Energia termojądrowa.pdf

ROZDZIAŁ XI. ENERGIA TERMOJĄDROWA

1. Synteza jądrowa 1

Myśl, iż energia emitowana przez Słońce może być związana z oddziaływaniem cząstek

subatomowych została wyrażona po raz pierwszy przez angielskiego astronoma

A.S.Eddingtona (1882-1944; rys. 11.1) około roku 1920. To on pierwszy obliczył, że

potrzebne temperatury i gęstości dla reakcji jądrowych, w których wyzwala się energia

słoneczna, są nieporównanie wyższe niż znane na Ziemi. Z kolei odkrycie w 1929 r. przez

amerykańskiego astronoma H.N.Russela (1877-1957; rys. 11.1), że wodór nie stanowi, jak

wówczas uważano, 80% objętości materii słonecznej, ale należy przyjąć, że zajmuje on tylko

60% tej materii, oznaczało, że jeśli energia bierze się z reakcji jądrowych, to wodór musi w

nich uczestniczyć i to w znacznym stopniu. Rozpracowanie właściwego przebiegu reakcji

syntezy i wyjaśnienie historii Słońca zajęło jednak kolejne 10 lat. Obecnie wierzymy, że w

każdej sekundzie 657 milionów ton wodoru ulega syntezie do helu (tworzy się 653 miliony

ton helu), a przemianie tej towarzyszy utrata masy wynosząca 4,6 milionów ton 2 . Ta

brakująca masa nukleonów przekształcana jest na energię promieniowania - dzięki temu

Słońce świeci.

Rys. 11.1 Arthur Stanley Eddington (z lewej), Henry Norris Russel (w środku) i Marcus

Laurence Elwin Oliphant (z prawej)

Na Słońcu zachodzą m.in. następujące reakcje:

1 H + 1 H → 2 H (w innym zapisie: p + p → d)

2 H + n → 3 H (w innym zapisie: d + n → t)

2 H + 3 H → 4 He + n

(11.1)

1 Podziękowania należą się dr M.Rabińskiemu za konsultacje tekstu i użyczenie swej prezentacji. Ponadto

korzystamy tu obszernie z materiału edukacyjnego zamieszczonego na stronie www.ipj.gov.pl : Czym się

zajmuje fizyka i technika jądrowa?

2 Ocena tych mas powstała w oparciu o przyjęcie średniej energii reakcji 27,7 MeV

2 H + 2 H → 4 He

4 He + 4 He + 4 He → 12 C

Historycznie biorąc, pierwszą reakcję syntezy zauważył w roku 1934 Ernest Rutherford (rys.

1.7) oraz fizyk australijski M.L.E.Oliphant (1901-2000; rys. 11.1). W reakcji tej następowała

synteza jąder deuteru i otrzymywało się tryt:

(11.2)

Reakcja syntezy (fuzji) jądrowej polega na połączeniu się dwóch lekkich jąder w jedno

cięższe, czemu towarzyszy oczywiście defekt masy. Wiemy, że zmiana masy może zostać

przekształcona w energię promieniowania. Reakcje te, zwane także termojądrowymi, to

typowe reakcje zachodzące w Słońcu i innych gwiazdach. Niezwykle w nich wysokie

temperatury i wysokie ciśnienia prowadzą do powstania szczególnego stanu materii

całkowicie zjonizowanej - zwanego plazmą , utrzymywaną siłami grawitacyjnymi.

Reakcja syntezy, w której wyzwala się stosunkowo duża ilość energii (27,7 MeV), polega na

przereagowaniu czterech protonów i utworzeniu jądra helu (cząstki α). Ponieważ syntezie

ulegają izotopy wodoru, a wodór znajduje się wszędzie w naszym otoczeniu, idea

otrzymywania energii z syntezy wodoru jest niezwykle atrakcyjna: stwarza ona nadzieję na

niemal nieograniczone źródło energii dla przyszłych pokoleń. Zwykłe reguły

prawdopodobieństwa mówią jednak, że jednoczesne zderzenie czterech protonów jest nawet

w warunkach panujących na Słońcu czymś bardzo rzadkim i w takim razie synteza helu

powinna zachodzić częściej w inny sposób. Istotnie, w gwiazdach, w których temperatura

wnętrza przewyższa ok. 15 mln K podstawowym źródłem energii jest wystąpienie reakcji

cyklicznej, tzw. cyklu protonowo-protonowego :

p + p → d + β +

d + p → 3 He

(11.3)

Możliwy jest także tzw. cykl Bethego (patrz także dalej), będący cyklem węglowo-azotowo-

tlenowym (CNO – od ang. Carbon-Nitrogen-Oxygen ), w którym niejako węgiel jest z jednej

strony odtwarzany, z drugiej zaś spalany jest na hel –popiół w następującej sekwencji reakcji:

12 C + p → 13 N *

13 N * → 13 C (rozpad β + )

13 N + p → 14 O *

14 O * → 14 N (rozpad β + )

13 C + p → 14 N

(11.4)

Cykl ten przedstawiony jest też w formie diagramu na rys. 11.2. Wywołanie reakcji syntezy

na Ziemi nie jest łatwe. By je zainicjować w wysokiej temperaturze należy mieć na uwadze,

że należy dysponować niezwykle wysoką temperaturą, rzędu kilkuset milionów stopni, a gdy

się już otrzyma taką gorącą plazmę, należy umieć ją utrzymać.

2 H + 2 H → 3 H + 1 H

2 3 He → 4 He + 2p

14 N + p → 15 O *

15 O * → 15 N (rozpad β + )

15 N + p → 12 C + 4 He

12 C

15 N

13 N *

14 O *

15 O *

13 C

14 N

Rys.11.2 Cykl węglowo – azotowo - tlenowy

Reakcja syntezy przebiega niejako odwrotnie do reakcji rozszczepienia jądrowego. W tej

ostatniej, z jądra o większej masie tworzone są jądra o masach mniejszych, a suma ich mas

jest mniejsza od masy jądra wyjściowego. W reakcji syntezy masa cięższego jądra jest

mniejsza od początkowych mas lżejszych jąder. Łatwo zauważyć, że aby zapoczątkować taką

reakcję energie zderzających się ąder (cząstek o ładunku dodatnim!) muszą być

wystarczająco wysokie, by przezwyciężyć odpychanie elektrostatyczne. Aby utworzyć atomy

helu, powiedzmy z syntezy deuteru i trytu (trzecia reakcja w (11.1)), oba jądra muszą

znajdować się w warunkach ekstremalnie wysokiej temperatury i wysokiego ciśnienia. W

opisanej tu reakcji tworzy się neutron o wysokiej energii, która zmniejsza się dzięki

zderzeniom neutronu z otoczeniem. Przekazywaną energię można przekształcić w energię

cieplną potrzebną do wytworzenia pary, a ta następnie będzie mogła poruszać turbinę i

generator prądu elektrycznego. Neutrony wytwarzane w reakcji syntezy można też

wykorzystać do produkcji paliwa reaktorowego ze zubożonego uranu, tj. uranu zawierającego

mniej izotopu uranu-235 niż w uranie naturalnym (0,72%). Łatwo się też domyśleć, że

reakcja ta może zostać wykorzystana w tworzeniu broni jądrowej.

W praktyce możemy myśleć o wykorzystaniu reakcji syntezy lekkich jąder podanych w

Tabeli 11.1:

Tab. 11.1 Typowe reakcje syntezy jądrowej

D + D → T + H + 4,04 MeV

D + D → 3 He + n + 3,27 MeV

D + T → 4 He + n + 17,58 MeV

D + 3 He → 4 He + n + 18,37 MeV

T + T → 4 He + 2n + 11,31 MeV

H + 6 Li → 4 He + 3 He + 3,9 MeV

H + 11 B → 3( 4 He) + 8,68 MeV

D + 6 Li → 2( 4 He) + 22,3 MeV

Dla zainicjowania tych reakcji należy we wszystkich wypadkach przezwyciężyć odpychanie

kulombowskie między dwoma jonami - cząstki te muszą mieć więc wysoką początkową

energię kinetyczną (od kilku keV do kilkuset keV; pomijamy tu możliwość przeprowadzenia

reakcji syntezy jądrowej w niskich temperaturach metodą tzw. katalizy mionowej 3 ).

Podane w powyższej tabeli energie odpowiadają temperaturom rzędu 10 7 – 10 9 K. Lekkie

cząstki dość łatwo przyspieszyć do takich energii. Jednakże energia potrzebna do pracy

akceleratora znacznie przewyższałaby energię, którą otrzymalibyśmy z reakcji syntezy. Z

tego względu, aby inicjować reakcje syntezy należy wykorzystać inne podejście: energie

kinetyczne reagujących cząstek powinny być wynikiem wysokiej temperatury gazu takich

cząstek. W temperaturach rzędu dziesiątków i setek milionów stopni, elektrony są odrywane

od atomów, reagujące cząstki istnieją więc jako gorąca plazma 4 . I dlatego też mówimy o

reakcji termojądrowej i plazmie wysokotemperaturowej. Choć plazma ta silnie promieniuje,

energia tracona na promieniowanie maleje w miarę wzrostu temperatury i energii z reakcji

termojądrowych. Temperatura, w której straty energii są równe energii wydzielanej nazywana

jest temperaturą zapłonu plazmy . Dla reakcji d-d wynosi ona ok. 350 mln K, a dla d-t ok. 45

mln K.

Choć w tym rozdziale będziemy mówili głównie o plazmie wysokotemperaturowej warto

zwrócić uwagę, że pojęcie plazmy jest dość szerokie. Na rys. 11.3 pokazujemy 5 różne rodzaje

plazmy w zależności od gęstości cząstek naładowanych i temperatury.

Kończąc ten paragraf warto poświęcić trochę uwagi niezwykłym własnościom plazmy, które

uzasadniają nazywanie jej czwartym stanem skupienia materii . Po pierwsze, należy zdać sobie

sprawę z tego, że konsekwencją istnienia rozsuniętych ładunków dodatnich i ujemnych jest

3 Gdy elektrony w atomach deuteru zastąpimy ujemnie naładowanymi mionami, będącymi 207 razy cięższymi

od elektronów, promień powstałego atomu ("deuteru mionowego") będzie odpowiednio mniejszy od promienia

atomu deuteru. Taki mały atom może się łatwiej zbliżyć do innego atomu deuteru i zainicjować reakcję syntezy.

Mówimy tu o reakcji syntezy katalizowanej mionami.

4 Stan skupienia materii, na ogół silnie zjonizowany gaz, w którym suma ładunków ujemnych swobodnych

elektronów i jonów jest kompensowana przez identyczną sumę ładunków jonów dodatnich. Równowaga ta

obowiązuje globalnie, ale nie lokalnie, stąd też mówimy o kwazineutralności ładunkowej plazmy. Plazmę

czasem nazywamy, ze względu na jej specyficzne własności, czwartym stanem skupienia materii. Pojawia się

ona w przestrzeni międzygwiezdnej, w jonosferze ziemskiej, płomieniu, wyładowaniach jarzeniowych i łuku

elektrycznym. Wytwarzamy ją także w warunkach ekstremalnie wysokich temperatur i ciśnień - w badaniach

nad reakcjami termojądrowymi.

5 Z prezentacji dr M.Rabińskiego w 2006 r. za pozwoleniem Autora

powstawanie w ośrodku pól elektrycznych tym silniejszych im gęstość plazmy jest większa.

Powstawanie tego pola stabilizuje plazmę. Rozpatrzenie elektrodynamicznych własności

plazmy pokazuje, ze generowane są w niej charakterystyczne oscylacje o częstościach

zależnych od gęstości elektronów plazmy, a po przyłożeniu doń pola magnetycznego

powstają podłużne fale magnetohydrostatyczne – tzw. fale van Alphéna , które rozchodzą się

w kierunku przyłożonego pola i fale magnetoakustyczne , które rozchodzą się w kierunku

prostopadłym do pola magnetycznego.

Rys. 11.3 Różne rodzaje plazm. O plazmie utrzymywanej magnetycznie i inercyjnie

będziemy mówili w kolejnych paragrafach.

Po drugie, plazma promieniuje, a widmo promieniowania zależy od temperatury i stopnia

jonizacji plazmy. W wysokich temperaturach promieniowanie to pochodzi w znacznej mierze

z rekombinacji elektronów i jonów dodatnich oraz hamowania swobodnych elektronów w

polu elektrycznym jonów. Taka plazma także pochłania promieniowanie z tego samego

zakresu widmowego. W istocie rzeczy, łagodna temperatura na Ziemi jest skutkiem

pochłaniania promieniowania słonecznego z najgorętszych warstw Słońca w plazmie Słońca.

Do Ziemi dociera jedynie promieniowanie z warstw zewnętrznych.

Trzecią cechą, na którą warto zwrócić uwagę jest naturalna zdolność przewodzenia prądu,

odróżniająca plazmę od zwykłego gazu. Opór elektryczny plazmy jednak nie rośnie ze

wzrostem temperatury, jak w typowych przewodnikach, ale maleje jak T -3/2 . Stąd też bierze

się nadzwyczajnie niski opór plazmy wysokotemperaturowej.

Plik z chomika:

Inne pliki z tego folderu:

Inne foldery tego chomika: