Nuclear fusion

Nuclear fusion

Tento článek je o atomové reakci. Pro jeho použití při výrobě energie, viz Fusion power . Další použití viz Fusion (disambiguation) . Slunce je hvězda hlavní posloupnosti a svou energii tedy generuje jadernou fúzí jader vodíku na helium . Ve svém jádru Slunce každou sekundu sloučí 500 milionů metrických tun vodíku. Křivka jaderné vazebné energie . Tvorba jader s hmotností až do železa-56 uvolňuje energii, jak je znázorněno výše.Nukleární fyzikaJádro

Nukleony ( p , n ) Jaderná hmota Jaderná síla Jaderná struktura Jaderná reakce ukázatModely jádra ukázatKlasifikace nuklidů ukázatJaderná stabilita ukázatRadioaktivní rozpad ukázatJaderné štěpení ukázatZachycování procesů ukázatVysokoenergetické procesy ukázatNukleosyntéza ajaderná astrofyzika ukázatJaderná fyzika vysokých energií ukázatvědci

Jaderná fúze je reakce , při které se dvě nebo více atomových jader spojí za vzniku jednoho nebo více různých atomových jader a subatomárních částic ( neutronů nebo protonů ). Rozdíl v hmotnosti mezi reaktanty a produkty se projevuje buď uvolněním nebo absorpcí energie . Tento rozdíl v hmotnosti vzniká v důsledku rozdílu v atomové vazebné energii mezi jádry před a po reakci. Fúze je proces, který pohání aktivní hvězdy nebo hvězdy hlavní posloupnosti a další hvězdy s vysokou magnitudou , při kterém se uvolňuje velké množství energie.

Proces jaderné fúze, který produkuje jádra lehčí než železo-56 nebo nikl-62 , obecně uvolňuje energii. Tyto prvky mají relativně malou hmotnost na nukleon a velkou vazebnou energii na nukleon . Fúze jader lehčích než tyto uvolňuje energii ( exotermický proces), zatímco fúze těžších jader má za následek energii zadrženou produktovými nukleony a výsledná reakce je endotermická . Opak je pravdou pro opačný proces, nazývaný jaderné štěpení . Jaderná fúze používá lehčí prvky, jako je vodík a helium , které jsou obecně tavitelnější; zatímco těžší prvky, jako napřuran , thorium a plutonium jsou více štěpitelné. Extrémní astrofyzikální událost supernovy může produkovat dostatek energie ke spojení jader na prvky těžší než železo.

V roce 1920 Arthur Eddington navrhl, že primárním zdrojem hvězdné energie by mohla být fúze vodíku a hélia. Kvantové tunelování objevil Friedrich Hund v roce 1929 a krátce poté Robert Atkinson a Fritz Houtermans použili naměřené hmotnosti lehkých prvků, aby ukázali, že velká množství energie lze uvolnit fúzí malých jader. V návaznosti na rané experimenty s umělou jadernou transmutací Patricka Blacketta provedl Mark Oliphant laboratorní fúzi izotopů vodíku .v roce 1932. Ve zbytku tohoto desetiletí vypracoval Hans Bethe teorii hlavního cyklu jaderné fúze ve hvězdách . Výzkum fúze pro vojenské účely začal na počátku 40. let 20. století jako součást projektu Manhattan . Samostatná jaderná fúze byla poprvé provedena 1. listopadu 1952 při testu vodíkové (termonukleární) bomby Ivy Mike.

Výzkum vývoje řízené fúze uvnitř fúzních reaktorů probíhá od 40. let 20. století, ale tato technologie je stále ve fázi vývoje.

Zpracovat

Fúze deuteria s tritiem za vzniku hélia-4 , uvolnění neutronu a uvolnění 17,59 MeV jako kinetické energie produktů, přičemž odpovídající množství hmoty mizí, v souladu s kinetickou E = ∆ mc 2 , kde Δ m je pokles celková klidová hmotnost částic. [1]

Uvolnění energie s fúzí světelných prvků je způsobeno souhrou dvou protichůdných sil: jaderné síly , která spojuje protony a neutrony, a Coulombovy síly , která způsobuje, že se protony vzájemně odpuzují. Protony jsou kladně nabity a vzájemně se odpuzují coulombovskou silou, ale přesto se mohou držet pohromadě, což demonstruje existenci další síly krátkého dosahu označované jako jaderná přitažlivost.Lehká jádra (nebo jádra menší než železo a nikl) jsou dostatečně malá a chudá na protony, což umožňuje jaderné síle překonat odpuzování. Je to proto, že jádro je dostatečně malé, aby všechny nukleony pociťovaly přitažlivou sílu krátkého dosahu alespoň tak silně, jako cítí Coulombovo odpuzování s nekonečným dosahem. Budování jader z lehčích jader fúzí uvolňuje extra energii z čisté přitažlivosti částic. U větších jader se však neuvolňuje žádná energie, protože jaderná síla je krátkého dosahu a nemůže dále působit přes delší měřítka jaderné délky. Při fúzi takových jader se tedy neuvolňuje energie; místo toho je pro takové procesy vyžadována energie jako vstup.

Fúze pohání hvězdy a produkuje prakticky všechny prvky v procesu zvaném nukleosyntéza . Slunce je hvězda hlavní posloupnosti a jako takové generuje svou energii jadernou fúzí jader vodíku na helium. Ve svém jádru Slunce spojuje 620 milionů metrických tun vodíku a každou sekundu vytváří 616 milionů metrických tun helia. Fúze lehčích prvků ve hvězdách uvolňuje energii a hmotu, která ji vždy doprovází. Například při fúzi dvou jader vodíku za vzniku helia je 0,645 % hmoty odneseno ve formě kinetické energie částice alfa nebo jiných forem energie, jako je elektromagnetické záření.

K tomu, aby došlo k fúzi jader, a to i těch nejlehčího prvku, vodíku , je zapotřebí značné energie . Při urychlení na dostatečně vysoké rychlosti mohou jádra překonat toto elektrostatické odpuzování a přiblížit se dostatečně blízko, takže přitažlivá jaderná síla je větší než odpudivá Coulombova síla. Silná síla rychle roste, jakmile jsou jádra dostatečně blízko, a fúzní nukleony mohou v podstatě "spadnout" do sebe a výsledkem je fúze a produkovaná čistá energie. Fúze lehčích jader, která vytváří těžší jádro a často volný neutron nebo proton, obecně uvolňuje více energie, než je zapotřebí k tomu, aby se jádra spojila; jde o exotermický proces které mohou vyvolat samoudržující reakce.

Energieuvolněný ve většině jaderných reakcí je mnohem větší než při chemických reakcích , protože vazebná energie , která drží jádro pohromadě, je větší než energie, která drží elektrony v jádru. Například ionizační energie získaná přidáním elektronu k jádru vodíku je13,6 eV - méně než jedna miliontina17,6 MeV uvolněné při reakci deuterium - tritium (D-T) znázorněné na sousedním diagramu. Fúzní reakce mají hustotu energie mnohokrát větší než jaderné štěpení ; reakce produkují mnohem větší energii na jednotku hmoty, i když jednotlivé štěpné reakce jsou obecně mnohem energičtější než jednotlivé fúzní reakce, které jsou samy o sobě milionkrát energeticky účinnější než chemické reakce. Pouze přímá přeměna hmoty na energii , jako je ta způsobená anihilační srážkou hmoty a antihmoty, je na jednotku hmotnosti energetičtější než jaderná fúze. (Úplná přeměna jednoho gramu hmoty by uvolnila 9×10 13 joulů energie.)

Výzkum využití fúze pro výrobu elektřiny probíhá již více než 60 let. Ačkoli je řízená fúze obecně zvládnutelná se současnou technologií (např . fuzory ), úspěšné uskutečnění ekonomické fúze bylo zmařeno vědeckými a technologickými obtížemi; nicméně bylo dosaženo důležitého pokroku. V současné době nejsou řízené fúzní reakce schopny produkovat zlomovou (sebeudržující) řízenou fúzi. Dva nejpokročilejší přístupy jsou magnetické omezení (toroidní konstrukce) a inerciální omezení (laserové konstrukce).

Funkční návrhy toroidního reaktoru, který teoreticky dodá desetkrát více fúzní energie, než je množství potřebné k zahřátí plazmatu na požadované teploty, jsou ve vývoji (viz ITER ). Očekává se, že zařízení ITER dokončí svou fázi výstavby v roce 2025. Ve stejném roce zahájí provoz reaktoru a v roce 2025 zahájí experimenty s plazmou, ale očekává se, že plná fúze deuteria a tritia začne až v roce 2035.

Podobně kanadská společnost General Fusion , která vyvíjí systém magnetizované fúze jaderné energie, si klade za cíl postavit svou demonstrační elektrárnu do roku 2025.

US National Ignition Facility , který používá laserem řízenou inerciální fúzi , byla navržena s cílem dosáhnout vyrovnané fúze; první rozsáhlé experimenty s laserovým terčem byly provedeny v červnu 2009 a experimenty se zážehem začaly na začátku roku 2011.

Jaderná fúze ve hvězdách

Protonová řetězová reakce, větev I, dominuje u hvězd velikosti Slunce nebo menších. Cyklus CNO dominuje u hvězd těžších než Slunce.

Důležitým fúzním procesem je hvězdná nukleosyntéza , která pohání hvězdy , včetně Slunce. Ve 20. století bylo zjištěno, že energie uvolněná z reakcí jaderné fúze odpovídá za dlouhověkost hvězdného tepla a světla. Fúze jader ve hvězdě, počínaje počátečním množstvím vodíku a helia, poskytuje tuto energii a syntetizuje nová jádra. V závislosti na hmotnosti hvězdy (a tedy tlaku a teplotě v jejím jádru) jsou zapojeny různé reakční řetězce.

Kolem roku 1920 Arthur Eddington předvídal objev a mechanismus procesů jaderné fúze ve hvězdách ve svém článku The Internal Constitution of the Stars .V té době byl zdroj hvězdné energie úplnou záhadou; Eddington správně spekuloval, že zdrojem byla fúze vodíku na helium, uvolňující obrovskou energii podle Einsteinovy ​​rovnice E = mc 2 . To byl zvláště pozoruhodný vývoj, protože v té době ještě nebyla objevena fúze a termonukleární energie, dokonce ani to, že hvězdy jsou z velké části složeny z vodíku (viz metalicita ). Eddingtonův papír zdůvodnil, že:

1. Vedoucí teorie hvězdné energie, hypotéza kontrakce, by měla způsobit, že rotace hvězd se viditelně zrychlí díky zachování momentu hybnosti . Ale pozorování proměnných hvězd Cepheid ukázala, že se to neděje.
2. Jediným dalším známým pravděpodobným zdrojem energie byla přeměna hmoty na energii; Einstein před několika lety ukázal, že malé množství hmoty odpovídá velkému množství energie.
3. Francis Aston také nedávno ukázal, že hmotnost atomu helia byla asi o 0,8 % menší než hmotnost čtyř atomů vodíku, které by dohromady vytvořily atom helia (podle tehdy převládající teorie atomové struktury, která měla atomovou hmotnost být rozlišovací vlastností mezi prvky; práce Henryho Moseleyho a Antonia van den Broeka později ukázaly, že rozlišovací vlastností byl nukleový náboj a že jádro helia se proto skládalo ze dvou jader vodíku plus další hmoty). To naznačovalo, že pokud by k takové kombinaci mohlo dojít, uvolnila by značnou energii jako vedlejší produkt.
4. Pokud by hvězda obsahovala pouze 5 % tavitelného vodíku, stačilo by vysvětlit, jak hvězdy získávají svou energii. (Nyní víme, že většina "obyčejných" hvězd obsahuje mnohem více než 5 % vodíku.)
5. Další prvky mohly být také sloučeny a jiní vědci spekulovali, že hvězdy jsou "kelímek", ve kterém se lehké prvky spojují a vytvářejí těžké prvky, ale bez přesnějších měření jejich atomových hmotností nebylo v té době možné říci nic víc.

Všechny tyto spekulace se v následujících desetiletích ukázaly jako správné.

Primárním zdrojem sluneční energie, stejně jako u hvězd podobné velikosti, je fúze vodíku za vzniku hélia ( proton-protonová řetězová reakce), ke které dochází při teplotě slunečního jádra 14 milionů kelvinů. Čistým výsledkem je fúze čtyř protonů do jedné alfa částice s uvolněním dvou pozitronů a dvou neutrin (což mění dva protony na neutrony) a energie. U těžších hvězd je důležitější cyklus CNO a další procesy. Když hvězda spotřebovává podstatnou část svého vodíku, začíná syntetizovat těžší prvky. Nejtěžší prvky jsou syntetizovány fúzí, ke které dochází, když hmotnější hvězda podstoupí násilnou supernovuna konci svého života proces známý jako nukleosyntéza supernovy .

Požadavky

Než může dojít k fúzi, musí být překonána podstatná energetická bariéra elektrostatických sil. Na velké vzdálenosti se dvě nahá jádra odpuzují navzájem kvůli odpudivé elektrostatické síle mezi jejich kladně nabitými protony. Pokud se však podaří dostat dvě jádra dostatečně blízko k sobě, elektrostatické odpuzování může být překonáno kvantovým efektem, ve kterém mohou jádra tunelovat coulombovými silami.

Když je k jádru přidán nukleon , jako je proton nebo neutron , jaderná síla jej přitahuje ke všem ostatním nukleonům jádra (pokud je atom dostatečně malý), ale především k jeho bezprostředním sousedům kvůli krátkému dosahu jádra. platnost. Nukleony uvnitř jádra mají více sousedních nukleonů než ty na povrchu. Protože menší jádra mají větší poměr plochy povrchu k objemu, vazebná energie na nukleon v důsledku jaderné síly se obecně zvyšuje s velikostí jádra, ale blíží se limitní hodnotě odpovídající jádru o průměru asi čtyři. nukleony. Je důležité mít na paměti, že nukleony jsou kvantové objekty. Takže například, protože dva neutrony v jádře jsou navzájem totožné, cíl rozlišit jeden od druhého, například který z nich je uvnitř a který je na povrchu, je ve skutečnosti bezvýznamný a zahrnutí kvantová mechanika je proto pro správné výpočty nezbytná.

Na druhé straně elektrostatická síla je inverzní kvadratická síla , takže proton přidaný k jádru pocítí elektrostatické odpuzování od všech ostatních protonů v jádře. Elektrostatická energie na nukleon v důsledku elektrostatické síly se tak neomezeně zvyšuje s rostoucím atomovým číslem jádra.

Elektrostatická síla mezi kladně nabitými jádry je odpudivá, ale když je separace dostatečně malá, kvantový efekt prorazí stěnou. Předpokladem fúze proto je, aby se obě jádra přiblížila dostatečně blízko k sobě na dostatečně dlouhou dobu, aby mohlo kvantové tunelování fungovat.

Čistým výsledkem protichůdných elektrostatických a silných jaderných sil je, že vazebná energie na nukleon obecně roste s rostoucí velikostí, až k prvkům železa a niklu , a pak se u těžších jader snižuje. Nakonec se vazebná energie stane negativní a velmi těžká jádra (všechna s více než 208 nukleony, což odpovídá průměru asi 6 nukleonů) nejsou stabilní. Čtyři nejpevněji vázaná jádra, v sestupném pořadí vazebné energie na nukleon, jsou
Výjimkou z tohoto obecného trendu je jádro helia-4 , jehož vazebná energie je vyšší než energie lithia , dalšího těžšího prvku. Je to proto, že protony a neutrony jsou fermiony , které podle Pauliho vylučovacího principu nemohou existovat ve stejném jádře v přesně stejném stavu. Energetický stav každého protonu nebo neutronu v jádře může pojmout jak spinovou částici, tak spinovou částici. Helium-4 má anomálně velkou vazebnou energii, protože jeho jádro se skládá ze dvou protonů a dvou neutronů (je to dvojí kouzlojádro), takže všechny čtyři jeho nukleony mohou být v základním stavu. Jakékoli další nukleony by musely přejít do vyšších energetických stavů. Ve skutečnosti je jádro helia-4 tak pevně svázáno, že se s ním v jaderné fyzice běžně zachází jako s jedinou kvantově mechanickou částicí, konkrétně s částicí alfa .

Situace je podobná, pokud se dvě jádra spojí. Jak se k sobě přibližují, všechny protony v jednom jádru odpuzují všechny protony v druhém. Odpudivá elektrostatická síla bude překonána teprve tehdy, když se obě jádra skutečně dostatečně přiblíží na dostatečně dlouhou dobu, aby mohla převzít moc silná jaderná síla (prostřednictvím tunelování). V důsledku toho, i když je konečný energetický stav nižší, existuje velká energetická bariéra, kterou je třeba nejprve překonat. Říká se tomu Coulombova bariéra .

Coulombova bariéra je nejmenší pro izotopy vodíku, protože jejich jádra obsahují pouze jeden kladný náboj. Diproton není stabilní, musí se tedy zapojit i neutrony, ideálně tak, aby jedním z produktů bylo jádro helia s jeho extrémně těsnou vazbou .

Při použití paliva deuterium-tritium je výsledná energetická bariéra asi 0,1 MeV. Pro srovnání, energie potřebná k odstranění elektronu z vodíku je 13,6 eV. (Přechodným) výsledkem fúze je nestabilní jádro 5 He, které okamžitě vyvrhne neutron s 14,1 MeV. Energie zpětného rázu zbývajícího jádra 4 He je 3,5 MeV, takže celková uvolněná energie je 17,6 MeV. To je mnohonásobně více, než bylo potřeba k překonání energetické bariéry.

Rychlost fúzní reakce se rychle zvyšuje s teplotou, dokud nedosáhne maxima a pak postupně klesá. Rychlost DT vrcholí při nižší teplotě (asi 70 keV nebo 800 milionů kelvinů) a při vyšší hodnotě než u jiných reakcí běžně uvažovaných pro fúzní energii.

Průřez reakce (σ) je mírou pravděpodobnosti fúzní reakce jako funkce relativní rychlosti dvou jader reaktantů. Pokud mají reaktanty rozložení rychlostí, např. rozložení tepla, pak je užitečné provést průměr z rozložení součinu průřezu a rychlosti. Tento průměr se nazývá "reaktivita", označovaná jako 〈 σv 〉 . Rychlost reakce (fúze na objem za čas) je 〈 σv 〉 krát součin hustoty počtu reaktantů:

Pokud druh jader reaguje s jádrem, jako je on sám, jako je DD reakce, pak produktmusí být nahrazeno.

roste od prakticky nuly při pokojových teplotách až po významné hodnoty při teplotách 10 - 100 keV. Při těchto teplotách, značně nad typickými ionizačními energiemi (13,6 eV v případě vodíku), existují fúzní reaktanty v plazmovém stavu.

Významjako funkce teploty v zařízení s určitou dobou zadržení energie se zjistí zvážením Lawsonova kritéria . To je extrémně náročná překážka, kterou je třeba na Zemi překonat, což vysvětluje, proč výzkum fúze trval mnoho let, než dosáhl současného pokročilého technického stavu.

Umělá fúze

Hlavní článek: Fusion power

Termonukleární fúze

Hlavní článek: Termonukleární fúze

Pokud je hmota dostatečně zahřátá (tedy plazma ) a omezena, může dojít k fúzním reakcím v důsledku srážek s extrémními tepelnými kinetickými energiemi částic. Termonukleární zbraně produkují to, co se rovná nekontrolovanému uvolňování fúzní energie . Koncepty řízené termonukleární fúze využívají magnetická pole k omezení plazmatu.

Fúze v inerciálním zadržení

Hlavní článek: Fúze inerciálního zadržení

Fúze v inerciálním zadržení (ICF) je metoda zaměřená na uvolňování energie z fúze zahříváním a stlačováním palivového cíle, typicky pelety obsahující deuterium a tritium .

Inerciální elektrostatické omezení

Hlavní článek: Inerciální elektrostatické omezení

Inerciální elektrostatické zadržení je soubor zařízení, která využívají elektrické pole k ohřevu iontů na podmínky fúze. Nejznámější je fusor . Počínaje rokem 1999 byla řada amatérů schopna provádět amatérskou fúzi pomocí těchto podomácku vyrobených zařízení. Mezi další zařízení IEC patří: koncepty Polywell , MIX POPS a Marble.

Spojení paprsku s paprskem nebo paprsku s cílem

Hlavní článek: Fúze srážkového paprsku

Fúze světlo-iontů založená na urychlovači je technika využívající urychlovače částic k dosažení kinetické energie částic dostatečné k vyvolání fúzních reakcí světlo-ion. Urychlení lehkých iontů je relativně snadné a lze to provést účinným způsobem - vyžaduje pouze elektronku, pár elektrod a vysokonapěťový transformátor; fúzi lze pozorovat již při 10 kV mezi elektrodami. Systém může být uspořádán tak, aby urychloval ionty do statického cíle napuštěného palivem, známého jako fúze paprsku a cíle , nebo urychlením dvou proudů iontů směrem k sobě, fúze paprsku a paprsku.

Klíčovým problémem fúze založené na urychlovači (a obecně studených cílů) je to, že fúzní průřezy jsou o mnoho řádů nižší než průřezy Coulombových interakcí. Proto naprostá většina iontů vynakládá svou energii na vyzařování brzdného záření a ionizaci atomů cíle. Zařízení označovaná jako generátory neutronů s uzavřenou trubicíjsou pro tuto diskusi zvláště relevantní. Tato malá zařízení jsou miniaturní urychlovače částic naplněné plynným deuteriem a tritiem v uspořádání, které umožňuje urychlení iontů těchto jader proti hydridovým cílům, které také obsahují deuterium a tritium, kde dochází k fúzi, přičemž se uvolňuje tok neutronů. Ročně se vyrobí stovky neutronových generátorů pro použití v ropném průmyslu, kde se používají v měřicích zařízeních pro lokalizaci a mapování zásob ropy.

V průběhu let byla učiněna řada pokusů o recirkulaci iontů, které "minou" srážky. Jedním ze známějších pokusů v 70. letech byla migma , která používala unikátní prstenec pro ukládání částic k zachycení iontů na kruhové dráhy a jejich návratu do reakční oblasti. Teoretické výpočty provedené během přezkumů financování poukázaly na to, že systém by měl značné potíže s rozšířením tak, aby obsahoval dostatek fúzního paliva, aby byl relevantní jako zdroj energie. V 90. letech minulého století navrhl Norman Rostoker nové uspořádání využívající konfiguraci s reverzním polem (FRC) jako úložný systém a od roku 2021 je nadále studováno společností TAE Technologies .. Úzce příbuzným přístupem je sloučení dvou FRC rotujících v opačných směrech , který aktivně studuje Helion Energy . Protože všechny tyto přístupy mají iontové energie daleko za coulombovou bariérou, často navrhují použití alternativních palivových cyklů, jako je p-11B , které je příliš obtížné zkoušet pomocí konvenčních přístupů.

Fúze katalyzovaná miony

Mionem katalyzovaná fúze je fúzní proces, který probíhá za běžných teplot. Podrobně ji na začátku 80. let studoval Steven Jones . Čistá produkce energie z této reakce byla neúspěšná kvůli vysoké energii potřebné k vytvoření mionů , jejich krátkému poločasu 2,2 µs a vysoké šanci, že se mion naváže na novou částici alfa a přestane tak katalyzovat fúzi.

Další principy

Konfigurační proměnná Tokamak , výzkumný fúzní reaktor, na École Polytechnique Fédérale de Lausanne (Švýcarsko).

Byly zkoumány některé další principy omezení.

• Fúze iniciovaná antihmotou využívá malé množství antihmoty ke spuštění malé fúzní exploze. Toto bylo studováno primárně v kontextu výroby jaderného pulzního pohonu a čistě fúzních bomb proveditelných. To se zdaleka nestává praktickým zdrojem energie kvůli nákladům na výrobu samotné antihmoty.
• Pyroelektrická fúze byla hlášena v dubnu 2005 týmem z UCLA . Vědci použili pyroelektrický krystal zahřátý na teplotu -34 až 7 °C (-29 až 45 °F) v kombinaci s wolframovou jehlou k vytvoření elektrického pole o síle asi 25 gigavoltů na metr k ionizaci a urychlení jader deuteria na terč s deuteridem erbia . . Při odhadovaných energetických hladinách může dojít k DD fúzní reakci , při níž vznikne helium-3 a neutron 2,45 MeV. Ačkoli je to užitečný generátor neutronů, zařízení není určeno pro výrobu energie, protože vyžaduje mnohem více energie, než vyprodukuje.
• Hybridní jaderná fúze-štěpení (hybridní jaderná energie) je navrhovaný způsob výroby energie pomocí kombinace procesů jaderné fúze a štěpení . Tento koncept se datuje do 50. let 20. století a v 70. letech byl krátce obhajován Hansem Bethem , ale z velké části zůstal neprozkoumán až do oživení zájmu v roce 2009 kvůli zpožděním v realizaci čisté fúze.
• Projekt PACER provedený v Los Alamos National Laboratory (LANL) v polovině 70. let 20. století prozkoumal možnost fúzního energetického systému, který by zahrnoval explozi malých vodíkových bomb (fúzních bomb) uvnitř podzemní dutiny. Jako zdroj energie je tento systém jediným systémem jaderné syntézy, u kterého bylo možné prokázat, že funguje pomocí stávající technologie. Vyžadovalo by to však také velké, nepřetržité dodávky jaderných bomb, takže ekonomika takového systému je dosti sporná.
• Bublinová fúze také nazývaná sonofúze byla navrhovaným mechanismem pro dosažení fúze pomocí zvukové kavitace , která se zvedla na počátku 21. století. Následné pokusy o replikaci selhaly a hlavní řešitel, Rusi Taleyarkhan , byl v roce 2008 shledán vinným z pochybení při výzkumu .

Důležité reakce

Hvězdné reakční řetězce

Při teplotách a hustotách v jádrech hvězd jsou rychlosti fúzních reakcí notoricky pomalé. Například při teplotě slunečního jádra ( T ≈ 15 MK) a hustotě (160 g/cm 3 ) je rychlost uvolňování energie pouze 276 μW/cm 3 - asi čtvrtina objemové rychlosti, kterou lidské tělo v klidu vytváří teplo. Reprodukce podmínek hvězdného jádra v laboratoři pro výrobu energie z jaderné fúze je tedy zcela nepraktická. Protože rychlosti jaderné reakce závisí na hustotě i teplotě a většina fúzních schémat pracuje při relativně nízkých hustotách, jsou tyto metody silně závislé na vyšších teplotách. Rychlost fúze jako funkce teploty (exp(− E / kT)), vede k nutnosti dosáhnout v pozemských reaktorech 10-100krát vyšších teplot než ve hvězdných interiérech: T ≈ 0,1-1,0×10 9 K.

Kritéria a kandidáti na pozemské reakce

Hlavní článek: Fusion power § Fuels

Při umělé fúzi není primární palivo omezeno na protony a lze použít vyšší teploty, takže se volí reakce s většími průřezy. Další starostí je produkce neutronů, které aktivují strukturu reaktoru radiologicky, ale mají také výhody umožňující objemovou extrakci fúzní energie a chov tritia . Reakce, které neuvolňují žádné neutrony, se označují jako aneutronické .

Aby byla fúzní reakce užitečným zdrojem energie, musí splňovat několik kritérií. Musí:

Buďte exotermníTo omezuje reaktanty na stranu nízké Z (počet protonů) křivky vazebné energie . Vyrábí také helium4
On
nejběžnější produkt, protože jeho mimořádně pevné vázání, ačkoli 3
On
a 3
H
také ukázat.Zahrnuje jádra s nízkým atomovým číslem ( Z ).Je to proto, že elektrostatické odpuzování, které musí být překonáno, než se jádra dostatečně přiblíží k fúzi, přímo souvisí s počtem protonů, které obsahuje - s jeho atomovým číslem.Mít dva reaktantyPři ničem menším, než jsou hvězdné hustoty, jsou srážky tří těles příliš nepravděpodobné. V inerciálním zadržení jsou překročeny jak hvězdné hustoty, tak teploty, aby se kompenzovaly nedostatky třetího parametru Lawsonova kritéria, velmi krátké doby zadržení ICF.Mít dva nebo více produktůTo umožňuje současné zachování energie a hybnosti bez spoléhání se na elektromagnetickou sílu.Zachovejte protony i neutronyPrůřezy pro slabou interakci jsou příliš malé.