Besoins en fusion nucléaire?

Ce sur quoi vous venez de tomber est le même casse-tête qui en a déconcerté beaucoup astrophysiciens au début du XXe siècle. Le chiffre des «100 millions de degrés» que vous citez est en effet la température à laquelle une partie importante du plasma peut subir des réactions de fusion en surmontant la barrière coulombienne classique. Mais nous savons que le noyau du Soleil fusionne lhydrogène, alors pourquoi est-il plus froid quil ne devrait lêtre? La réponse a à voir avec la densité et le tunnel quantique.

Il savère que confiner le plasma chauffé à des millions de degrés est assez difficile. En tant que tel, dans les appareils de fusion terrestres, nous ne pouvons confiner quune petite quantité de plasma à faible densité à la fois, et donc, pour faire quelque chose de significatif, nous devons le chauffer jusquà ce que la plupart soit fusion.

Le Soleil, cependant, na aucun problème à confiner le plasma; il le fait sans effort, avec gravité. En tant que tel, il ne se soucie pas particulièrement si la plupart du plasma fusionne, car il ne manque pas de celui-ci, après tout, et ce quil y a à très haute densité. continue de brûler, seule une petite portion du plasma doit être à la bonne énergie pour la fusion. Puisque, à n’importe quelle température, vous aurez toujours une queue de haute énergie à votre distribution de probabilité pour les particules énergies cinétiques, il va de soi que, même à une température plus froide, il pourrait y avoir suffisamment de plasma fusionnant pour contrebalancer la contraction gravitationnelle.

Mais il savère que si vous examinez réellement le queue de la distribution Maxwell-Boltzmann à 15 millions de degrés, il ny a toujours pas assez de matière à une énergie suffisamment élevée pour surmonter la barrière coulombienne classique. Cest à ce moment-là que les astrophysiciens ont réalisé que vous ne le faites pas. t doivent franchir la barrière classique de Coulomb; vous pouvez simplement effectuer un tunnel quantique à travers le dernier morceau. Lors dune seule collision, cela ne se produit que rarement, mais la densité au cœur du Soleil est suffisamment élevée pour compenser le déficit et explique comment le Soleil est capable de se maintenir à une température aussi basse.

La fusion peut, en théorie, se produire à nimporte quelle température – même la température ambiante! Cest juste que la probabilité dans ce cas est exponentiellement minuscule (comme dans mystiquement petit signifiant $ 10 ^ {1000} $ ou plus de cotes contre; le genre de nombres sur lesquels les anciens spéculaient dans lémerveillement et la crainte, et pas un nombre réaliste de choses réellement observables.).

La raison en est que le noyau atomique est fondamentalement un équilibre entre deux forces: lune est la force électrostatique qui résulte davoir un tas de charges positives (les protons) suspendus les uns à côté des autres et cela veut essayer de faire sauter la chose, lautre est la force résiduelle forte, qui est beaucoup plus courte (ce qui signifie quelle tombe beaucoup plus rapidement avec une séparation croissante) mais généralement beaucoup plus fort, et veut essayer de le maintenir ensemble. En plus de cet équilibre se trouve la force faible, qui maintient un certain équilibre dans le rapport des nombres de protons et de neutrons en convertissant certains en lautre lorsquils ne sont pas équilibrés ( désintégrations bêta-plus et bêta-moins). la force est beaucoup plus faible que les deux autres.

Pour obtenir la fusion, ce dont vous avez besoin, cest de rapprocher suffisamment les noyaux impliqués pour que la force résiduelle forte dépasse la force électrostatique qui tente de les séparer.Et cela nécessite soit de faire beaucoup de travail contre la force électrostatique, soit de tunnel quantique – en particulier, chaque noyau a une fonction donde pour sa position, tout comme les électrons suspendus autour dun noyau dans un atome le font. leurs positions ne sont pas entièrement bien définies, et cette fonction donde sétend, même à la séparation, dans la région où les deux noyaux sont suffisamment proches pour fusionner, ce qui signifie quil y a une probabilité davoir effectivement eu une fusion au moment de la prochaine  » la mesure ». (La désintégration radioactive fonctionne de la même manière, à peu près – la fonction donde de certaines particules nucléaires sétend suffisamment à lextérieur du noyau pour que vous puissiez détecter une particule partant avec une certaine probabilité.et ainsi vous pouvez les récupérer avec un mesureur comme le compteur Geiger.)

Maintenant que vous les rapprochez, vous pouvez faire en sorte que les fonctions donde atteignent plus souvent des régions damplitude plus élevée et donc plus de probabilité et donc une meilleure chance de fusion. Le problème est, bien sûr, que vous « travaillez contre cette répulsion électrostatique et que pour les rapprocher de manière suffisamment fiable, vous avez besoin de beaucoup de force pour les rapprocher, mais à cause de leffet tunnel, pas autant que vous » Javais besoin de ces particules purement newtoniennes.

Et comment générer plus de force? Il y a deux façons: la première consiste à augmenter la température, en les faisant se déplacer plus rapidement et donc à se rapprocher grâce à leur énergie cinétique, et une autre consiste à augmenter la pression, en les rapprochant mécaniquement en augmentant la densité. Dans une fusion réacteur, les pressions sont très faibles – presque le vide, et par conséquent, à peu près la seule chose avec laquelle vous devez travailler est la température, et donc elle doit être très élevée, par exemple 100 MK ou plus (cest mégakelvins, ou des millions de kelvins, ici équivaut à des degrés C puisque le décalage Kelvin / Celsius est négligeable). Le Soleil, cependant, comme vous lavez remarqué, a une température inférieure de 15 MK en son cœur. La raison pour laquelle il est capable de fonctionner, alors, est qu’il a beaucoup plus de pression – plus de 30 PPa – soit environ 300 milliards de fois la pression de l’atmosphère terrestre et 100 millions de fois la pression dans les parties les plus profondes de locéan de la Terre (la fosse des Mariannes). Si vous aviez ce genre de pression dans un réacteur à fusion nucléaire à une température de 100 MK +, cela deviendrait une bombe H – et cest précisément pourquoi (en plus de la température) vous avez besoin dune bombe à fission pour construire une bombe H: elle va non seulement chauffer le combustible à la température requise, mais le comprimer considérablement.

Un autre facteur à souligner est que le cœur du Soleil et un réacteur à fusion ou une bombe H ne sont pas tout à fait la même chose en termes de la réaction quils utilisent: un réacteur artificiel et une bombe utilisent la fusion au deutérium ou la fusion deutérium-tritium (DT), tandis que le Soleil utilise le cycle proton-proton (PP) qui est alimenté par lhydrogène commun, cest-à-dire un proton uniquement dans le noyau, par rapport au deutérium moins commun, cest-à-dire un proton et un neutron. La fusion de deux protons est très difficile car un proton avec un autre nest pas stable (forte répulsion), mais un proton et un neutron sont, et le seul moyen proton-proton la fusion peut se produire si linteraction de force faible est déclenchée en même temps pour aboutir au deutérium par la conversion dun neutron en neutron (désintégration bêta-moins coïncidant avec la fusion), et la probabilité à la fois de cela ET du tunnel requis est en effet très faible. Ainsi, même dans les conditions de fusion puissantes du Soleil, les taux de fusion sont en fait très faibles par rapport à ceux dun réacteur artificiel, et bien, bien inférieurs à ceux dune bombe. (Les taux de fusion de type bombe peuvent se produisent dans la nature – mais ce nest pas avec des étoiles à hydrogène, mais plutôt avec des naines blanches de carbone-oxygène (ou similaires) qui accrétent du matériel dun compagnon stellaire jusquà ce quelles soient comprimées en dessous de leur limite de Chandrasekhar et commencent à seffondrer. Lorsque cela se produit, le carbone et loxygène fusionnent aux niveaux de la bombe et le tout explose comme une bombe ne le fait quavec énormément plus dénergie en raison de la quantité incalculable de carburant (bien que le CO soit moins énergétique que lhydrogène et / ou le deutérium / deutérium-tritium) étant présent. lexplosion sappelle une supernova de type Ia – et ils ont une luminosité assez uniforme, ce qui permet leur utilisation en tant que soi-disant «bougies standard» pour trouver la distance à des objets éloignés comme les galaxies dans le cosmos profond, et sont donc cruciales pour nos études cosmologiques.)

Vous ne comparez pas comme avec comme. La fusion nucléaire dans le Soleil est extrêmement inefficace, ne générant que 250 watts par mètre cube à ces températures.

Pour que la fusion nucléaire soit viable en tant que source dénergie terrestre, elle doit se dérouler beaucoup plus rapidement et nécessite donc des températures plus élevées .

Commentaires

• Je ne compare pas les deux pour lefficacité, juste comment le soleil peut réaliser la fusion nucléaire à 15 millions de degrés alors quil fait 100 millions de degrés nécessaire pour le processus, daprès ce que je peux rechercher, cest parce que la masse du soleil et / la gravité compriment le noyau qui fait cela.
• @ C.Jordan Vous devez être plus précis. Selon vous, quel processus nécessite 100 millions de degrés pour se dérouler de toute façon? La fusion de lhydrogène se produirait sur Terre à des températures encore plus basses que 15 millions si elle pouvait être confinée assez longtemps, mais pas à un rythme qui était utile.
• @ C.Jordan, 100M est environ ce qui est nécessaire pour taux de production utiles dans une centrale électrique terrestre. Il y aurait encore une production minimale à 15M, mais la quantité est trop petite pour être dérangée. Ce ‘ nest pas comme si 100M était une porte par laquelle la production commence.
• le tunnel quantique est néanmoins nécessaire, comme le dit probablement_someone.

Pour la combustion autonome par fusion nucléaire, lanalyse énergétique aboutit à ce que lon appelle Critère Lawson qui est une condition nécessaire pour une combustion par fusion auto-entretenue (allumage), $$ n \ tau \ geq L \ left (T \ right) \ ,, $$ où $ n $ est la densité du plasma et $ \ tau $ est le temps de confinement énergétique.

Le côté droit est fonction de la température $$ L \ left (T \ right) = \ frac {12 k_B T} {E _ {\ text {ch}} \ left < \ sigma v \ right >} $$ où $ E _ {\ text { ch}} $ est lénergie des produits chargés de la réaction de fusion et $ \ sigma $ est la section efficace de la réaction de fusion, et cela dépend fortement du type de réaction nucléaire utilisé, cest-à-dire H + H ou D + T etc.

Pour toute réaction nucléaire particulière, $ L \ left (T \ right) $ aurait un minimum (où la section efficace de réaction $ \ sigma $ est maximisée) qui est le meilleur point de fonctionnement. Il savère que la réaction D + T permet datteindre le plus petit possible $ L \ left (T \ right) $ à son point minimum ($ \ sim {10} ^ {8} \, \ mathrm {K} $ dans ce cas ). Par conséquent, la réaction D + T et la température $ {10} ^ {8} \, \ mathrm {K} $ sont principalement considérées aujourdhui pour les conceptions de dispositifs de fusion (y compris la fusion par confinement inertiel, cest-à-dire les armes), utilisant cette la température rend les conditions les plus faciles pour réaliser une fusion auto-entretenue (ou allumage).

Cependant, si la taille dun système est grande, alors le temps de confinement $ \ tau $ peut être énorme, puis la fusion auto-entretenue burn peut être obtenu en utilisant des réactions de fusion autres que D + T, et ne fonctionnant pas nécessairement au point minimum de la fonction correspondante $ L \ left (T \ right) $.

Donc, la différence clé entre les Sun et actuellement considéré comme des dispositifs de fusion conçus par lhomme, cest que la grande taille du Soleil permet de réaliser une combustion de fusion auto-entretenue en utilisant une réaction de fusion avec un faible taux de production dénergie.

Commentaires

• un tunnel quantique est nécessaire pour expliquer vraiment le noyau du soleil ‘
• @anna v Donc vous dites que pour un calcul précis de la section efficace de fusion, vous devez tenir compte du tunnel quantique. Cest bien ‘; mais la section est encore petite, pour un système plus petit, il ne suffirait pas de senflammer à cette température; donc la physique clé est la grande taille du système permettant de rendre le taux de perte dénergie plus petit que le taux de production dénergie de fusion.

Pribably_someone « est très bien. Je veux juste ajouter ici un lien qui est utile pour comprendre les mécanismes, depuis les commentaires pourraient disparaître sans avertissement.

Afin daccomplir la fusion nucléaire, les particules impliquées doivent dabord surmonter la répulsion électrique pour se rapprocher suffisamment de la force nucléaire attractive prendre le relais pour fusionner les particules. Cela nécessite des températures extrêmement élevées, si la température seule est prise en compte dans le processus. Dans le cas du cycle du proton dans les étoiles, cette barrière est pénétrée par tunnel, permettant le processus de procéder à des températures inférieures à celles qui seraient requises à des pressions atteignables en laboratoire.

italique mine

La température de fusion obtenue en réglant lénergie thermique moyenne égale à la barrière de coulomb donne une température trop élevée car la fusion peut être initiée par les particules qui sont sur le haut. queue dénergie de la distribution maxwellienne des énergies des particules. La température dinflammation critique est encore abaissée par le fait que certaines particules qui ont des énergies en dessous de la barrière de coulomb peuvent traverser la barrière.