Нуклеарна фузија

Сунце је звезда главног низа, и стога генерише своју енергију нуклеарном фузијом водоникових нуклеуса у хелијум. У својој сржи, Сунце фузира 620 милиона метричких тона водоника сваке секунде.

За друге употребе, погледајте Фузија (вишезначна одредница).

Нуклеарна фузија је процес током којег се више атомских језгара спајају формирајући једно теже језгро. Овај процес прати ослобађање енергије зависно од масе језгара која су у њега укључена. Процес добијања енергије цепањем језгара тешких елемената, као на пример U-235, при чему настају два атома средње тежине назива се нуклеарна фисија. При нуклеарној фисији мали део масе атома претвара се у енергију. Али са лаким елементима, као на пример водоником, неопходно је спојити два или више атома у циљу добијања атома веће тежине. Пошто су тежи елементи стабилнији од водоника, при овом процесу се ослобађа енергија. Том приликом нуклеони прелазе из стања са мањом у стања са већом енергијом везивања, што је праћено емисијом (ослобођењем) дела енергије везе (енергија везе представља енергију неопходну да се атомско језгро поцепа на мање делове).

Принцип одвијања нуклеарне фузије

Да би дошло до нуклеарне реакције, у којој се лакша језгра спајају у тежа, потребно је да се атомска језгра нађу на растојањима мањим од 10^-15 м. Тада међу њима почиње да делује привлачна јака нуклеарна сила. Међутим, да би се честице приближиле до тако малих растојања, потребно је савладати огромну Кулонову силу одбијања истоимених наелектрисања(Кулонова баријера), која је утолико већа уколико су растојања међу честицама мања. Један од услова је да се честице крећу великим брзинама, од више стотина километара у секунди. Такве брзине могу се реализовати на температурама које су реда величине 10⁷ К (термонуклеарна фузија). Уколико су термалне брзине мале, честице ће се расејавати пре него што доспеју до растојања на којима привлачна сила постаје јача од одбојне Кулонове силе. За фузију два протона потребне су енергије од 1 MeV. Гас може да има и више температуре, при чему ће већи број честица (протона) учествовати у реакцији.

Нуклеарна фузија лаких елемената ослобађа енергију која је извор зрачења звезда или изазива експлозију у нуклеарним бомбама. Нуклеарна фузија тежих елемената (апсорбују енергију) догађа се при екстремно високим енергетским условима, на пример при експлозијама супернова. Овај процес у звездама и суперновама је примарни процес путем којег се стварају нови хемијски елементи у природи. Потребна је прилична енергија да би се језгра принудила на фузију или стапање, чак и када је у питању најлакши елемент водоник. Али фузија лакших језгара која стварају тежа језгра и слободне неутроне, ослобађа више енергије него што се потроши на њихово спајање. При овим реакцијама енергија се ослобађа до синтезе гвожђа, након чега се енергија везује, а нуклеарна фузија практично постаје бескорисна. Према томе, нуклеарна фузија је егзотермна реакција или процес који може сам себе да одржава. Енергија ослобођена у већини нуклеарних реакција је много већа него у хемијским реакцијама, зато што је енергија везе која држи нуклеоне језгра на окупу много већа од енергије која задржава електроне у атомском омотачу (хемијске енергије). Примера ради, енергија јонизације која се добија приликом придруживања или додавања једног електрона језгру водоника (при формирању атома водоника) износи 13,6 eV што је мање од једног милионитог дела енергије ослобођене у процесу деутеријум-трицијум фузионе реакције која износи 17 MeV.

Услови за фузију

Знатна енергетска баријера мора бити савладана да би се појавила фузија. На великим растојањима два потпуно јонизована нуклеарна језгра одбијају једно друго због одбијајућих електростатичких сила које постоје између њихових позитивно наелектрисаних протона. Уколико се два језгра могу приближити довољно близу, електростатичка баријера ће бити савладана због јаких нуклеарних сила које су на блиском растојању јаче од електростатичких одбијајућих (репулсивних) сила. Када се нуклеон као што је протон или неутрон додају језгру, јака сила привлачи их према другим нуклеонима у том језгру, али првенствено их привлачи према најближим суседним нуклеонима због кратког домета те силе. Нуклеони у унутрашњости језгра имају више суседних нуклеона него они нуклеони који се налазе на површини језгра. Пошто мање језгро има већи однос површине према обиму, енергија везе по нуклеону због јачине силе обично се повећава са величином нуклеарног језгра, али прилази граничној вредности која одговара оној вредности коју има потпуно окружен нуклеон.

Електростатичка сила, са друге стране, је инверзна квадратна сила, тако да протон који је додат нуклеарном језгру има електростатичко одбијање од свих других протона у језгру. Електростатичка енергија по нуклеону се повећава због електростатичке силе, без ограничења како језгро постаје веће. Крајњи резултат ових супротних сила је тај, да се енергија везе по нуклеону повећава с повећањем величине нуклеарног језгра, све до елемената жељеза и никла, после тога она се смањује за тежа нуклеарна језгра. На крају, енергија везе постаје слаба и због тога врло тешка језгра су нестабилна.

Четири најчвршће везана језгра, падајућим редом у односу на енергију везе су: ⁶²Ni, ⁵⁸Fe, ⁵⁶Fe и ⁶⁰Ni. Иако је изотоп никла ⁶²Ni стабилнији од изотопа жељеза ⁵⁶Fe поредак по величини је уобичајенији. То је због већег односа распадања ⁶²Ni у унутрашњости звезда који се дешава због апсорпције фотона. Истакнути изузетак овог опћег понашања је језгро хелијума-4, чија енергија везе је већа од енергије везе литијума, наредног тежег елемента.

Паулијев принцип искључења омогућава објашњење овог изузетног понашања, он наводи: „да због тога што су протони и неутрони фермиони, они не могу да постоје у тачно истом стању”. Стање енергије сваког протона или неутрона у нуклеарном језгру може се прилагодити и горњем и доњем спину честице. Хелијум-4 има неуобичајено велику енергију везе због тога што се његово језгро састоји од два протона и два неутрона, тако да сва четири нуклеона могу да буду у основном стању. Било који додатни нуклеони морали би да пређу у стање више енергије. Ситуација је слична ако се споје два нуклеарна језгра. Док се једно језгро приближава другом, сви протони једног језгра одбијају све протоне у другом језгру. То се дешава све док два језгра не дођу у контакт, када јаке нуклеарне силе преузимају оба језгра. Према томе, чак и када је крајње енергетско стање ниже, и даље постоји велика енергетска баријера која мора бити савладана.

У хемији ово би било познато као активациона енергија. У нуклеарној физици то се зове Кулонова баријера. Ова баријера је најнижа за изотопе водоника, они садрже само једно позитивно наелектрисање у језгру. Језгро у којем би се налазила само два протона није стабилно, тако да неутрони морају бити укључени, у том погледу идеално је језгро хелијума, где је једна од последица изузетно јака енергија везе. Користећи деутеријум-трицијумско гориво, крајња енергетска баријера је око 0,1 МеВ. У поређењу, енергија која је потребна да би се уклонио један електрон из водоника је 13,6 еВ, око 7500 пута мања енергија. Прелазни резултат фузије деутеријума и трицијума је нестабилно ⁵Хе језгро, које одмах избацује неутрон са енергијом од 14,1 МеВ. Енергија узмака преосталог ⁴He језгра је 3,5 МеВ, тако да је укупна ослобођена енергија 17,6 МеВ. Ово је вишеструко већа енергија од оне која је потребна да би се савладала енергетска баријера.

Уколико енергија којом се започиње реакција долази од убрзавања једног језгра, процес се зове „ваздух-мета” фузија, уколико су оба језгра убрзана то је онда „ваздух-ваздух” фузија. Уколико су језгра делови плазме која је близу термичке равнотеже, онда се ради о „термонуклеарној” фузији. Температура је мера просечне кинетичке енергије честица, тако да ће се загрејавањем језгра добити енергија и можда ће се имати довољно енергије за савладавање баријере од 0,1 МеВ. Претварање јединица између електронволти и келвина показује да ће баријера бити савладана на температури већој од 160 ГК, очито врло високој температури.

Постоје два ефекта који смањују потребну температуру. Један је чињеница да је температура „просјечна” кинетичка енергија, указујући да ће поједина језгра на тој температури стварно имати много већу енергију од 0,1 МеВ, док ће остала имати много мању енергију. Процењује се да ће језгра које се налазе на крају високо енергетске расподеле брзине узроковати већину фузионих реакција. Други ефекат је квантно тунеловање. Језгро не мора стварно имати довољно енергије да у потпуности савлада Кулонову баријеру. Уколико имају скоро довољно енергије, они могу проћи кроз преосталу баријеру. Због ових разлога гориво ће на нижој температури и даље проћи кроз фузионе процесе, у мањој размери.

Брзина деутеријум-трицијум фузионих реакција повећава се брзо са температуром док не достигну свој максимум око 70 кеВ (800 милиона келвина), а онда постепено брзина опада.

Реакциони пресек σ је мера вероватноће фузионе реакције као функције релативног убрзања два реагујућа језгра. Уколико реагујућа језгра имају расподелу убрзања, на пример, термичка дистрибуција са термонуклеарном фузијом, тада је корисно извести један просек расподеле пресека производа и брзине. Реакциони однос (фузија по обиму за време) је σв пута производ бројчане густине реактаната:

$f=n_{1}n_{2}\langle \sigma v\rangle$

Уколико исто језгро реагује са истим језгром, као што је то код ДД реакција, онда производ $n_{1}n_{2}$ мора бити замењен са $(1/2)n^{2}$.

$\langle \sigma v\rangle$ повећава се од стварне нуле при собној температури до значајних величина при температурама од 10 до 100 кеВ. На овим температурама, далеко изнад типичних јонизационих енергија (13,6 еВ у случају водоника), фузија реактаната постоји у стању плазме. Значај σв као функције температуре у уређају са нарочитом енергијом конфинисања времена пронађен је узимајући у обзир Лосонов критеријум.

Нуклеарна фузија на Сунцу

Високе температуре у унутрашњости звезда обезбеђују велике брзине честица, а велике густине, те већу вероватноћу за њихово приближавање и одвијање фузије. Висока унутрашња температура Сунца иницијално је обезбеђена гравитационом силом. Она је последица велике Сунчеве масе, која сабија гас, због чега се он загрева. Промене хемијског састава звезда условљене су фузионим реакцијама п-п ланца и CNO циклуса. Основне фузионе реакције у језгру Сунца одвијају се на тај начин што, у коначном, четири језгра водоника стварају језгро хелијума.

Шематски приказ п-п циклуса

Такве термонуклеарне реакције су егзотермне и у њима се, на рачун дефекта масе (дефект масе представља смањење масе звезда на рачун енергије коју емитују), ослобађа енергија коју Сунце емитује. Ове реакције се, највећим делом, одвијају у такозваном протон-протонском (п-п) циклусу. Овај циклус је најефикаснији на температурама од око 15 милиона степени и при густинама 100X10³ kg/m³. У првој фази овог циклуса, два протона стварају деутерон, позитрон и неутрино уз ослобођење енергије. Деутерон је језгро атома деутеријума, изотопа водоника. Ово језгро разликује се од језгра атома водоника јер, поред протона, садржи и неутрон. Због тога деутеријум зову и тешки водоник. У току ове реакције ослобађа се енергија од 1,44 MeV. Потом деутерон ступа у реакцију са још једним протоном градећи изотоп хелијума, уз ослобођење енергије. У последњој фази овог циклуса два изотопа хелијума граде трећи, тежи изотоп хелијума и два протона уз ослобођење енергије. Добијени протони започињу нову локалну реакцију уз ослобођење енергије. Тиме се окончава једна варијанта п-п циклуса. Ова варијанта п-п циклуса приказана је на слици.

Осим у п-п циклусу, водоник на звездама може фузионо да сагорева и уз учешће језгара атома тежих елемената — угљеника, кисеоника итд. Ова језгра се у реакцијама понашају као катализатори, тј. она се у реакцијама могу трансформисати, уз појављивање „међупроизвода”, али се у коначном не троше. Најважнији ланац таквих фузионих рекција одвија се уз учешће језгра изотопа угљеника ¹²C. То је познати угљенично-азотни (CNO) циклус, који је открио Ханс Бет 1938. године.

За савремени ниво сјаја, на Сунцу сваке секунде око 600 милиона тона водоника претвори се у 596 милиона тона хелијума. Преостала 4 милиона претвара се у енергију тврдог гама и рендгенског зрачења и енергију неутрина. Коначан резултат оба типа процеса је исти. Протон-протонски је ефикаснији и на Сунцу вероватнији, јер је потребно савладати релативно мање кулоновске баријере и у њега су укључени протони, који су најзаступљенији у Сунцу. Због присуства тешких елемената као катализатора (којих је на Сунцу мало) CNO циклус је најефикаснији на вишим температурама (око 20 милиона К). За постизање таквих температура потребно је да звезда буде масивнија.

Примена нуклеарне фузије

Водонична бомба

Нуклеарне реакције први пут су примењене у ратне сврхе. Постоје два типа нуклеарне бомбе, од којих се један модел заснива на нуклеарној фисији, а други на фузији. Прве нуклеарне бомбе, бачене на Хирошиму и Нагасаки пред крај Другог светског рата засноване су на принципу нуклеарне фисије. Касније у току развоја ратне индустрије развијена је и водонична бомба заснована на принципу нуклеарне фузије. Али као окидач за покретање нуклеарне фузије, у овим моделима користи се фисија. Покренута фузија накнадно може поново покренути фисију, па се стога ове бомбе називају фисија-фузија-фисија бомбе. Приликом експлозије ове бомбе ослобађа се енергија еквивалентна енергији од 8.36x10⁴ TJ док се при фисионој бомби баченој на Хирошиму ослободила енергија еквивалентна енергији од свега 83,6 TJ.

Друга значајна примена нуклеарне фузије још није успешно искориштена на Земљи, а представља употребу исте за добијање енергије. Нуклеарна фузија представља много бољи извор енергије од фисије, првенствено јер користи чисту воду за добијање енергије за разлику од фисије, за чију је примену неопходна експлоатација руда радиоактивних метала, а као последица фисије остаје и нуклеарни отпад којег у првом случају нема. Међутим, ово још увек није могуће јер је на Земљи немогуће достићи температуре неопходне за пробијање Кулонове баријере. Стога се тежи проналаску „хладне фузије“, односно фузије за чије одвијање нису неопходне температуре приближне температурама у језгру Сунца.

Види још

• Хладна фузија
• Фузијска енергија
• Нуклеарна фисија

Литература

• College Physical Science, Wendell H. Slabaugh, Alfred B. Butler
• Физика Сунца, Драган Гајић
• „Wхат ис Нуцлеар Фусион?”. НуцлеарФилес.орг. Архивирано из оригинала 28. 09. 2006. г. Приступљено 26. 12. 2016. 
• Брумфиел, Г. (22. 05. 2006). „Цхаос цоулд кееп фусион ундер цонтрол”. Натуре. дои:10.1038/неwс060522-2. 
• Р.W. Буссард (09. 11. 2006). „Схоулд Гоогле Го Нуцлеар? Цлеан, Цхеап, Нуцлеар Поwер”. Гоогле ТецхТалкс. Архивирано из оригинала 26. 04. 2007. г. 
• Wенисцх, D.; Кромп; Реинбергер (2007). „Сциенце оф Фицтион: Ис тхере а Футуре фор Нуцлеар?” (ПДФ). Аустриан Институте оф Ецологy. 
• W.Ј. Нутталл (2008). „Фусион ас ан Енергy Соурце: Цхалленгес анд Оппортунитиес” (ПДФ). Институте оф Пхyсицс Репорт. Институте оф Пхyсицс. 
• M. Кикуцхи, К. Лацкнер, M. Q. & Тран (2012). Фусион Пхyсицс. Интернатионал Атомиц Енергy Агенцy. стр. 22. ИСБН 9789201304100. 

Спољашње везе

• НуцлеарФилес.орг—А репоситорy оф доцументс релатед то нуцлеар поwер.
• Аннотатед библиограпхy фор нуцлеар фусион фром тхе Алсос Дигитал Либрарy фор Нуцлеар Иссуес
• [1] Архивирано на сајту Wayback Machine (26. октобар 2020)-НРЛ Фусион Формуларy

Организатионс

• Фусион фор Енергy wебсите
• ИТЕР (Интернатионал Тхермонуцлеар Еxпериментал Реацтор) wебсите
• ЦЦФЕ (Цулхам Центре фор Фусион Енергy) wебсите Архивирано на сајту Wayback Machine (19. март 2021)
• JET (Joint European Torus) website
• Naka Fusion Institute at JAEA (Japan Atomic Energy Agency) website