Nuklearna fuzija — разлика између измена
Садржај обрисан Садржај додат
м . |
. |
||
Ред 10:
Nuklearna fuzija lakih elemenata oslobađa energiju koja je izvor zračenja [[zvezda]] ili izaziva eksploziju u [[nuklearna bomba|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 [[elemenat|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 [[neutron]]e, oslobađa više energije nego što se potroši na njihovo spajanje. Pri ovim reakcijama energija se oslobađa do sinteze [[Gvožđe|gvožda]], nakon čega se energija vezuje, a nuklearna fuzija praktično postaje beskorisna. 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 [[Hemijska reakcija|hemijskim reakcijama]], zato što je energija veze koja drži nukleone jezgra na okupu mnogo veća od energije koja zadržava [[elektron]]e 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}-.
== Uslovi za fuziju ==
Znatna energetska barijera mora biti savladana da bi se pojavila fuzija. Na velikim rastojanjima dva potpuno jonizovana nuklearna jezgra odbijaju jedno drugo zbog odbijajućih [[elektrostatička sila|elektrostatičkih sila]] koje postoje između njihovih pozitivno naelektrisanih [[proton]]a. Ukoliko se dva jezgra mogu približiti dovoljno blizu, elektrostatička barijera će biti savladana zbog [[Jaka interakcija|jakih nuklearnih sila]] koje su na bliskom rastojanju jače od elektrostatičkih odbijajućih (repulsivnih) sila. Kada se [[nukleon]] kao što je [[proton]] ili [[neutron]] dodaju jezgru, jaka sila privlači ih prema drugim nukleonima u tom jezgru, ali prvenstveno ih privlači prema najbližim susednim nukleonima zbog kratkog dometa te sile. Nukleoni u unutrašnjosti jezgra imaju više susednih nukleona nego oni nukleoni koji se nalaze na površini jezgra. Pošto manje jezgro ima veći odnos površine prema obimu, [[energija veze]] po [[nukleon]]u zbog jačine sile obično se povećava sa veličinom nuklearnog jezgra, ali prilazi graničnoj vrednosti koja odgovara onoj vrednosti koju ima potpuno okružen nukleon.
Elektrostatička sila, sa druge strane, je inverzna kvadratna sila, tako da proton koji je dodat nuklearnom jezgru ima elektrostatičko odbijanje od svih drugih protona u jezgru. Elektrostatička energija po nukleonu se povećava zbog elektrostatičke sile, bez ograničenja kako jezgro postaje veće. Krajnji rezultat ovih suprotnih sila je taj, da se energija veze po nukleonu povećava s povećanjem veličine nuklearnog jezgra, sve do elemenata [[željezo|željeza]] i [[nikl]]a, posle toga ona se smanjuje za teža nuklearna jezgra. Na kraju, energija veze postaje slaba i zbog toga vrlo teška jezgra su nestabilna.
Četiri najčvršće vezana jezgra, padajućim redom u odnosu na energiju veze su: <sup>62</sup>-{Ni}-, <sup>58</sup>-{Fe}-, <sup>56</sup>-{Fe}- i <sup>60</sup>-{Ni}-. Iako je izotop [[nikl]]a <sup>62</sup>-{Ni}- stabilniji od izotopa [[željezo|željeza]] <sup>56</sup>-{Fe}- poredak po veličini je uobičajeniji. To je zbog većeg odnosa raspadanja <sup>62</sup>-{Ni}- u unutrašnjosti zvezda koji se dešava zbog apsorpcije [[foton]]a. Istaknuti izuzetak ovog općeg ponašanja je jezgro [[helijum]]a-4, čija energija veze je veća od energije veze [[litijum]]a, narednog težeg elementa.
[[Paulijev princip isključenja]] omogućava objašnjenje ovog izuzetnog ponašanja, on navodi: „da zbog toga što su [[proton]]i i [[neutron]]i [[fermion]]i, oni ne mogu da postoje u tačno istom stanju”. Stanje energije svakog protona ili neutrona u nuklearnom jezgru može se prilagoditi i gornjem i donjem spinu čestice. [[Helijum]]-4 ima neuobičajeno veliku energiju veze zbog toga što se njegovo jezgro sastoji od dva [[proton]]a i dva [[neutron]]a, tako da sva četiri nukleona mogu da budu u osnovnom stanju. Bilo koji dodatni nukleoni morali bi da pređu u stanje više energije. Situacija je slična ako se spoje dva nuklearna jezgra. Dok se jedno jezgro približava drugom, svi protoni jednog jezgra odbijaju sve protone u drugom jezgru. To se dešava sve dok dva jezgra ne dođu u kontakt, kada jake nuklearne sile preuzimaju oba jezgra. Prema tome, čak i kada je krajnje energetsko stanje niže, i dalje postoji velika energetska barijera koja mora biti savladana.
U hemiji ovo bi bilo poznato kao [[aktivaciona energija]]. U nuklearnoj fizici to se zove [[Kulonova barijera]]. Ova barijera je najniža za izotope vodonika, oni sadrže samo jedno pozitivno naelektrisanje u jezgru. Jezgro u kojem bi se nalazila samo dva protona nije stabilno, tako da neutroni moraju biti uključeni, u tom pogledu idealno je jezgro helijuma, gde je jedna od posledica izuzetno jaka energija veze. Koristeći [[deuterijum]]-[[tricijum]]sko gorivo, krajnja energetska barijera je oko 0,1 MeV. U poređenju, energija koja je potrebna da bi se uklonio jedan elektron iz vodonika je 13,6 eV, oko 7500 puta manja energija. Prelazni rezultat fuzije deuterijuma i tricijuma je nestabilno <sup>5</sup>He jezgro, koje odmah izbacuje [[neutron]] sa energijom od 14,1 MeV. Energija uzmaka preostalog <sup>4</sup>-{He}- jezgra je 3,5 MeV, tako da je ukupna oslobođena energija 17,6 MeV. Ovo je višestruko veća energija od one koja je potrebna da bi se savladala energetska barijera.
Ukoliko energija kojom se započinje reakcija dolazi od ubrzavanja jednog jezgra, proces se zove „vazduh-meta” fuzija, ukoliko su oba jezgra ubrzana to je onda „vazduh-vazduh” fuzija. Ukoliko su jezgra delovi [[Plazma (fizika)|plazme]] koja je blizu termičke ravnoteže, onda se radi o „termonuklearnoj” fuziji. Temperatura je mera prosečne [[kinetička energija|kinetičke energije]] čestica, tako da će se zagrejavanjem jezgra dobiti energija i možda će se imati dovoljno energije za savladavanje barijere od 0,1 MeV. Pretvaranje jedinica između elektronvolti i kelvina pokazuje da će barijera biti savladana na temperaturi većoj od 160 [[Kelvin|GK]], očito vrlo visokoj temperaturi.
Postoje dva efekta koji smanjuju potrebnu temperaturu. Jedan je činjenica da je [[temperatura]] „prosječna” kinetička energija, ukazujući da će pojedina jezgra na toj temperaturi stvarno imati mnogo veću energiju od 0,1 MeV, dok će ostala imati mnogo manju energiju. Procenjuje se da će jezgra koje se nalaze na kraju visoko energetske [[funkcija raspodele|raspodele brzine]] uzrokovati većinu fuzionih reakcija. Drugi efekat je [[Тунел ефекат|kvantno tunelovanje]]. Jezgro ne mora stvarno imati dovoljno energije da u potpunosti savlada Kulonovu barijeru. Ukoliko imaju skoro dovoljno energije, oni mogu proći kroz preostalu barijeru. Zbog ovih razloga gorivo će na nižoj temperaturi i dalje proći kroz fuzione procese, u manjoj razmeri.
[[Datoteka:DT fusion rxnrate.svg|right|250px|thumb|Brzina deuterijum-tricijum fuzionih reakcija povećava se brzo sa temperaturom dok ne dostignu svoj maksimum oko 70 keV (800 miliona kelvina), a onda postepeno brzina opada.]]
Reakcioni presek σ je mera verovatnoće fuzione reakcije kao funkcije relativnog ubrzanja dva reagujuća jezgra. Ukoliko reagujuća jezgra imaju raspodelu ubrzanja, na primer, termička distribucija sa termonuklearnom fuzijom, tada je korisno izvesti jedan prosek raspodele preseka proizvoda i brzine. Reakcioni odnos (fuzija po obimu za vreme) je σv puta proizvod brojčane gustine reaktanata:
:<math>f = n_1 n_2 \langle \sigma v \rangle</math>
Ukoliko isto jezgro reaguje sa istim jezgrom, kao što je to kod DD reakcija, onda proizvod <math>n_1n_2</math> mora biti zamenjen sa <math>(1/2)n^2</math>.
<math>\langle \sigma v \rangle</math> povećava se od stvarne nule pri sobnoj temperaturi do značajnih veličina pri temperaturama od 10 do 100 keV. Na ovim temperaturama, daleko iznad tipičnih jonizacionih energija (13,6 eV u slučaju [[vodonik]]a), fuzija reaktanata postoji u stanju [[Plazma (fizika)|plazme]]. Značaj σv kao funkcije temperature u uređaju sa naročitom energijom konfinisanja vremena pronađen je uzimajući u obzir [[Lawson criterion|Losonov kriterijum]].
== Nuklearna fuzija na Suncu ==
| |||