핵융합 요건?

방금 우연히 발견 한 것은 많은 사람들을 당황하게 만들었던 동일한 퍼즐입니다. 20 세기 초의 천체 물리학 자입니다. “1 억도”라는 수치는 실제로 플라즈마의 상당 부분이 고전적인 쿨롱 장벽을 극복하여 융합 반응을 겪을 수있는 온도입니다. 그러나 우리는 태양의 핵이 수소를 융합한다는 것을 알고 있습니다. 그럼 왜 더 추워 야하나요? 대답은 밀도와 양자 터널링과 관련이 있습니다.

수백만도까지 가열 된 플라즈마를 제한하는 것은 매우 어렵습니다. 따라서 지상파 핵융합 장치에서는 한 번에 적은 양의 저밀도 플라즈마 만 제한 할 수 있으므로 의미있는 작업을 수행하려면 대부분 이 될 때까지 가열해야합니다. 융합.

그러나 태양은 플라즈마를 제한하는 데 문제가 없습니다. 중력과 함께 아주 쉽게 할 수 있습니다. 따라서 플라즈마의 대부분 이 융합되어 있는지 여부는 특별히 신경 쓰지 않습니다. 왜냐하면 결국 부족하지 않고 매우 높은 밀도에있는 것이 없기 때문입니다. 계속 불타 오르십시오. 플라즈마의 작은 부분 만이 융합을위한 올바른 에너지에 있으면됩니다. 어떤 온도에서든 입자에 대한 확률 분포에 항상 고 에너지 꼬리를가집니다. 운동 에너지는 더 낮은 온도에서도 중력 수축을 상쇄하기에 충분한 플라즈마 융합이있을 수 있습니다.

하지만 실제로 조사 해보면 Maxwell-Boltzmann 분포의 꼬리가 1,500 만도에서 “여전히 고전적인 쿨롱 장벽을 극복 할 수있을만큼 충분히 높은 에너지로 충분하지 않습니다.이 시점에서 천체 물리학 자들은 당신이 그렇게하지 않는다는 것을 깨달았습니다.” 실제로 고전적인 쿨롱 장벽을 극복해야합니다. 당신은 단지 그것의 마지막 부분을 통해 양자 터널을 만들 수 있습니다. 한 번의 충돌에서 이것은 거의 발생하지 않지만, 태양 중심의 밀도는 적자를 보충 할만큼 충분히 높으며 태양이 그러한 낮은 온도에서 어떻게 자신을 견딜 수 있는지 설명합니다.

융합은 이론상 어떤 온도에서도 발생할 수 있습니다. 심지어 실내 온도도 가능합니다! 이 경우의 확률은 기하 급수적으로 작습니다 ( 신비 할 정도로 작음 처럼 $ 10 ^ {1000} $ 이상의 확률을 의미합니다. 고대인들이 추측하곤했던 숫자의 종류). 그 이유는 원자핵이 근본적으로 두 힘 사이의 균형을 이루기 때문입니다. 하나는 무리를 가짐으로써 발생하는 정전기력입니다.).

그 이유는 양전하 (양성자)가 서로 옆에 매달려 있고 이것은 물체를 분해하려고 시도하고, 다른 하나는 잔류 강한 힘으로 훨씬 더 짧은 범위 (분리가 증가함에 따라 훨씬 더 빨리 감소 함을 의미 함)이지만 일반적으로 이 균형 위에는 약한 힘이 있으며, 균형이 맞지 않을 때 일부를 다른 것으로 변환하여 양성자와 중성자의 수 비율에서 어느 정도 균형을 유지합니다. 베타 플러스 및 베타 마이너스 붕괴). 힘은 다른 두 힘보다 훨씬 약합니다.

융합을 얻기 위해 필요한 것은 잔류 강한 힘이 그들을 밀어 내려는 정전기력을 초과 할 정도로 핵을 가까이 가져가는 것입니다.그리고 이것은 정전기력 또는 양자 터널링 에 대항하는 많은 작업을 필요로합니다. 특히 각 핵은 원자의 핵 주위에 매달려있는 전자가 그렇게하는 것처럼 위치에 대한 파동 함수를 가지고 있습니다. 그들의 위치는 완전히 명확하지 않으며, 파동 함수는 분리 된 상태에서도 두 핵이 융합 할 수있을만큼 가까운 영역으로 확장됩니다. 즉, 다음 시간에 실제로 융합 될 가능성이 있음을 의미합니다. 측정”. (대략 방사능 붕괴가 일어나는 방식도 마찬가지입니다. 일부 핵 입자의 파동 기능은 일정 확률로 입자가 빠져 나가는 것을 감지 할 수있을만큼 핵 외부로 확장되므로 가이거 계수기와 같은 측정기로 확인할 수 있습니다.) / p>

이제 그것들을 더 가까워 질수록, 더 높은 진폭의 영역을 공격하는 파동 함수를 얻을 수 있으므로 더 자주 확률이 높아져 융합 가능성이 높아집니다. 문제는 물론 “정전기 반발에 대항하여 작업하고 있으므로 이들을 충분히 안정적으로 가깝게 만들려면 이들을 함께 구동하는 데 많은 힘이 필요하지만 터널링 효과 때문에 자신만큼 많이는 안됩니다.” 순수한 뉴턴 입자가 필요했습니다.

그리고 어떻게 더 많은 힘을 생성합니까? 두 가지 방법이 있습니다. 하나는 온도를 높이고 더 빠르게 움직여서 운동 에너지로 인해 더 가까이 다가 가게하는 것이고 다른 하나는 압력을 높이고 밀도를 높여서 기계적으로 더 가깝게 밀어내는 것입니다. 반응기의 압력은 매우 낮습니다. 거의 진공에 가깝습니다. 따라서 작업해야하는 것은 온도뿐입니다. 따라서 100MK 이상 (즉, 메가 켈빈 또는 수백만 여기에서는 켈빈 / 섭씨 오프셋이 무시할 수 있기 때문에 섭씨와 동일). 그러나 당신이 눈치 챘 듯이 태양의 핵심 온도는 15MK로 낮습니다. 작동 할 수있는 이유는 30 PPa가 넘는 훨씬 더 많은 압력 이 있기 때문입니다. 이는 지구 대기압의 약 3 천억 배, 1 억배의 압력입니다. 지구 해양의 가장 깊은 부분 (마리아나 스 해구)의 압력. 만약 당신이 100MK + 온도에서 핵융합로에 그런 종류의 압력을가했다면 그것은 H- 폭탄이 될 것입니다. 그리고 이것이 바로 H- 폭탄을 만들기 위해 핵분열 폭탄이 필요한 이유입니다. 연료를 필요한 온도로 가열 할뿐만 아니라 극적으로 압축합니다.

지시해야 할 또 다른 요소는 태양의 핵과 핵융합로 또는 수소 폭탄은 측면에서 완전히 똑같지 않다는 것입니다. 인간이 만든 원자로와 폭탄은 중수소 융합 또는 중수소-삼중 수소 (DT) 융합을 사용하는 반면 태양은 일반 수소에 의해 연료를 공급받는 양성자-양성자 (PP) 순환을 사용합니다. 핵 대 덜 일반적인 중수소, 즉 하나의 양성자와 하나의 중성자. 두 양성자를 융합하는 것은 매우 어렵습니다. 한 양성자와 다른 양성자는 안정적이지 않지만 (고 반발) 양성자와 중성자는 유일한 방법입니다. 융합이 일어날 수있는 것은 약한 힘의 상호 작용이 동시에 발생하여 중수소로 하나를 중성자로 변환하면 (융합과 일치하는 베타-마이너스 붕괴) 그 둘 모두에 대한 확률과 필요한 터널링이 실제로 매우 작습니다. 따라서 태양의 강력한 핵융합 조건에서도 실제로 핵융합 속도는 인공 원자로에 비해 매우 낮으며 폭탄보다 훨씬 낮습니다. (폭탄과 같은 핵융합 속도는 가능 할 수 있습니다 em> 자연에서 발생하지만 수소 별이 아니라 탄소-산소 (또는 이와 유사한) 백색 왜성이 찬드라 세 카르 한계 이하로 압축되어 붕괴를 시작할 때까지 항성 동반자로부터 물질을 축적합니다. 폭탄 수준에서 산소가 융합되고 폭탄이 엄청나게 더 많은 연료 (CO 연료가 수소 및 / 또는 중수소 / 중수소-삼중 수소 연료보다 에너지가 적긴하지만)로 인해 폭발하는 것처럼 모든 것이 폭발합니다. 폭발은 Ia 형 초신성 이라고합니다. 밝기가 상당히 균일하여 깊은 우주에서 은하와 같은 먼 물체까지의 거리를 찾기 위해 소위 “표준 양초”로 사용할 수 있습니다. 따라서 우리의 우주 연구에 매우 중요합니다.)

좋아요와 좋아요를 비교하고 있지 않습니다. 태양의 핵융합은 극도로 비효율적이며 해당 온도에서 입방 미터당 250 와트 만 생성합니다.

핵융합이 지상 에너지 원으로 실행 되려면 훨씬 더 빠르게 진행해야하므로 더 높은 온도가 필요합니다. .

댓글

• 저는 효율성에 대해 두 가지를 비교하는 것이 아니라 태양이 1 억도에서 1,500 만도에서 핵융합을 달성 할 수있는 방법을 비교합니다. 제가 연구 할 수있는 것은 태양의 질량 및 / 중력이이 작업을 수행하는 코어를 압축하기 때문입니다.
• @ C.Jordan 좀 더 구체적이어야합니다. 어쨌든 진행하려면 어떤 과정이 1 억도 필요하다고 생각하십니까? 수소 융합은 지구상에서 충분히 오래 가두어 질 수 있다면 1,500 만보 다 더 낮은 온도에서 일어날 수 있지만 유용한 속도로는되지 않습니다.
• @ C.Jordan, 100M은 <에 필요한 대략적인 것입니다. 지상 발전소의 i> 유용한 생산 속도. 여전히 최소한의 생산량은 15M이지만 그 양은 너무 적어서 귀찮게 할 수 없습니다. ' 100M과는 달리 생산이 시작되는 게이트입니다.
• 아마도 누군가가 대답 한 것처럼 양자 터널링이 필요합니다.

자립형 핵융합 화상의 경우 에너지 분석 결과 소위 Lawson 기준 은 자립형 핵융합 연소 (점화)에 필요한 조건, $$ n \ tau \ geq L \ left (T \ right) \ ,, $$ 여기서 $ n $ 플라즈마 밀도이고 $ \ tau $는 에너지 제한 시간입니다.

오른쪽은 온도의 함수입니다. $$ L \ left (T \ right) = \ frac {12 k_B T} {E _ {\ text {ch}} \ left < \ sigma v \ right >} $$ where $ E _ {\ text { ch}} $는 핵융합 반응의 하전 된 생성물의 에너지이고 $ \ sigma $는 핵융합 반응 단면이며, 사용되는 핵 반응의 종류, 즉 H + H 또는 D + T 등에 크게 의존합니다.

특정 핵 반응에 대해 $ L \ left (T \ right) $ 최적의 작동 지점 인 최소값 (반응 단면 $ \ sigma $가 최대화 됨)이 있습니다. 반응 D + T는 최소 점 ($ \ sim {10} ^ {8} \,이 경우 \ mathrm {K} $)에서 가능한 가장 작은 $ L \ left (T \ right) $ ). 따라서 D + T 반응과 $ {10} ^ {8} \, \ mathrm {K} $ 온도는 오늘날이 융합 반응을 사용하여 핵융합 장치 (관성 구속 핵융합, 즉 무기 포함) 설계에 주로 고려됩니다. 온도는 자립형 융합 (또는 점화)을 달성하기위한 가장 쉬운 조건입니다.

그러나 시스템 크기가 크면 감금 시간 $ \ tau $가 엄청나게 클 수 있으며 자립형 융합 화상은 D + T 이외의 융합 반응을 사용하여 달성 할 수 있으며 반드시 해당 함수 $ L \ left (T \ right) $의 최소 지점에서 작동 할 필요는 없습니다.

그러므로 Sun과 현재 인간이 설계 한 핵융합 장치로 간주되는 것은 태양의 크기가 커서 낮은 에너지 생산 속도로 핵융합 반응을 사용하여 자립형 핵융합 화상을 달성 할 수 있다는 것입니다.

댓글

• 양자 터널링은 태양 '의 핵심을 설명하는 데 필요합니다.
• @anna v 그래서 당신은 융합 단면을 정확하게 계산하려면 양자 터널링을 고려해야합니다. ' 괜찮습니다. 그러나 횡단면은 여전히 작습니다. 더 작은 시스템의 경우이 온도에서 점화하기에 충분하지 않습니다. 따라서 핵심 물리학은 에너지 손실률을 핵융합 에너지 생산 률보다 작게 만들 수있는 시스템의 큰 크기입니다.

Pribably_someone “의 대답은 괜찮습니다. 댓글이 있으므로 메커니즘을 이해하는 데 유용한 여기에 링크를 추가 하고 싶습니다. 예고없이 사라질 수 있습니다.

핵융합을 달성하기 위해서는 관련된 입자가 먼저 전기적 반발력을 극복하여 매력적인 핵 강력에 충분히 가까워 져야합니다. 입자를 융합하기 위해 인수합니다. 이것은 극도로 높은 온도를 필요로합니다. 온도 만 고려한다면 별의 양성자 순환의 경우,이 장벽은 터널링을 통해 침투하여 프로세스를 허용합니다. 실험실에서 얻을 수있는 압력에서 요구되는 것보다 낮은 온도에서 진행합니다.

이탈 릭 광산

평균 열 에너지를 쿨롱 장벽과 동일하게 설정하여 얻은 융합 온도는 너무 높은 온도를 제공합니다. 융합은 높은 곳에있는 입자에 의해 시작될 수 있기 때문입니다. 입자 에너지의 Maxwellian 분포의 에너지 꼬리. 쿨롱 장벽 아래의 에너지를 가진 일부 입자가 장벽을 통과 할 수 있다는 사실로 인해 임계 점화 온도가 더욱 낮아집니다.