Fusion-about the chart - Contemporary Physics Education Project
fusion technology energy graph
Nuclear Fusion
Posted on 2012-01-31
Do the Math
Using physics and estimation to assess energy, growth, options—by Tom Murphy
Proč je jaderná fúze tak těžká
Jaderná fúze znamená, že se lehká atomová jádra spojí do těžšího jádra. Právě tak vzniká energie ve Slunci. Problém je v tom, že jádra atomů, například protony ve vodíku, mají kladný elektrický náboj. A dva kladné náboje se navzájem odpuzují.
Této překážce se říká Coulombova bariéra. Je to elektrické odpuzování, které brání protonům dostat se k sobě dost blízko.
Aby fúze nastala, protony se musejí přiblížit na vzdálenost přibližně 10⁻¹⁵ metru. To je jeden femtometr, tedy asi velikost atomového jádra. Teprve na tak malé vzdálenosti začne být důležitá silná jaderná síla, která umí částice spojit. Dokud jsou protony dál od sebe, převládá elektrické odpuzování.
Kdybychom uvažovali jen klasickou fyziku, protony by musely letět obrovskou rychlostí — řádově desítky milionů metrů za sekundu. To odpovídá teplotám v řádu miliard stupňů. Navíc nestačí, aby byly rychlé. Musejí se také srazit téměř přesně čelně. Když se minou jen trochu, elektrické odpuzování je odkloní a fúze nenastane.
Ve skutečném světě ale pomáhá ještě kvantové tunelování. To je jev, při kterém se částice může s malou pravděpodobností dostat přes bariéru, i když podle klasické fyziky nemá dost energie. Díky tomu může fúze probíhat i při nižších teplotách než při čistě klasickém výpočtu. Neznamená to ale, že je fúze snadná. Znamená to jen, že není úplně nemožná.
Proto může fúze probíhat ve Slunci, i když jeho jádro má „jen“ asi 15 až 16 milionů stupňů, ne miliardy. Slunce to zvládá hlavně proto, že je obrovské.
V jádře Slunce je nesmírné množství protonů. Většina z nich nemá dost energie, aby se spojila. Ale protony nemají všechny stejnou rychlost. Některé jsou pomalejší, jiné rychlejší. Malá část protonů má výrazně vyšší energii než průměr. A protože je ve Slunci obrovské množství částic, občas se stane, že se dva protony potkají za vhodných podmínek.
První důležitý krok ve Slunci vypadá takto:
proton + proton → deuterium + pozitron + neutrino
Deuterium je těžší forma vodíku. Jeho jádro obsahuje jeden proton a jeden neutron. Aby vzniklo ze dvou protonů, musí se jeden z protonů přeměnit na neutron. To probíhá pomocí slabé jaderné interakce, a právě proto je tento krok velmi vzácný a pomalý.
Pak deuterium většinou zachytí další proton:
deuterium + proton → helium-3
A nakonec se dvě jádra helia-3 mohou spojit:
helium-3 + helium-3 → helium-4 + dva protony
Výsledkem je, že ze čtyř protonů nakonec vznikne jádro helia-4 a uvolní se energie.
Důležité je toto: ve Slunci neuspěje většina srážek. Ve skutečnosti je úspěšná jen nepatrná část z nich. Slunce ale obsahuje tolik částic a má tolik srážek každou sekundu, že i tato nepatrná pravděpodobnost stačí k obrovskému výkonu.
Řádově musí ve Slunci probíhat asi 10³⁸ úspěšných fúzních kroků za sekundu, aby vydávalo tolik energie, kolik opravdu vydává. To zní nepředstavitelně mnoho, ale vzhledem k množství částic ve slunečním jádře je to pořád jen malý zlomek všech možných srážek.
Stručně řečeno: fúze je těžká, protože protony se elektricky odpuzují. Slunce ji zvládá díky kombinaci vysoké teploty, obrovské hustoty, obrovského počtu částic a kvantového tunelování.
fúze
Žádné komentáře:
Okomentovat