Cerințe de fuziune nucleară?

Ceea ce tocmai ați dat peste același puzzle care a lovit mulți astrofizicieni la începutul secolului 20. Cifra pe care o citați „100 de milioane de grade” este într-adevăr temperatura la care o porțiune semnificativă din plasmă poate suferi reacții de fuziune prin depășirea barierei clasice Coulomb. Dar știm că nucleul Soarelui fuzionează hidrogen, deci de ce este mai frig decât ar trebui? Răspunsul are legătură cu densitatea și tunelarea cuantică.

Se pare că limitarea plasmei încălzite la milioane de grade este destul de dificilă. Ca atare, în dispozitivele de fuziune terestră, putem limita doar o cantitate mică de plasmă cu densitate scăzută simultan și, astfel, pentru a face ceva semnificativ, trebuie să o încălzim până când cea mai mare parte a acesteia este fuzionarea.

Totuși, Soarele nu are probleme la limitarea plasmei; o face fără efort, cu gravitație. Ca atare, nu-i pasă în mod deosebit dacă cea mai mare parte a plasmei fuzionează, pentru că nu există lipsă, la urma urmei, și ceea ce există la densitate foarte mare. mențineți-vă ars, doar o porțiune mică din plasmă trebuie să fie la energia potrivită pentru fuziune. Deoarece, la orice temperatură, veți avea întotdeauna o coadă cu energie ridicată la distribuția probabilității pentru particule energii cinetice, este logic că, chiar și la o temperatură mai rece, s-ar putea să existe suficientă fuziune de plasmă pentru a contrabalansa contracția gravitațională.

Dar se dovedește că dacă examinați efectiv coada distribuției Maxwell-Boltzmann la 15 milioane de grade, încă nu sunt „suficiente lucruri la o energie suficient de mare pentru a depăși bariera clasică Coulomb. În acest moment astrofizicienii și-au dat seama că nu” De fapt, trebuie să depășesc bariera clasică Coulomb; ai putea pur și simplu să faci tunel cuantic prin ultimul fragment al acestuia. Într-o singură coliziune, acest lucru se întâmplă foarte rar, dar densitatea de la baza Soarelui este suficient de mare încât să compenseze deficitul și explică modul în care Soarele este capabil să se mențină la o temperatură atât de scăzută.

Fuziunea poate, teoretic, să apară la orice temperatură – chiar și la temperatura camerei! Este doar că probabilitatea în acest caz este exponențial mică (ca în mistic mic care înseamnă 10 $ ^ {1000} $ sau cote mai mari împotriva; tipul de numere despre care anticii obișnuiau să speculeze minune și uimire, și nu un număr realist de lucruri de fapt observabile.).

Motivul pentru aceasta este că nucleul atomic este fundamental un echilibru între două forțe: una este forța electrostatică care rezultă din a avea o grămadă de sarcini pozitive (protonii) atârnând unul lângă celălalt și acest lucru vrea să încerce să distrugă lucrul, cealaltă este forța reziduală puternică, care este mult mai scurtă (ceea ce înseamnă că cade mult mai repede odată cu creșterea separării), dar de obicei mult mai puternică și dorește să încerce să o mențină. Pe deasupra acestui echilibru se află forța slabă, care menține un grad de echilibru în raportul numărului de protoni și neutroni, transformându-i pe unii în ceilalți atunci când nu sunt echilibrați ( beta-plus și beta-minus se descompune). Acest ultim forța este mult mai slabă decât celelalte două.

Pentru a obține fuziunea, atunci aveți nevoie să aduceți nucleele implicate suficient de aproape încât forța reziduală puternică să depășească forța electrostatică încercând să le împingă.Și acest lucru necesită fie să faci o mulțime de muncă împotriva forței electrostatice, fie tunelare cuantică – în special, fiecare nucleu are o funcție de undă pentru poziția sa, la fel cum electronii care atârnă în jurul unui nucleu dintr-un atom o fac pozițiile lor nu sunt complet bine definite și această funcție de undă se extinde, chiar și la separare, în regiunea în care cele două nuclee sunt suficient de apropiate pentru a se contopi, ceea ce înseamnă că există probabilitatea de a fi avut efectiv fuziune până la momentul următorului ” măsurare”. (Același lucru este cum funcționează dezintegrarea radioactivă, aproximativ – funcția de undă a unor particule nucleare se extinde suficient în afara nucleului încât să poți detecta o particulă care pleacă cu o oarecare probabilitate. Și astfel le poți prelua cu un măsurător precum contorul Geiger.)

Acum, pe măsură ce le apropiați, puteți obține funcțiile de undă pentru a atinge regiuni de amplitudine mai mare și, astfel, o probabilitate mai mare mai des și, astfel, o șansă mai bună de fuziune. Problema este, desigur, că „lucrați împotriva respingerii electrostatice și, astfel, pentru a-i face să se apropie suficient de fiabil, aveți nevoie de multă forță pentru a-i uni, dar din cauza efectului de tunelare, nu la fel de mult ca dvs.” Aveam nevoie de aceste particule pur newtoniene.

Și cum generați mai multă forță? Există două moduri: una este creșterea temperaturii, făcându-i să se deplaseze mai repede și astfel să se apropie în virtutea energiei lor cinetice, iar alta este creșterea presiunii, împingându-le mecanic mai aproape între ele prin creșterea densității. reactorului, presiunile sunt foarte scăzute – aproape vid și, prin urmare, aproape singurul lucru cu care trebuie să lucrați este temperatura și, prin urmare, trebuie să fie foarte mare, de ex. 100 MK sau mai mult (megakelvini, sau milioane) de kelvini, aici. echiv. la grade C, deoarece compensarea Kelvin / Celsius este neglijabilă). Soarele, cu toate acestea, după cum ați observat, are o temperatură mai scăzută de 15 MK în centrul său. Motivul pentru care este capabil să funcționeze este că are mult mai multă presiune – peste 30 PPa – care este de aproximativ 300 de miliarde de ori mai mare decât presiunea atmosferei Pământului și de 100 de milioane de ori presiunea la cele mai adânci părți ale oceanului Pământului (șanțul Marianas). Dacă ați avea acest tip de presiune într-un reactor de fuziune nucleară la temperatura de 100 MK +, ar deveni o bombă H – și tocmai de aceea (pe lângă temperatură) aveți nevoie de o bombă de fisiune pentru a construi o bombă H: aceasta nu numai că va încălzi combustibilul la temperatura necesară, ci îl va comprima dramatic.

Un alt factor de subliniat este nucleul Soarelui și reactorul de fuziune sau bomba H nu sunt același lucru în termeni reacției pe care o folosesc: un reactor și o bombă sintetice folosesc fuziunea deuteriu sau fuziunea deuteriu-tritiu (DT), în timp ce Soarele folosește ciclul proton-proton (PP) care este alimentat de hidrogen comun, adică un proton numai în nucleu, comparativ cu deuteriul mai puțin comun, adică un proton și un neutron. Fuzionarea a doi protoni este foarte dificilă, deoarece un proton cu altul nu este stabil (repulsie ridicată), dar un proton și un neutron sunt, și singura cale proton-proton este fuziunea se poate întâmpla dacă interacțiunea forței slabe este declanșată în același timp pentru a ajunge la deuteriu de convertind unul la un neutron (decăderea beta-minus coincidentă cu fuziunea), iar probabilitatea atât pentru ȘI tunelarea necesară este într-adevăr foarte mică. Deci, chiar și în condițiile puternice de fuziune ale Soarelui, de fapt, ratele de fuziune sunt foarte mici comparativ cu cele dintr-un reactor artificial și sunt mult, mult mai mici decât într-o bombă. (Viteza de fuziune asemănătoare unei bombe poate în natură – dar nu este vorba de stele cu hidrogen, ci mai degrabă de pitici albi carbon-oxigen (sau similari) care acumulează material de la un tovarăș stelar până când sunt comprimați sub limita lor Chandrasekhar și încep să se prăbușească. Când se întâmplă acest lucru, carbonul și oxigenul se fuzionează la nivelurile bombei și totul detonează la fel cum o bombă face doar cu o energie mult mai mare datorită incalculabil mai mult combustibil (deși combustibilul CO este mai puțin energetic decât hidrogenul și / sau combustibilul deuteriu / deuteriu-tritiu). explozia se numește supernova de tip Ia – și au o luminozitate destul de uniformă, care le permite utilizarea lor ca așa-numitele „lumânări standard” pentru a găsi distanța față de obiectele îndepărtate, cum ar fi galaxiile din cosmosul profund, și astfel sunt cruciale pentru studiile noastre cosmologice.)

Nu comparați ca like cu like. Fuziunea nucleară în Soare este extrem de ineficientă, generând doar 250 de wați pe metru cub la aceste temperaturi.

Pentru ca fuziunea nucleară să fie viabilă ca sursă de energie terestră, trebuie să procedeze mult mai repede și, prin urmare, necesită temperaturi mai ridicate. .

Comentarii

• Nu compar ambele pentru eficiență, doar modul în care soarele poate realiza fuziunea nucleară la 15 milioane de grade când este de 100 de milioane de grade necesar pentru proces, din ceea ce pot cerceta, este că masa soarelui și / gravitația comprimă miezul care face acest lucru.
• @ C.Jordan Trebuie să fii mai specific. Ce proces credeți că are nevoie de 100 de milioane de grade pentru a continua, în orice caz? Fuziunea hidrogenului ar avea loc pe Pământ la temperaturi chiar mai scăzute de 15 milioane dacă ar putea fi limitată suficient de mult timp, dar nu la o rată care a fost utilă.
• @ C.Jordan, 100M este aproximativ ceea ce este necesar pentru ata de producție utilă într-o centrală terestră. Încă ar exista o producție minimă la 15 milioane, dar cantitatea este prea mică pentru a se deranja. ‘ Nu este ca 100M să fie o poartă de la care începe producția.
• Tunelarea cuantică este necesară chiar și așa, așa cum spune răspunsul de probable_someone.

Pentru arderea cu fuziune nucleară autosusținută, analiza energiei are ca rezultat așa-numitul Criteriul Lawson , care este o condiție necesară pentru arderea de auto-susținere prin fuziune (aprindere), $$ n \ tau \ geq L \ left (T \ right) \ ,, $$ unde $ n $ este densitatea plasmei și $ \ tau $ este timpul de limitare a energiei.

Partea dreaptă este o funcție a temperaturii $$ L \ left (T \ right) = \ frac {12 k_B T} {E _ {\ text {ch}} \ left < \ sigma v \ right >} $$ unde $ E _ {\ text { ch}} $ este energia produselor încărcate de reacție de fuziune și $ \ sigma $ este secțiunea transversală a reacției de fuziune și depinde puternic de tipul de reacție nucleară utilizată, adică H + H sau D + T etc.

Pentru orice reacție nucleară anume, $ L \ left (T \ right) $ ar avea un minim (unde secțiunea de reacție $ \ sigma $ este maximizată) care este cel mai bun punct de operare. Se pare că reacția D + T permite realizarea celui mai mic $ L \ left (T \ right) $ la punctul său minim ($ \ sim {10} ^ {8} \, \ mathrm {K} $ în acest caz ). Prin urmare, reacția D + T și temperatura $ {10} ^ {8} \, \ mathrm {K} $ sunt luate în considerare astăzi în principal pentru proiectarea de dispozitive de fuziune (inclusiv fuziune de confinare inerțială, adică arme), folosind această reacție de fuziune la acest moment temperatura face cele mai ușoare condiții pentru realizarea unei fuziuni (sau aprindere) autosustenabile.

Cu toate acestea, dacă o dimensiune a sistemului este mare, atunci timpul de închidere $ \ tau $ poate fi uriaș, iar apoi fuziunea autosusținută arderea poate fi realizată utilizând alte reacții de fuziune decât D + T și care nu funcționează neapărat la punctul minim al funcției corespunzătoare $ L \ left (T \ right) $.

Deci, diferența cheie dintre Sun și considerate în prezent dispozitive de fuziune concepute de om este că dimensiunea mare a Soarelui permite obținerea unei arsuri de fuziune autosusținute utilizând o reacție de fuziune cu o rată de producție de energie scăzută. = „comments”>

Răspunsul lui Pribably_someone este în regulă. Vreau doar să adăugați aici un link care este util în înțelegerea mecanismelor, deoarece comentariile ar putea dispărea fără avertisment.

Pentru a realiza fuziunea nucleară, particulele implicate trebuie mai întâi să depășească repulsia electrică pentru a se apropia suficient de mult de forța nucleară atractivă pentru a prelua pentru a contopi particulele. Acest lucru necesită temperaturi extrem de ridicate, dacă temperatura este luată în considerare numai în proces. În cazul ciclului protonic în stele, această barieră este pătrunsă prin tunelare, permițând procesul să procedăm la temperaturi mai scăzute decât cele care ar fi necesare la presiuni atinse în laborator.

italic mine

Temperatura de fuziune obținută prin stabilirea energiei termice medii egală cu bariera de coulomb dă o temperatură prea ridicată, deoarece fuziunea poate fi inițiată de acele particule care sunt în afara coada energetică a distribuției maxwelliene a energiilor particulelor. Temperatura critică de aprindere este redusă în continuare de faptul că unele particule care au energii sub bariera coulombului pot face tunel prin barieră.