REAKCJA SYNTEZY JĄDROWEJ

 

 

Zajmiemy się teraz innym rodzajem reakcji jądrowych, przy których wyzwalana jest jeszcze większa ilość energii - syntezą jądrową.

Od wielu wieków naukowcy zastanawiali skąd Słońce i inne gwiazdy czerpią swoją energię. Gdyby było to klasyczne spalanie, Słońce zgasłoby po niezbyt długim czasie. Odpowiedzi na to pytanie dostarczył w 1938 roku Hans Albrecht Bethe. Stwierdził on, że mechanizmem dostarczającym Słońcu energii jest właśnie synteza jądrowa.

Na czym ona polega?
Weźmy jądro helu i zmierzmy jego masę. Następnie weźmy dwa osobne protony i dwa osobne neutrony. Zważmy je. Wynik jest zaskakujący. Jądro helu waży mniej niż jego składniki ważone oddzielnie. Gdzie się podziała brakująca masa? (Czy to pytanie Ci coś przypomina?). Otóż, gdy dwa protony i dwa neutrony łączą się ze sobą, aby utworzyć jądro helu, wydziela się spora ilość energii. A jak wiemy energia powiązana jest z masą sławnym równaniem Einsteina. Część masy zamienia się więc w energię.

Właśnie dzięki reakcji syntezy gwiazdy produkują wystarczająco dużo energii, aby świecić miliardy lat. W ich wnętrzu łączą się lekkie jądra tworząc jądra pierwiastków cięższych. Przy okazji wydzielana jest ogromna ilość energii. W pierwotnym Wszechświecie (niedługo po Wielkim Wybuchu) istniały tylko dwa rodzaje pierwiastków: wodór i hel. Powstały pierwsze gwiazdy, w których zaczęła się reakcja syntezy. W końcu pierwsze gwiazdy umierały wyrzucając w przestrzeń atomy cięższych pierwiastków. Tworzyły się nowe gwiazdy, wokół których krążą planety zbudowane właśnie z tych cięższych pierwiastków. Na jednej z nich żyje człowiek, którego ciało składa się z atomów zsyntezowanych we wnętrzu gwiazd.

Reakcja syntezy może zachodzić jedynie w środowisku o bardzo wysokiej temperaturze i ciś nieniu. Atomy w takich warunkach są silnie zjonizowane i tworzą gorącą plazmę.

Od II wojny światowej trwają badania nad wykorzystaniem syntezy jądrowej na Ziemi. Niestety, aby doszło do zapoczątkowania takiej reakcji potrzebna jest ogromna temperatura. A więc aby uzyskać energię należy najpierw ją dostarczyć. Nie jest to większym kłopotem, gdy nie musimy kontrolować reakcji - powstały bomby wykorzystujące syntezę jądrową (bomby wodorowe), jednak do tej pory nie udało się skonstruować elektrowni wytwarzających prąd elektryczny w oparciu o tą reakcję. Prace wciąż trwają.

9 listopada 1991 roku w Anglii przeprowadzono eksperyment, w którym udało się zapoczątkować reakcję syntezy deuteru i trytu i utrzymać ją przez 2 godziny. Uzyskano dzięki niej moc w przybliżeniu 1 MW.

ZAPAMIĘTAJ:

	Reakcja syntezy jądrowej jest to rekcja łączenia się jąder lekkich w cięższe z wydzieleniem ogromnej ilości energii.
	Synteza jądrowa jest źródłem energii gwiazd.
	Synteza jest ona wykorzystywana w bombach wodorowych.
	Obecnie pracuje się nad wykorzystaniem syntezy jądrowej w celach pokojowych - jako źródła energii.

Energia termojądrowa

Energia jądrowa może się wyzwalać nie tylko w procesach rozszczepienia ciężkich jąder atomowych, ale również w reakcjach syntezy (tj. łączenia) jąder najlżejszych w jądra cięższe. Aby reakcja syntezy mogła dojść do skutku, jądra muszą pokonać siły wzajemnego odpychania elektrostatycznego i zbliżyć się na odległość rzędu 10^-12cm. W temperaturze pokojowej średnia energia kinetyczna ruchu cieplnego jąder atomowych jest zbyt mała, aby tego rodzaju reakcja mogła zachodzić. Natomiast w temperaturze wielu milionów stopni, jaka panuje np. we wnętrzu Słońca i innych gwiazd, energia ruchu cieplnego jest tak duża, że wystarcza do pokonania sił kulombowskich między jądrami, co umożliwia połączenie tych jąder. Procesy łączenia jąder atomowych, które zachodzą na skutek ruchów termicznych w bardzo wysokich temperaturach, nazywamy reakcjami syntezy termojądrowej, a wydzieloną w tych procesach energię - energią termojądrową.

W dostatecznie wysokich temperaturach następuje samorzutna jonizacja materii - atomy rozpadają się na dodatnio naładowane jony i swobodne elektrony, tworząc kwazineutralną mieszaninę - tzw. plazmę-Istotne jest, że dodatnie i ujemne cząstki występują w plazmie w takich proporcjach, że wypadkowy ładunek elektryczny jest równy zeru (kwazineutralność). W plazmie o niskiej temperaturze i małym stopniu jonizacji mogą występować atomy niezjonizowane (plazma niskotemperaturowa). W temperaturze wielu milionów stopni, w której mogą zachodzić reakcje termojądrowe, materia ulega całkowitej jonizacji, powstaje wówczas plazma wysokotemperaturowa - tzw. plazma gorąca.

W warunkach ziemskich plazmę spotyka się stosunkowo rzadko. Plazma o niskiej temperaturze występuje we wnętrzu płomienia, w iskrze lub łuku elektrycznym oraz w potężnych wyładowaniach atmosferycznych. Zewnętrzne warstwy atmosfery ziemskiej stanowi plazma o małej gęstości tworząca jonosferę. Ponad jonosferą istnieją obszary zawierające zjonizowaną materię, nazywane pasami van Allena, W obszarach międzygwiezdnych występnie również plazma o bardzo małej gęstości- Natomiast gorąca plazma występuje we wnętrzu miliardów gwiazd, w tym także naszego Słońca. Zatem tylko znikoma część materii we Wszechświecie występuje w trzech podstawowych stanach skupienia. Ponad 99,9% materii Wszechświata znajduje się w stanie zjonizowanym - stanowi plazmę, którą można uważać za odrębny stan materii.

W gorącej plazmie we wnętrzu gwiazd między cząstkami obdarzonymi wielką energią kinetyczną zachodzą reakcje syntezy termojądrowej. W reakcjach tych powstają nowe cięższe jądra atomowe, a jednocześnie wydzielane są ogromne ilości energii, której część dociera do nas w postaci promieniowania.

 

Reakcje przebiegające we wnętrzu gwiazd

Jako przykład zwykłej reakcji syntezy jądrowej rozpatrywać można przetworzenie czterech jąder wodoru (protonów) w jądro helu. Prawdopodobieństwo jednoczesnego zderzenia się czterech protonów jest jednak bardzo małe, nawet w warunkach jakie panują we wnętrzu gwiazd. Przetworzenie protonów w jądra helu możliwe jest poprzez szereg reakcji pośrednich, czyli w wyniku cyklicznej reakcji jądrowej, np, tzw. cyklu protonowo-protonowego, składającego się z następujących reakcji:

2¹H—²D+β⁺+γ
¹H+²D—³He+γ
2³He—⁴He+2¹H

lub

³He+⁴He—⁷Be
⁷Be+e^-—⁷Li
⁷Li+¹H—2⁷He

Obecnie uważa się, że energia wydzielona w reakcjach cyklu protonowo-protonowego jest głównym źródłem energii w gwiazdach, których temperatura wnętrza nie przekracza 15mln K.

Korzystając z terminologii chemicznej, można powiedzieć, że powyższe reakcje opisują proces "spalania" wodoru na hel. Wydajność energetyczna podanych reakcji syntezy wynosi ok. 26MeV na cykl, co oznacza, że ze spalenia l g wodoru można uzyskać ok. 6*10¹¹ dżuli energii. Omawiane cykle nie wyczerpują wszystkich możliwości. W temperaturach panujących we wnętrzach gwiazd przebiegać mogą również reakcje syntezy z udziałem innych pierwiastków lekkich, np. litu, berylu i boru-Produktem końcowym tych reakcji jest również hel, W temperaturze ok. 100mln K zachodzą także inne reakcje, np.

¹³C+⁴He—¹⁶0+n.

Powstające w wyniku takich reakcji swobodne neutrony mogą być pochłaniane przez jądra ciężkie, tworząc w ten sposób coraz cięższe jądra atomowe.

Znaczenie reakcji termojądrowych przebiegających na Słońcu

Omawiane procesy przebiegają bardzo powoli; we wnętrzu Słońca w ciągu jednego roku w procesach syntezy zużyte zostaje tylko jedno jądro na milion. Ze względu na ogromne rozmiary i masę Słońca, wystarcza to jednak do utrzymania odpowiedniej temperatury i pokrycia wszystkich strat energii związanych z promieniowaniem.

Aby ocenić znaczenie reakcji termojądrowych zachodzących we wnętrzu Słońca należy zauważyć, że prawie wszystkie zasoby energetyczne, z których korzystamy dotychczas na Ziemi, są pochodzenia słonecznego. Węgiel kamienny powstał ze szczątków roślin, które w minionych epokach wytworzone zostały w procesie fotosyntezy pod wpływem promieniowania. Z przemiany szczątków zwierzęcych i roślinnych, a więc pośrednio kosztem energii Słońca, powstała także ropa naftowa. Nawet energia wykorzystywana w hydroelektrowniach jest pochodzenia słonecznego, gdyż woda rzek pochodzi w większości z opadów atmosferycznych, a więc z pary wodnej, która powstaje głównie nad morzami, na skutek ogrzania ich przez Słońce. Podobnie jest z energią wiatrów- Można więc stwierdzić, że istnienie życia na Ziemi zależy w rzeczywistości od reakcji syntezy termojądrowej, które przebiegają nieustannie we wnętrzu Słońca - w ogromnym reaktorze termojądrowym o wymiarach liniowych rzędu 10⁵km, i temperaturze kilkunastu milionów K.

 

Reakcje syntezy termojądrowej możliwe do realizacji w warunkach ziemskich

W dążeniu do poznania praw natury i opanowania nowych źródeł energii badacze zaczęli się zastanawiać, czy reakcje termojądrowe można realizować na Ziemi. Okazało się, że w warunkach ziemskich dysponujemy doskonałym paliwem termojądrowym - ciężkimi izotopami wodoru - deuterem i trylem.

2 ²D—³T+p+4,0MeV
2² D—³He+n+3,2MeV
² D+³T—⁴He+n+17,6MeV
² D+³He—⁴He+p+18,4MeV

Podstawowym warunkiem realizacji reakcji syntezy termojądrowej jest wytworzenie odpowiednio wysokiej temperatury. Występuje tu pewna analogia do temperatury zapłonu paliwa chemicznego. Oczywiście z tą różnicą, że temperatura "zapłonu" reakcji termojądrowych jest o wiele wyższa, wynosi dziesiątki, a nawet setki milionów stopni. W tak wysokich temperaturach materia może istnieć tylko w postaci całkowicie zjonizowanego gazu, czyli gorącej plazmy. Taka gorąca plazma intensywnie promieniuje, z czym związane są duże straty energetyczne, Jednak w miarę podwyższania temperatury energia wydzielana z reakcji termojądrowych wzrasta szybciej niż energia tracona na promieniowanie (rys, 2)-W związku z powyższym za temperaturę zapłonu reakcji termojądrowych można uważać wartość temperatury, przy której energia wydzielana i tracona są sobie równe. W wypadku reakcji D—D temperatura ta wynosi 350mln K, a w przypadku reakcji d—T - 45mln K.

 

Możliwości pokojowego wykorzystania energii termojądrowej

Potężne wybuchy termojądrowe można wykorzystywać do wielkich robót ziemnych, do kopania ogromnych kanałów lub drążenia podziemnych zbiorników. Istnieją także projekty uzyskiwania energii z podziemnych eksplozji termojądrowych. W warunkach laboratoryjnych i przemysłowych nie można jednak jako zapalnika stosować bomb atomowych. Konieczne jest zatem opanowanie kontrolowanych reakcji termojądrowych przebiegających w sposób regulowany przez człowieka. Program ten napotyka jednak duże trudności i wymaga wielkich nakładów finansowych. Zanim szczegółowo omówimy te zagadnienia warto się zastanowić, czy cel, jakim jest opanowanie kontrolowanej syntezy termojądrowej, wart jest tych zabiegów? W pierwszej kolejności warto poznać następujące dane:

• l kg węgla daje do 7 kWh energii,

• l kg uranu daje od 70 000 kWh (praktycznie) do 12 000 000 kWh (teoretycznie),

• l kg deuteru w reakcjach syntezy mógłby wytworzyć 24 000 000 kWh

Zasoby węgla są eksploatowane bardzo intensywnie. Obecnie ocenia się, że wystarczy ich jeszcze na około 100 lat. Podobna sytuacja jest ze złożami ropy naftowej. Zasoby uranu, natomiast, przy obecnej sprawności przetwarzania (gwarantującej zużycie zaledwie 0,7% masy paliwa) mogą wystarczyć zaledwie na kilkadziesiąt lat. Uran naturalny może stanowić trwałe źródło energii tylko w reaktorach powielających. Poważny problem energetyki jądrowej stanowią również odpady promieniotwórcze.

W porównaniu z zasobami paliw tradycyjnych i uranu zapasy paliwa termojądrowego - deuteru - są właściwie niewyczerpalne. Deuter występuje w wodach mórz i oceanów w ilości l atom izotopu na 5000 atomów wodoru zwykłego. Łączne zasoby deuteru wynoszą około 10¹⁷kg, co odpowiada zapasom energetycznym rzędu 10²⁴kWh. Przyjmując, że zużycie energii utrzyma się na poziomie dzisiejszym (co odpowiada wykorzystaniu mocy rzędu 5 miliardów kW) deuteru wystarczy na 20 miliardów lat. Nawet przy najbardziej intensywnym rozwoju energetyki termojądrowej paliwa tego nie zabraknie. Koszty wydobycia tego paliwa są przy tym bardzo małe. Współczesnymi metodami produkcji z l l wody wydziela się ok, 1/30 g deuteru. W reakcjach termojądrowych z takiej ilości deuteru wyzwolić można energię równoważną spaleniu 300 l benzyny. Wykorzystanie tych ogromnych zasobów energetycznych jest jednak uzależnione od opanowania kontrolowanych reakcji termojądrowych, a w pierwszej kolejności - od poznania własności materii w bardzo wysokich temperaturach.

---