Synteza termojądrowa

 

inne określenia: fuzja termojądrowa, reakcje termojądrowe

Reakcje termojądrowe to zachodzące w wysokiej temperaturze i związane z wydzielaniem się znacznych energii reakcje łączenia się jąder pierwiastków lekkich w jądra pierwiastków cięższych. Ponieważ dodatnio naładowane jądra działają na siebie siłami odpychania elektrostatycznego, tylko cząstki o dużych energiach kinetycznych mogą to odpychanie przezwyciężyć i zbliżyć się do siebie na taką odległość, aby mogła zajść reakcja syntezy. Dlatego reakcje termojądrowe mogą zachodzić jedynie w odpowiednio wysokich temperaturach. Im większe ładunki jąder, tym silniejsze ich wzajemne odpychanie i tym wyższa temperatura, w jakiej zaczynają zachodzić reakcje syntezy.

W odróżnieniu od reakcji rozszczepienia jądra atomowego, gdzie np. neutron rozbija ciężkie jądro (np. uranu), tutaj mamy do czynienia z łączeniem się jąder lekkich.

Energia kinetyczna potrzebna do wywołania reakcji fuzji rośnie wraz z ładunkiem jądra (z liczbą protonów w jądrze). Dlatego najłatwiej jest doprowadzić do reakcji jąder o niewielkich liczbach atomowych. Ciężkie jądra mają większe bariery kulombowskie (bo mają więcej protonów) i temperatury konieczne do wywołania reakcji syntezy muszą być znacznie większe. To powoduje, że najbardziej wydajne są reakcje termojądrowe z udziałem wodoru i jego izotopów: deuteru i trytu. Przykładowe reakcje syntezy pomiędzy jądrami izotopów wodoru przebiegają według następujących schematów:

D+T→⁴He+n+17.6MeV

D+D→³He+n+3.25MeV

D+D→T+p+4.03MeV

Rys. 1. Schematy reakcji syntezy pomiędzy jądrami izotopów wodoru (Ostatni przykład przedstawia reakcję syntezy deuteru z litem-6) (rysunek pochodzi z książki "Energia jądrowa i promieniotwórczość", A. Czerwiński, Oficyna Edukacyjna Krzysztof Pazdro, Warszawa 1998, http://www.pazdro.com.pl/)

Energia wydzielana w reakcjach syntezy jest unoszona w postaci energii kinetycznej produktów reakcji, przy czym znacznie większa jej część jest unoszona przez cząstkę lżejszą, tj. przez neutron lub proton.

Schematycznie reakcje jądrowe zapisujemy w następujący sposób:

A+a→B+b

lub

A(a,b)B

Definiujemy tzw. ciepło reakcji:

Q≡[m_A+m_a-m_B-m_b]c²

gdzie:

m – masy jąder

c- prędkość światła w próżni

Reakcje dla których ciepło reakcji Q jest dodatnie (energia wydziela się podczas reakcji) nazywane są reakcjami egzoenergetycznymi (Q>0), a te, w których ciepło jest ujemne endoenergetycznymi (Q<0). Aby zaszła reakcja endoenergetyczna musimy dostarczyć energię.

Temperatura T jest związana z energią E poprzez stałą Boltzmanna k:

E=kT

gdzie:

E – energia

T – temperatura

k – stała Boltzmanna

Z powyższej relacji mamy następujący związek:

1K≈10^-10MeV

Rys. 2. Defekt masy dla helu-4 i litu-7. (defekt masy: patrz artykuł: reakceje rozszczepienia) (rysunek pochodzi z książki "Energia jądrowa i promieniotwórczość", A. Czerwiński, Oficyna Edukacyjna Krzysztof Pazdro, Warszawa 1998, http://www.pazdro.com.pl/)

Reakcje termojądrowe odgrywały i nadal odgrywają bardzo ważną rolę w historii Wszechświata. To właśnie w wyniku reakcji termojądrowych powstały pierwsze pierwiastki we Wszechświecie. Pierwotna produkcja jąder atomowych (pierwotna nukleosynteza) mogła się zacząć dopiero wtedy, gdy temperatura wszechświata spadła w wyniku rozszerzania się do tak niskiej, że energia ruchu termicznego związana z nią zaczęła być niższa od energii wiązania najsłabiej związanego, stabilnego lekkiego jądra. Takim jądrem jest deuteron (stan związany protonu i neutronu).

Stało się to około 200 sekund po Wielkim Wybuchu. Wtedy w reakcji:

n+p→D+γ

powstawały deuterony.

Oczywiście reakcja ta musiała zachodzić szybciej niż do niej odwrotna:

D+γ→n+p,

która powodowała rozbijanie deuteronów z powrotem na protony i neutrony. Potem w wyniku kolejnych reakcji powstawały najlżejsze pierwiastki we Wszechświecie. Obecnie uważa się, że w tzw. pierwotnej nukleosyntezie do chwili obecnej dotrwały jądra: deuteru, ³He, ⁴He, oraz jądra litu (głównie ⁷Li) i śladowe ilości Be i B.

 

Synteza termojądrowa jest też źródłem energii gwiazd, w tym naszego Słońca. To w gwiazdach produkowane są wszystkie pierwiastki, aż do żelaza włącznie, które jest najsilniej związanym jądrem. Cięższe powstają podczas wybuchów Supernowych.

Głównym źródłem energii gwiazd jest tzw. cykl protonowo-protonowy (pp), który przebiega w następujący sposób:

p+p→D+e⁺+v_e Q=0.42MeV (2x)

p+D→³He+γ Q=5.49MeV (2x)

³He+³He→p+p+⁴He (α) Q=12.86MeV

e⁺+e^-→2γ Q=1.02MeV (2x)

Ten powyższy to tzw. ppI. Istnieją jeszcze cykle ppII i ppIII, które różnią się niektórymi reakcjami. Jednak w stanie końcowym także mamy ⁴He, czyli cząstkę α.

Czyli w wyniku połączenia się czterech protonów dostajemy jądro ⁴He. Schematycznie można to przedstawić w następujący sposób:

4p→⁴He+2e⁺+27.6MeV

Tuż po Wielkim Wybuchu we Wszechświecie istniał praktycznie tylko wodór i hel oraz śladowe ilości litu. Dlatego pierwsze gwiazdy składały się głównie z wodoru i helu. W gwiazdach, w których istnieją już jądra węgla ¹²C spalanie wodoru na hel może zachodzić nie tylko w wyniku cyklu proton-proton, ale także w tzw. cyklu CNO, który przebiega w następujący sposób:

p+¹²C→¹³N+γ

¹³N→¹³C+e⁺+v

p+¹³C→¹⁴N+γ

p+¹⁴N→¹⁵O+γ

¹⁵O→¹⁵N+e⁺+v

p+¹⁵N→¹²C+⁴He

Jak widać na końcu z powrotem mamy jądra ¹²C. Pełnią więc one rolę katalizatora. I tak jak w cyklach pp mamy cząstkę α, czyli jądro ⁴He.

Dla przykładu w naszym Słońcu 90% energii produkowanej jest przez ppI, ok. 9% przez ppII i ppIII, przy czym ppII przeważa. Tylko około 1% zachodzi przez cykl CNO.

Oczywiście w gwiazdach są produkowane także cięższe pierwiastki, aż do żelaza włącznie. Skład chemiczny gwiazdy i zachodzące w niej procesy zależą od tego na jakim etapie ewolucji znajduje się gwiazda. Po spalaniu wodoru następuje spalanie helu. Jest to możliwe dzięki:

W wyniku tego powstają jądra ¹²C. Po utworzeniu się odpowiedniej ilości jąder ¹²C zaczynają one w zderzeniach z jądrami ⁴He produkować ¹⁶O. Przyłączanie kolejnych cząstek α (⁴He) do jąder tlenu prowadzi do syntezy kolejnych pierwiastków: Ne, Mg, Si itd., aż do żelaza włącznie.

Po utworzeniu jąder żelaza (lub sąsiednich) dalsze przyłączanie protonów lub cząstek α jest procesem endoenergetycznym (Q<0), a więc wymaga dostarczenia większych ilości energii. Należy pamiętać, że oprócz ujemnego ciepła reakcji musi być jeszcze pokonana bariera kulombowska, a jądra żelaza mają 56 protonów, które są dodatnio naładowane. W związku z tym najbardziej prawdopodobnymi rekcjami prowadzącymi do powstania jąder cięższych od żelaza są reakcje przyłączania neutronów. Neutrony nie posiadają ładunku elektrycznego i dlatego nie czują bariery kulombowskiej! Duże strumienie neutronów powstają podczas wybuchów Supernowych. Rozróżnia się dwa główne procesy, które prowadzą do powstania jąder cięższych od żelaza: proces s i proces r.

Rys. 3. Schemat powstawania Supernowej (rysunek pochodzi z książki "Energia jądrowa i promieniotwórczość", A. Czerwiński, Oficyna Edukacyjna Krzysztof Pazdro, Warszawa 1998, http://www.pazdro.com.pl/)

Na Ziemi opanowano niekontrolowaną reakcję termojądrową realizowaną w bombie wodorowej. Podstawowe reakcje jakie zachodzą w bombie wodorowej to:

T+D→⁴He+n+17.6MeV

n+⁶Li→⁴He+T+4.8MeV

Rys. 4. Schemat budowy bomby wodorowej. (rysunek pochodzi z książki "Energia jądrowa i promieniotwórczość", A. Czerwiński, Oficyna Edukacyjna Krzysztof Pazdro, Warszawa 1998, http://www.pazdro.com.pl/)

 

Rys. 5. Schemat artyleryjskiego pocisku neutronowego. (rysunek pochodzi z książki "Energia jądrowa i promieniotwórczość", A. Czerwiński, Oficyna Edukacyjna Krzysztof Pazdro, Warszawa 1998, http://www.pazdro.com.pl/)

Używa się w niej związków deuteru i trytu z litem w postaci wodorków litu: deuterek litu i trytek litu. Zastosowanie ⁶Li ma tę podstawową zaletę, że po napromienianiu neutronami produkuje on tryt w reakcji:

n+⁶Li→⁴He+T+4.8MeV

Rys. 6. Schemat syntezy termojądrowej przy zastosowaniu deuterku litu. (rysunek pochodzi z książki "Energia jądrowa i promieniotwórczość", A. Czerwiński, Oficyna Edukacyjna Krzysztof Pazdro, Warszawa 1998, http://www.pazdro.com.pl/)

Temperaturę potrzebną do zapoczątkowanie reakcji termojądrowych w bombie wodorowej wytwarza wybuch bomby atomowej (rozszczepieniowej) – implozja radiacyjna.

Rys. 7. Schemat rozprzestrzeniania się opadów promieniotwórczych w bombie atomowej (po lewej stronie) i w bombie wodorowej (po prawej stronie). (W bombie atomowej eksplozja następuje w wyniku rozszczepienia jąder pierwiastków ciężkich (uran, pluton), a w bombie wodorowej w wyniku syntezy pierwiastków lekkich (izotopy wodoru: deuter i tryt)) (rysunek pochodzi z książki "Energia jądrowa i promieniotwórczość", A. Czerwiński, Oficyna Edukacyjna Krzysztof Pazdro, Warszawa 1998, http://www.pazdro.com.pl/)

Obecnie na świecie trwają już od kilkudziesięciu lat intensywne prace nad opanowaniem kontrolowanej reakcji termojądrowej. W tym celu budowane są reaktory termojądrowe. To pozwoliłoby wykorzystywać „wodę” jako surowiec energetyczny. Biorąc pod uwagę ilość wodoru na Ziemi (Oceany) i jego powszechność występowania we Wszechświecie to praktycznie niewyczerpane źródło energii, które rozwiązałoby energetyczne problemy ludzkości! Należy przy tym pamiętać, że nie chodzi tu o spalanie wodoru w sensie chemicznym (łączenie z tlenem), ale o reakcje termojądrowe, w których izotopy wodoru łączą się w jądra helu. Ma to duże znaczenie, bo w reakcjach termojądrowychwydzielane energie są miliony razy większe niż te w reakcjach chemicznych. Dlatego nie ma się co martwić o to, że przestaną istnieć oceany. Przy obecnym zapotrzebowaniu ludzkości na energię, wodoru na Ziemi starczyłoby na wiele miliardów lat. Jest to więc właściwie źródło niewyczerpalne.

Reaktory termojądrowe mają wiele zalet:

- paliwo wykorzystywane w reaktorach termojądrowych występuje na Ziemi praktycznie w nieograniczonych ilościach

- reakcje termojądrowe nie powodują powstawania gazów cieplarnianych, nie stanowią więc zagrożenia klimatycznego tak jak ma to miejsce podczas spalania paliw kopalnych

- reakcje termojądrowe wytwarzają bardzo dużo energii, można więc je stosować w elektrowniach dużych mocy

- Brak promieniotwórczych produktów reakcji! Nie ma więc tu problemu z jakim mamy do czynienia w przypadku odpadów z reakcji rozszczepienia i przy spalaniu węgla, gdzie także mamy radioaktywne pierwiastki. (Na 1.5 mln ton węgla przypada 400 ton izotopów radioaktywnych).

- Nie ma potrzeby transportowania radioaktywnych materiałów na teren elektrowni termojądrowej, ponieważ radioaktywny tryt jest produkowany i wykorzystywany do reakcji fuzji wewnątrz reaktora

- Reakcje fuzji nie mogą wymknąć się spod kontroli jak to miało miejsce w przypadku reakcji rozszczepienia (Czarnobyl). Ilość paliwa, które jednorazowo znajduje się w reaktorze termojądrowym jest mała (rzędu 2 gramów). Uniemożliwia to także wykorzystywanie reaktorów termojądrowych do ataków terrorystycznych, ponieważ nie ma tam wielu ton radioaktywnych pierwiastków, które mogłyby się wydostać na zewnątrz.

W reaktorach termojądrowych do produkcji energii mają być wykorzystywane następujące reakcje:

D+T→⁴He+n+17.6MeV

n+⁶Li→⁴He+T+4.8MeV

n+⁷Li→⁴He+T+n-2.47MeV

Rozważa się też inne reakcje wykorzystujące ³He i ¹¹B. Jednak ze względu na dostępność paliwa najbardziej obiecujące są reakcje D i T. Uzyskanie deuteru np. z wody morskiej nie stanowi żadnego problemu technicznego i zapewnia praktycznie nieograniczone ilości tego paliwa (na 1m³ wody morskiej przypada 33g deuteru). Tryt możemy bardzo łatwo uzyskać bombardując jądra litu neutronami, które powstają podczas fuzji deuteru i trytu. Lit jest dosyć powszechny na Ziemi. Jest go dużo w skorupie ziemskiej i jego wydobycie jest stosunkowo łatwe.

Zrealizowanie kontrolowanej reakcji termojądrowej wymaga pokonania wielu trudności:

Konieczne jest wytworzenie bardzo wysokich temperatur, tak aby jądra mogły pokonać barierę odpychania elektrostatycznego i zbliżyć się na odległość działania sił jądrowych krótkiego zasięgu, prowadzących bezpośrednio do łączenia się jąder. Energie kinetyczne jąder konieczne do zapoczątkowania reakcji syntezy odpowiadają temperaturze: 4.5·10⁷K dla reakcji D+T→⁴He+n+17.6MeV i 4·10⁸K dla reakcji: D+D→³He+n+3.25MeV i D+D→T+p+4.03MeV. W takich wysokich temperaturach każda substancja jest w stanie całkowitej jonizacji, czyli składa się wyłącznie z naładowanych jąder oraz elektronów znajdujących się w szybkim, bezładnym ruchu. Taki stan nazywamy plazmą. Jest on też zwany czwartym stanem skupienia materii obok stałego, ciekłego i gazowego (Obecnie potrafimy wytworzyć więcej stanów skupienia materii.). I to właśnie plazma jest najbardziej rozpowszechnionym stanem występowania materii we Wszechświecie (ponad 99.9%).

Rys. 8. Schemat struktury gazu i plazmy. (rysunek pochodzi z książki "Energia jądrowa i promieniotwórczość", A. Czerwiński, Oficyna Edukacyjna Krzysztof Pazdro, Warszawa 1998, http://www.pazdro.com.pl/)

 

Rys. 9. Etapy tworzenia się plazmy z cząsteczek deuteru i reakcji termojądrowej. (rysunek pochodzi z książki "Energia jądrowa i promieniotwórczość", A. Czerwiński, Oficyna Edukacyjna Krzysztof Pazdro, Warszawa 1998, http://www.pazdro.com.pl/)

 

Rys. 10. Występowanie plazmy w przyrodzie oraz zakres badań nad plazmą. (rysunek pochodzi z książki "Energia jądrowa i promieniotwórczość", A. Czerwiński, Oficyna Edukacyjna Krzysztof Pazdro, Warszawa 1998, http://www.pazdro.com.pl/)

Aby w tak wysokich temperaturach ciśnienie plazmy nie było zbyt wysokie, jej gęstość powinna być w przybliżeniu równa 10^-4 gęstości atmosfery (10¹⁵ cząstek w 1cm³). W wysokiej temperaturze plazma silnie promieniuje, wskutek czego traci swą energię. Aby raz zapoczątkowana reakcja termojądrowa mogła przebiegać samoistnie, energia wydzielona w plazmie w postaci ciepła reakcji powinna przewyższać energię traconą. Jednym z najważniejszych warunków zrealizowania reakcji termojądrowej jest utrzymanie gorącej plazmy w ograniczonej objętości dopóty, dopóki znaczna część jąder nie weźmie udziału w reakcjach syntezy. Plazmę należy od ścianek odizolować, gdyż cząstki padające na ścianki tracą swą energię i plazma ulega ochłodzeniu. Rozwiązanie tego problemu polega na działaniu na cząstki naładowane odpowiednim polem magnetycznym. Jednakże nawet najlepsze pułapki magnetyczne utrzymują cząstki tylko w ciągu pewnego skończonego czasu. Parametrem charakteryzującym urządzenia tego typu jest iloczyn dwóch wielkości:

n·τ

gdzie:

n - gęstość plazmy

τ - czas utrzymania plazmy

Z tym parametrem związane jest tzw. kryterium Lawsona. Wyraża ono warunki przy których zachodzi zapłon plazmy, czyli podaje kiedy ciepło wydzielające się z reakcji fuzji wystarcza, aby utrzymać stałą temperaturę plazmy bez dostarczania energii z zewnątrz. Ma ono następującą postać:

n·τ≥10¹⁶s·cm^-3 dla reakcji D+D→³He+n+3.25MeV i D+D→T+p+4.03MeV

oraz

n·τ≥10¹⁴s·cm^-3 dla reakcji D+T→⁴He+n+17.6MeV

Dotychczas żaden reaktor termojądrowy na świecie nie spełnił kryterium Lawsona. Oczywiście od wielu lat potrafimy przeprowadzać kontrolowane reakcje termojądrowe w reaktorach, ale na razie bilans energetyczny jest ujemny. Więcej energii musimy włożyć niż jest wytwarzane w reakcjach fuzji. Aby mieć sprawnie działającą elektrownię termojądrową musimy mieć dodatni bilans energetyczny, czyli energia uzyskana z syntezy musi być większa od tej, którą włożyliśmy w rozgrzanie i utrzymanie plazmy w określonej temperaturze.

Innym problemem, który będzie trzeba rozwiązać, jest sposób odebrania i przetworzenia wydzielającej się w reaktorze termojądrowym energii, tak aby mogła ona zasilić np.: zakłady przemysłowe, czy duże osiedla.

Kontrolowana fuzja polega więc na inicjowaniu reakcji termojądrowych i podtrzymywaniu istnienia plazmy tak długo, aby można było wykorzystywać wytwarzaną energię. W tym celu plazma musi być uwięziona w taki sposób, aby nie spowodowała zniszczeń (kontakt ze ściankami reaktora), a wytwarzana w reakcjach energia mogła być odbierana i przekazywana do urządzeń, które przetworzą ją w sposób pozwalający na jej wykorzystywanie.

Istnieje kilka sposobów uwięzienia plazmy:

Dotychczas zbudowano wiele typów urządzeń, w których mają zachodzić reakcje termojądrowe. Testowano w nich różne metody zainicjowania reakcji fuzji. Dzisiaj uważa się, że najbardziej obiecujące są reaktory ITER I JET i przyszły DEMO. Szacuje się, że do 2050 roku na świecie będą pracować reaktory termojądrowe z dodatnim bilansem energetycznym i z możliwością praktycznego wykorzystywania energii przez nie produkowanej. Na razie trzeba jeszcze rozwiązać wiele problemów.

W gwiazdach nie ma tych problemów ze względu na ich ogromne masy i związane z nimi pola grawitacyjne. Zagęszczenie grawitacyjne materiału gwiazdy powoduje jej podgrzewanie, co oznacza, że rośnie średnia energia kinetyczna atomów. Jest ona na tyle duża, że mogą zachodzić reakcje termojądrowe. Innymi słowy wielka siła grawitacyjna wywołana wielką masą gwiazd utrzymuje w jednym miejscu plazmę wytwarzaną we wnętrzu gwiazdy i zapobiega ucieczce z plazmy produktów reakcji termojądrowych. Na Ziemi jest to nie możliwe do zastosowania, bo tylko masy rzędu mas gwiazd mogą wytworzyć odpowiednio silne pole grawitacyjne.

 

Literatura:

1. Słownik Fizyczny , Praca zbiorowa , Wydawnictwo "Wiedza Powszechna" , Warszawa 1984
2. Energia jądrowa i promieniotwórczość , A. Czerwiński , Oficyna Edukacyjna Krzysztof Pazdro , Warszawa 1998
3. Słownik Fizyki , Pod redakcją Alana Isaacsa , Prószyński i S-ka , Warszawa 1999
4. Elementy kosmologii , Leszek M. Sokołowski , ZamKor , Kraków 2005
5. Wczesny rozwój Wszechświata. Model Wielkiego Wybuchu , Lucjan Jarczyk , Wydawnictwa Naukowo-Techniczne , Warszawa 2010
6. Wstęp do fizyki jądra atomowego , A. Strzałkowski , Wydawnictwo Naukowe PWN , Warszawa 1979
7. Chemia jądrowa , W. Szymański , Wydawnictwo Naukowe PWN , Warszawa 1996
8. O fizyce i energii jądrowej , B. Dziunikowski , Wydawnictwa AGH , Kraków 2001
9. Co o promieniowaniu wiedzieć powinniśmy , W. Kusch , Dom Wydawniczy Bellona , Warszawa 1999
10. Energia jądrowa wczoraj i dziś , G. Jezierski , Wydawnictwo Naukowo-Techniczne , Warszawa 2005
11. Magiczny Tygiel, Marcus Chown, Wydawnictwo Zysk i s-ka, Poznań 2004
12. Fuzja - kawałek Słońca na Ziemi, Foton, nr 107/2009
13. ITER na rozdrożu, Marek Rabiński, Postępy Techniki Jądrowej tom 47 zeszyt 2 2004
14. Powstawanie pierwiastków we Wszechświecie, Lucjan Jarczyk, Foton nr 98/2007
15. Co dalej z syntezą termojądrową? Gerold Yonas, Świat Nauki , nr10 październik 1998
16. Skąd Słońce czerpie swą energię?, Zofia Gołąb-Meyer, Neutrino, nr 4/2009
17. http://users.uj.edu.pl/~ufkamys/BK/reakcje_tj.pdf
18. http://www.ifj.edu.pl/publ/reports/rep_pop/4.pdf?lang=pl
19. http://przyrbwn.icm.edu.pl/PFIZ/PDF/2008/pf59z3p102.pdf
20. http://www.ifj.edu.pl/pop/do/2008/ref/wykl_woz.pdf?lang=pl
21. http://www.if.pw.edu.pl/~pluta/pl/dyd/mtj/ITER-SJ.pdf

 

autor: Piotr Hytroś, Uniwersytet Jagielloński