Ydinfuusion vaatimukset?

Se, mihin olet juuri törmännyt, on sama palapeli, joka järkytti monia astrofyysikot 1900-luvun alussa. Lainamasi ”100 miljoonan asteen” luku on todellakin lämpötila, jossa merkittävä osa plasmasta voi kokea fuusioreaktioita ylittämällä klassisen Coulombin esteen. Mutta tiedämme, että auringon ydin sulattaa vetyä, joten miksi se on kylmempi kuin sen pitäisi olla? Vastaus liittyy tiheyteen ja kvanttitunnelointiin.

On käynyt ilmi, että miljooniin asteisiin kuumennetun plasman rajoittaminen on melko vaikeaa. Sellaisena maanpäällisissä fuusiolaitteissa voimme rajoittaa vain pienen määrän pienitiheyksistä plasmaa kerralla, ja jotta voimme tehdä mitään mielekästä, meidän on kuumennettava sitä, kunnes suurin osa siitä on sulautuminen.

Auringolla ei kuitenkaan ole vaikeuksia rajoittaa plasmaa; se tekee niin vaivattomasti, painovoimalla. Sellaisena se ei välitä erityisen paljon siitä, jos suurin osa plasmasta sulautuu, koska loppujen lopuksi siitä ei ole pulaa ja mitä tiheydellä on. pitää itsensä palavana, vain pienen osan plasmasta on oltava oikea fuusioenergia. Koska missä tahansa lämpötilassa sinulla on aina korkean energian pyrstö hiukkasesi todennäköisyysjakaumaan kineettisten energioiden vuoksi on järkevää, että jopa viileämmässä lämpötilassa plasmaa saattaa olla tarpeeksi sulautumassa painovoiman supistumisen vastapainoksi.

Mutta käy ilmi, että jos tutkit Maxwell-Boltzmann-jakauman pyrstö 15 miljoonassa asteessa, vielä ei ole tarpeeksi tavaraa riittävän korkealla energialla, jotta voitettaisiin klassinen Coulombin este. Astrofyysikot tajusivat tässä vaiheessa, ettet ” Ei todellakaan tarvitse voittaa klassista Coulombin estettä; voit vain yksinkertaisesti kvanttitunnelin läpi sen viimeisen osan. Yhdessä törmäyksessä tätä tapahtuu vain harvoin, mutta tiheys auringon ytimessä on riittävän suuri, jotta se korvaa alijäämän ja selittää, kuinka aurinko pystyy pitämään itsensä niin alhaisessa lämpötilassa.

Fuusio voi teoriassa tapahtua missä tahansa lämpötilassa – jopa huoneen lämpötilassa! Se on vain, että todennäköisyys tällöin on eksponentiaalisesti pieni (kuten esimerkiksi mystisesti pieni tarkoittaen $ 10 ^ {1000} $ tai suurempia kertoimia; sellaisia lukuja, joista muinaiset tapasivat spekuloida ihme ja kunnioitus, eikä realistinen määrä tosiasiallisesti havaittavia asioita.).

Syynä tähän on, että atomituuma on pohjimmiltaan tasapaino kahden voiman välillä: yksi on sähköstaattinen voima, joka syntyy siitä, että sinulla on joukko positiivisten varausten (protonien) ripustamisen vierekkäin ja tämä haluaa yrittää puhaltaa asian erilleen, toinen on jäännösvoima, joka on paljon lyhyempi alue (mikä tarkoittaa, että se putoaa paljon nopeammin lisääntyneen erotuksen kanssa), mutta yleensä paljon vahvempi ja haluaa yrittää pitää sen yhdessä. Tämän tasapainon päällä on heikko voima, joka ylläpitää jonkin verran tasapainoa protonien ja neutronien lukumäärän suhteessa muuntamalla joitain toiseen, kun ne eivät ole tasapainossa ( beeta-plus- ja beeta-miinus-hajoamiset). Tämä viimeinen voima on paljon heikompi kuin kaksi muuta.

Fuusion saamiseksi tarvitset siis tuoda mukana olevat ytimet niin lähelle, että jäännösvoima ylittää sähköstaattisen voiman yrittäen työntää ne erilleen.Ja tämä vaatii joko paljon työtä sähköstaattista voimaa vastaan tai kvanttitunnelointia – erityisesti jokaisella ytimellä on aaltofunktio sijainnilleen samalla tavalla kuin atomien ytimen ympärillä roikkuvat elektronit tekevät niin heidän sijaintinsa eivät ole täysin tarkasti määriteltyjä, ja aaltofunktio ulottuu jopa erotettaessa alueelle, jossa kaksi ydintä ovat riittävän lähellä sulautumista, mikä tarkoittaa, että on todennäköistä, että fuusio on tosiasiallisesti ollut seuraavan ajankohtana ” mittaus ”. (Samoin radioaktiivinen hajoaminen toimii karkeasti – joidenkin ydinhiukkasten aaltofunktio ulottuu ytimen ulkopuolelle tarpeeksi, jotta voit havaita hiukkasen poistuvan hiukkasen todennäköisyydellä. Ja näin voit noutaa ne mittauslaitteella, kuten Geiger-laskuri.)

Kun saat ne lähemmäksi toisiaan, saatat aaltofunktiot lyödä alueita, joilla on suurempi amplitudi ja siten suurempi todennäköisyys, ja siten paremmat mahdollisuudet fuusioon. Ongelmana on tietysti, että työskentelet sitä sähköstaattista karkotusta vastaan ja siten saadaksesi heidät tulemaan riittävän lähelle luotettavasti, tarvitset paljon voimaa ajaa heidät yhteen, mutta tunnelivaikutuksen vuoksi, ei niin paljon kuin sinä ” Tarvitsivatko nämä puhtaasti Newtonin hiukkaset.

Ja miten lisäät voimaa? On olemassa kaksi tapaa: yksi on nostaa lämpötilaa, saada heidät liikkumaan nopeammin ja tulemaan siten lähemmäksi kineettisen energiansa ansiosta, ja toinen on lisätä painetta, työntämällä mekaanisesti lähemmäksi toisiaan lisäämällä tiheyttä. reaktorin paineet ovat hyvin alhaiset – melkein tyhjiö, ja näin ollen melkein ainoa asia, jonka kanssa on työskenneltävä, on lämpötila, joten sen on oltava erittäin korkea, esim. 100 MK tai enemmän (se megakelviniä tai miljoonia kelvineistä, tässä. vastaa C-astetta, koska Kelvin / Celsius-siirtymä on merkityksetön). Kuten huomasit, auringon ytimessä on kuitenkin matalampi lämpötila 15 MK. Siksi se on työkykyinen, koska sillä on paljon enemmän paine – yli 30 PPa – joka on noin 300 miljardia kertaa maapallon ilmakehän paine ja 100 miljoonaa kertaa paine Maan valtameren syvimmissä osissa (Marianasin kaivos). Jos sinulla olisi sellainen paine ydinfuusioreaktorissa 100 MK + lämpötilassa, siitä tulisi H-pommi – ja juuri siksi (lämpötilan lisäksi) tarvitset fissiopommin H-pommin rakentamiseen: se ei vain lämmitä polttoainetta vaadittuun lämpötilaan, vaan pakkaa sen dramaattisesti.

Muita huomautettavia tekijöitä ovat Auringon ydin ja fuusioreaktori tai H-pommi eivät ole aivan sama asia termein käyttämästä reaktiosta: ihmisen tekemä reaktori ja pommi käyttävät deuteriumfuusiota tai deuterium-tritium (DT) -fuusiota, kun taas aurinko käyttää protoni-protoni (PP) -sykliä, jota polttoaineena on tavallinen vety, eli yksi protoni vain ydin verrattuna harvinaisempaan deuteriumiin eli yhteen protoniin ja yhteen neutroniin.Kahden protonin yhdistäminen on erittäin vaikeaa, koska yksi protoni toisen kanssa ei ole stabiili (korkea hylkiväisyys), mutta protoni ja neutroni ovat, ja ainoa tapa protoni-protoni fuusio voi tapahtua, jos heikko voiman vuorovaikutus laukaistaan samanaikaisesti loppuakseen deuteriumin kanssa muuntamalla yksi neutroniksi (beeta-miinus hajoaminen tapahtuu samanaikaisesti fuusion kanssa), ja todennäköisyys molemmille JA vaaditulle tunneloitumiselle on todellakin hyvin pieni. Joten jopa Auringon voimakkaissa fuusio-olosuhteissa fuusionopeudet ovat todella alhaiset jopa ihmisen tekemisessä reaktorissa, ja paljon, paljon pienemmät kuin pommissa. (Pommin kaltaiset fuusionopeudet voivat esiintyy luonnossa – mutta siinä ei ole vetyä tähtiä, vaan pikemminkin hiili-happi (tai vastaava) valkoisia kääpiöitä, jotka kertyvät materiaalia tähtitoverista, kunnes ne puristuvat Chandrasekhar-rajansa alapuolelle ja alkavat romahtaa. Kun näin tapahtuu, hiili ja happisulake pommitasoilla ja koko asia räjähtää aivan kuten pommi tekee vain valtavasti enemmän energiaa, koska läsnä on arvaamattomasti enemmän polttoainetta (vaikka CO-polttoaine on vähemmän energistä kuin vety ja / tai deuterium / deuterium-tritiumpolttoaine). räjähdystä kutsutaan tyypin Ia supernovaksi – ja niiden kirkkaus on melko tasainen, mikä sallii niiden käytön ns. ”vakiokynttilöinä” etäisyyden löytämiseksi etäisistä kohteista, kuten syvän kosmosen galakseista, ja ovat siis ratkaisevia kosmologisten tutkimusten kannalta.)

Et vertaa kuin tykkää. Ydinfuusio auringossa on äärimmäisen tehotonta ja tuottaa vain 250 wattia kuutiometrissä näissä lämpötiloissa.

Jotta ydinfuusio olisi elinkelpoinen maanpäällisenä energialähteenä, sen on toimittava paljon nopeammin ja sen vuoksi vaaditaan korkeampia lämpötiloja. .

Kommentit

• En vertaa molempia tehokkuuden suhteen, vaan kuinka aurinko voi saavuttaa ydinfuusion 15 miljoonassa asteessa, kun se on 100 miljoonaa astetta tarvitaan prosessiin, mistä voin tutkia, että se johtuu siitä, että auringon massa ja / painovoima puristavat ytimen, joka tekee tämän.
• @ C.Jordan Sinun on oltava tarkempi. Mikä prosessi tarvitsee mielestäsi 100 miljoonaa astetta edetäksesi joka tapauksessa? Vetyfuusiota tapahtuisi maapallolla jopa alemmissa lämpötiloissa kuin 15 miljoonaa, jos se voitaisiin sulkea riittävän kauan, mutta ei hyödyllisellä nopeudella.
• @ C.Jordan, 100 M on noin mitä tarvitaan hyödylliset tuotantomäärät maanpäällisessä voimalaitoksessa. Tuotantoa olisi silti minimaalisesti 15 miljoonalla, mutta määrä on liian pieni häiritsemään. ’ ei ole kuin 100M on portti, josta tuotanto alkaa.
• Kvanttitunnelointia tarvitaan silti, kuten luultavasti jonkun vastaus sanoo.

Itse ylläpitävälle ydinfuusion palamiselle energiaanalyysi johtaa ns. Lawson-kriteeri , joka on välttämätön edellytys itsensä ylläpitävälle fuusion palamiselle (sytytys), $$ n \ tau \ geq L \ vasen (T \ oikea) \ ,, $$ missä $ n $ on plasmatiheys ja $ \ tau $ on energian rajoittumisaika.

Oikea puoli on lämpötilan funktio $$ L \ vasen (T \ oikea) = \ frac {12 k_B T} {E _ {\ text {ch}} \ left < \ sigma v \ right >} $$ missä $ E _ {\ text { ch}} $ on varautuneiden fuusioreaktiotuotteiden energia ja $ \ sigma $ on fuusioreaktion poikkileikkaus, ja se riippuu voimakkaasti käytetyn ydinreaktion tyypistä, ts. H + H tai D + T jne.

Minkä tahansa tietyn ydinreaktion kohdalla $ L \ vasen (T \ oikea) $ olisi vähintään (missä reaktion poikkileikkaus $ \ sigma $ on maksimoitu), joka on paras toimintapiste. Osoittautuu, että reaktio D + T mahdollistaa pienimmän mahdollisen $ L \ left (T \ right) $ saavuttamisen minimipisteessä ($ \ sim {10} ^ {8} \, \ mathrm {K} $ tässä tapauksessa ). Siksi D + T-reaktiota ja $ {10} ^ {8} \, \ mathrm {K} $ -lämpötilaa pidetään nykyään pääasiassa fuusiolaitteiden malleissa (mukaan lukien inertiaalisen sulautumisen fuusio eli aseet), joissa käytetään tätä fuusioreaktiota lämpötila muodostaa helpoimmat olosuhteet itsensä ylläpitävän fuusion (tai syttymisen) saavuttamiseksi.

Jos järjestelmän koko on suuri, synnytysaika $ \ tau $ voi olla valtava ja sitten itsekestävä fuusio palaminen voidaan saavuttaa käyttämällä muita fuusioreaktioita kuin D + T, eikä se välttämättä toimi vastaavan funktion $ L \ left (T \ right) $ minimipisteessä.

Joten, keskeinen ero Aurinko ja tällä hetkellä ihmisen suunnittelema fuusiolaite on se, että auringon suuri koko mahdollistaa itsekestävän fuusion palamisen käyttämällä fuusioreaktiota alhaisella energiantuotantonopeudella.

Kommentit

• kvanttitunnelointia tarvitaan selittämään aurinko ’ s ydin
• @anna v Joten sanot, että fuusion poikkileikkauksen tarkkaan laskemiseen on otettava huomioon kvanttitunnelointi. Se ’ on hieno; mutta poikkileikkaus on edelleen pieni, pienempää järjestelmää varten ei riitä syttyminen tässä lämpötilassa; Joten keskeinen fysiikka on järjestelmän suuri koko, jonka avulla energian menetysnopeus voidaan pienentää kuin fuusioenergian tuotanto.

Pribably_someones vastaus on hieno. Haluan vain lisätä tähän linkin , josta on hyötyä mekanismien ymmärtämisessä, koska kommentit saattaa kadota ilman varoitusta.

Ydinfuusion toteuttamiseksi mukana olevien hiukkasten on ensin voitettava sähköinen karkotus päästäkseen riittävän lähelle houkuttelevaa ydinvoimaa Tämä vaatii erittäin korkeita lämpötiloja, jos prosessissa otetaan huomioon pelkästään lämpötila. Tähtien protonisyklin tapauksessa tämä este tunkeutuu tunneloimalla, mikä mahdollistaa prosessin edetä alhaisemmissa lämpötiloissa kuin mitä vaaditaan laboratoriossa saavutettavissa olevissa paineissa.

kursivoitu kaivos

Fuusiolämpötila, joka saadaan asettamalla keskimääräinen lämpöenergia coulomb-esteen kanssa, antaa liian korkean lämpötilan, koska fuusio voidaan käynnistää hiukkasilla, jotka ovat korkealla energiahäntä hiukkasenergioiden Maxwellin jakaumasta. Kriittistä syttymislämpötilaa laskee edelleen se, että jotkut hiukkaset, joilla on energiaa kulmapuomin alapuolella, voivat tunneloitua esteen läpi.