fuzija-fisija bombe. Prilikom eksplozije ove bombe oslobađa se energija ekvivalentna energiji od 8.36x104 TJ dok se pri fisionoj bombi bačenoj na Hirošimu oslobodila energija ekvivalentna energiji od svega 83,6 TJ.

Druga značajna primena nuklearne fuzije još nije uspešno iskorištena na Zemlji, a predstavlja upotrebu iste za dobijanje energije. Nuklearna fuzija predstavlja mnogo bolji izvor energije od fisije, prvenstveno jer koristi čistu vodu za dobijanje energije za razliku od fisije, za čiju je primenu neophodna eksploatacija ruda radioaktivnih metala, a kao posledica fisije ostaje i nuklearni otpad kojeg u prvom slučaju nema. Međutim, ovo još uvek nije moguće jer je na Zemlji nemoguće dostići temperature neophodne za probijanje Kulonove barijere. Stoga se teži pronalasku „hladne fuzije“, odnosno fuzije za čije odvijanje nisu neophodne temperature približne temperaturama u jezgru Sunca.

Literatura[уреди]

  • College Physical Science, Wendell H. Slabaugh, Alfred B. Butler
  • Fizika Sunca, Dragan Gajić


Спољашње везе[уреди]