Požadavky na jadernou fúzi?

Na co jste právě narazili, je stejná hádanka, která zapadla mnoha astrofyzici na počátku 20. století. Údaj „100 milionů stupňů“, který citujete, je skutečně teplota, při které může významná část plazmy podstoupit fúzní reakce překonáním klasické Coulombovy bariéry. Ale víme, že jádro Slunce fúzuje vodík, tak proč je chladnější, než by mělo být? Odpověď má co do činění s hustotou a kvantovým tunelováním.

Ukázalo se, že omezit plazmu zahřátou na miliony stupňů je docela obtížné. Jako takový můžeme v pozemských fúzních zařízeních omezit pouze malé množství plazmy s nízkou hustotou najednou, a proto, abychom mohli dělat cokoli smysluplného, musíme ji ohřívat, dokud většina není fúze.

Slunce však nemá problém omezit plazmu; dělá to bez námahy, s gravitací. Proto mu zvlášť nezáleží na tom, zda většina plazmy fúzuje, protože o ni nakonec není žádný nedostatek a co je při velmi vysoké hustotě. aby se udržel v hoření, pouze malá část plazmy musí mít správnou energii pro fúzi. Protože při jakékoli teplotě budete mít vždy vysokoenergetický konec vaší distribuce pravděpodobnosti částic kinetických energií, je logické, že i při nižší teplotě může být dostatek plazmové fúze k vyvážení gravitační kontrakce.

Ukázalo se však, že pokud skutečně prozkoumáte ocas Maxwellovy-Boltzmannovy distribuce při 15 milionech stupňů, stále není dostatek materiálu při dostatečně vysoké energii k překonání klasické Coulombovy bariéry. V tomto bodě si astrofyzici uvědomili, že ne “ ve skutečnosti musíte překonat klasickou Coulombovu bariéru; můžete jednoduše kvantově tunelovat jeho poslední kousek. Při jakékoli jednotlivé srážce se to stane jen zřídka, ale hustota v jádru Slunce je dostatečně vysoká, aby vyrovnala deficit a vysvětluje, jak je Slunce schopné udržet se při tak nízké teplotě.

Fúze může teoreticky probíhat při jakékoli teplotě – dokonce i při pokojové teplotě! Jde jen o to, že pravděpodobnost je v takovém případě exponenciálně malá (podobně jako mysticky malá což znamená $ 10 ^ {1000} $ nebo větší šance proti; druh čísel, o kterých dávní lidé spekulovali zázrak a hrůza, a ne realistické počty věcí, které lze skutečně pozorovat.).

Důvodem je to, že atomové jádro je v zásadě rovnováhou mezi dvěma silami: jednou je elektrostatická síla, která je výsledkem toho, že máme hromadu kladných nábojů (protonů) visících vedle sebe a to se chce pokusit to rozbít, druhou je zbytková silná síla, která je mnohem kratší rozsah (což znamená, že s rostoucí separací klesá mnohem rychleji), ale obvykle mnohem silnější a chce to zkusit držet pohromadě. Na vrcholu této rovnováhy je slabá síla, která udržuje míru rovnováhy v poměru počtu protonů a neutronů převodem některých na jiné, když nejsou vyvážené ( rozpad beta-plus a beta-minus). Toto poslední síla je mnohem slabší než u ostatních dvou.

Chcete-li dosáhnout fúze, musíte tedy dostat jádra, která se jich týkají, dostatečně blízko, aby zbytková silná síla převyšovala elektrostatickou sílu, která se je snaží oddělit.A to vyžaduje buď hodně práce proti elektrostatické síle, nebo kvantové tunelování – zejména každé jádro má vlnovou funkci pro svou polohu, stejně jako elektrony visící kolem jádra v atomu jejich polohy nejsou zcela přesně definovány a tato vlnová funkce se rozprostírá, dokonce i při separaci, do oblasti, kde jsou obě jádra dostatečně blízko k fúzi, což znamená, že je pravděpodobné, že do té doby došlo k fúzi. “ měření“. (Stejné je to, jak zhruba funguje radioaktivní rozpad – vlnová funkce některých jaderných částic se dostává mimo jádro natolik, že můžete detekovat částice opouštějící s určitou pravděpodobností. A tak je můžete zachytit měřičem, jako je Geigerův čítač.)

Nyní, když je přiblížíte, můžete vlnovým funkcím pomoci zasáhnout oblasti s vyšší amplitudou, a tím častěji s větší pravděpodobností, a tím i větší šanci na fúzi. Problém samozřejmě spočívá v tom, že „pracujete proti tomu elektrostatickému odpuzování, a abyste je dostatečně spolehlivě přiblížili, potřebujete k jejich pohonu velkou sílu, ale kvůli tunelovacímu efektu ne tolik jako vy“ Potřebovali jsme tyto čistě newtonovské částice.

A jak vygenerujete více síly? Existují dva způsoby: jedním je zvýšení teploty, které je přiměje pohybovat se rychleji, a tak se přiblížit na základě své kinetické energie, a druhým je zvýšení tlaku, které je mechanicky přitlačí blíže k sobě zvýšením hustoty. reaktor, tlaky jsou velmi nízké – téměř vakuum, a proto ve výsledku musíte pracovat pouze s teplotou, a proto musí být velmi vysoká, např. 100 MK nebo více (to jsou megakelviny nebo miliony Kelvinů, zde. ekvivalentní stupňům C, protože posun Kelvina / Celsia je zanedbatelný). Slunce však, jak jste si všimli, má ve svém jádru nižší teplotu 15 MK. Důvod, proč je schopen pracovat, je ten, že má mnohem větší tlak – více než 30 PPa – to je asi 300 miliardkrát vyšší tlak než zemská atmosféra a 100 milionůkrát tlak v nejhlubších částech oceánu Země (Mariánský příkop). Pokud byste měli takový druh tlaku v jaderném fúzním reaktoru při teplotě 100 MK +, stal by se H-bombou – a právě proto (kromě teploty) potřebujete k výrobě H-bomby štěpnou bombu: to nejenže zahřeje palivo na požadovanou teplotu, ale také jej dramaticky stlačí.

Dalším faktorem, na který je třeba poukázat, je jádro Slunce a fúzní reaktor nebo H-bomba nejsou z hlediska pojmů úplně to samé. reakce, kterou používají: umělý reaktor a bomba využívá fúzi deuteria nebo fúzi deuterium-tritium (DT), zatímco Slunce používá cyklus proton-proton (PP), který je poháněn běžným vodíkem, tj. jeden proton pouze v jádro versus méně časté deuterium, tj. jeden proton a jeden neutron. Spojení dvou protonů je velmi obtížné, protože jeden proton s druhým není stabilní (vysoká repelence), ale proton a neutron jsou a jediný způsob je proton-proton k fúzi může dojít, je-li současně spuštěna interakce slabé síly, která skončí deuteriem převedení jednoho na neutron (rozpad beta-minus shodný s fúzí) a pravděpodobnost pro oba A A požadované tunelování je opravdu velmi malá. Takže i za silných podmínek fúze Slunce jsou skutečně rychlosti fúze velmi nízké ve srovnání s těmi v člověkem vyrobeném reaktoru a mnohem, mnohem nižší než v bombě. (Rychlost fúze podobná bombě může Vyskytují se v přírodě – ale není to s vodíkovými hvězdami, ale spíše s bílými trpaslíky uhlík-kyslík (nebo podobnými), kteří přijímají materiál od hvězdného společníka, dokud nejsou stlačeni pod svou mez Chandrasekhar a nezačne se hroutit. Když k tomu dojde, uhlík a kyslík se spojí na úrovních bomb a celá věc vybuchne, stejně jako bomba pouze s ohromně větším množstvím energie v důsledku nevyčíslitelně většího množství paliva (i když je palivo CO méně energetické než vodík a / nebo palivo deuterium / deuterium-tritium). explozi se říká supernova typu Ia – a mají poměrně jednotný jas, což umožňuje jejich použití jako takzvaných „standardních svíček“ k nalezení vzdálenosti vzdálených objektů, jako jsou galaxie, v hlubokém vesmíru a jsou tedy zásadní pro naše kosmologické studie.)

Nesrovnáváte lajky s lajky. Jaderná fúze na Slunci je extrémně neúčinná a při těchto teplotách generuje pouhých 250 wattů na metr krychlový.

Aby byla jaderná fúze životaschopná jako pozemský zdroj energie, musí postupovat mnohem rychleji, a proto vyžaduje vyšší teploty .

Komentáře

• Nesrovnávám efektivitu obou, to, jak může slunce dosáhnout jaderné fúze při 15 milionech stupňů, když je 100 milionů stupňů potřebné pro tento proces, podle toho, co mohu prozkoumat, je to proto, že hmota a gravitace Slunce stlačuje jádro, které to dělá.
• @ C.Jordan Musíte být konkrétnější. Jaký proces podle vás potřebuje 100 milionů stupňů, aby mohl pokračovat? K fúzi vodíku by na Zemi docházelo při ještě nižších teplotách než 15 milionů, pokud by bylo možné ji omezit na dostatečně dlouhou dobu, ale ne rychlostí, která by byla užitečná.
• @ C. Jordan, 100M je přibližně to, co je potřeba pro užitečné rychlosti výroby v pozemské elektrárně. Na 15M by stále existovala minimální produkce, ale množství je příliš malé na to, aby se dalo obtěžovat. Není to div

U soběstačného spalování jaderné fúze je výsledkem energetické analýzy tzv. Lawsonovo kritérium , které je nezbytnou podmínkou pro soběstačné fúzní spalování (zapalování), $$ n \ tau \ geq L \ vlevo (T \ vpravo) \ ,, $$ kde $ n $ je hustota plazmy a $ \ tau $ je doba zadržení energie.

Pravá strana je funkcí teploty $$ L \ left (T \ right) = \ frac {12 k_B T} {E _ {\ text {ch}} \ left < \ sigma v \ right >} $$ kde $ E _ {\ text { ch}} $ je energie nabitých produktů fúzní reakce a $ \ sigma $ je průřez fúzní reakce a silně závisí na druhu použité jaderné reakce, tj. H + H nebo D + T atd.

U jakékoli konkrétní jaderné reakce $ L \ left (T \ right) $ bude mít minimum (kde je maximalizován reakční průřez $ \ sigma $), což je nejlepší pracovní bod. Ukazuje se, že reakce D + T umožňuje dosáhnout co nejmenšího možného $ L \ levého (T \ pravého) $ v jeho minimálním bodě ($ \ sim {10} ^ {8} \, \ mathrm {K} $ v tomto případě ). Proto se dnes uvažuje hlavně o reakci D + T a teplotě $ {10} ^ {8} \, \ mathrm {K} $ u návrhů fúzních zařízení (včetně fúze inerciálně-omezující, tj. Zbraní), při použití této fúzní reakce teplota vytváří nejjednodušší podmínky pro dosažení soběstačné fúze (nebo zapálení).

Je-li však velikost systému velká, pak může být doba zadržení $ \ tau $ obrovská a pak soběstačná fúze hoření lze dosáhnout pomocí jiných fúzních reakcí než D + T a nemusí nutně fungovat v minimálním bodě odpovídající funkce $ L \ left (T \ right) $.

Takže klíčový rozdíl mezi Společnost Sun a v současné době považovaná za fúzní zařízení navržená člověkem spočívá v tom, že velká velikost Slunce umožňuje dosáhnout soběstačného fúzní hoření pomocí fúzní reakce s nízkou rychlostí výroby energie.

Komentáře

• kvantové tunelování je potřeba k vysvětlení skutečného slunečního ‚ jádra
• @anna v Takže to říkáte pro přesný výpočet fúzního průřezu musíte počítat s kvantovým tunelováním. To ‚ je v pořádku; ale průřez je stále malý, pro menší systém by nestačilo zapálit se při této teplotě; takže klíčovou fyzikou je velká velikost systému, která umožňuje zmenšit rychlost ztráty energie než rychlost výroby energie fúze.

Odpověď Pribably_someone je v pořádku. Chci sem přidat odkaz , který je užitečný pro pochopení mechanismů, protože komentáře mohou bez varování zmizet.

Aby bylo možné dosáhnout jaderné fúze, musí příslušné částice nejprve překonat elektrický odpor, aby se dostaly dostatečně blízko k atraktivní síle nukleární síly převzít fúzi částic. To vyžaduje extrémně vysoké teploty, pokud je v procesu uvažována samotná teplota. V případě protonového cyklu ve hvězdách je tato bariéra proniknuta tunelováním, což umožňuje proces postupovat při nižších teplotách, než jaké jsou požadovány při tlacích dosažitelných v laboratoři.

kurzívou důl

Teplota fúze získaná nastavením průměrné tepelné energie rovné coulombově bariéře dává příliš vysokou teplotu, protože fúzi mohou iniciovat ty částice, které jsou na vysoké energetický ocas Maxwellovy distribuce energií částic. Kritická teplota vznícení je dále snížena skutečností, že některé částice, které mají energie pod coulombovou bariérou, mohou bariérou tunelovat.