Fusão nuclear -Nuclear fusion

O Sol é uma estrela da sequência principal e, portanto, gera sua energia pela fusão nuclear de núcleos de hidrogênio em hélio . Em seu núcleo, o Sol funde 500 milhões de toneladas métricas de hidrogênio a cada segundo.
A curva de energia de ligação nuclear . A formação de núcleos com massas até ferro-56 libera energia, conforme ilustrado acima.

A fusão nuclear é uma reação na qual dois ou mais núcleos atômicos são combinados para formar um ou mais núcleos atômicos diferentes e partículas subatômicas ( nêutrons ou prótons ). A diferença de massa entre os reagentes e os produtos se manifesta como liberação ou absorção de energia . Essa diferença de massa surge devido à diferença na energia de ligação nuclear entre os núcleos atômicos antes e depois da reação . A fusão nuclear é o processo que alimenta estrelas ativas ou de sequência principal e outras estrelas de alta magnitude , onde grandes quantidades de energia são liberadas .

Um processo de fusão nuclear que produz núcleos atômicos mais leves que ferro-56 ou níquel-62 geralmente libera energia. Esses elementos têm uma massa relativamente pequena e uma energia de ligação por nucleon relativamente grande . A fusão de núcleos mais leves do que estes libera energia (um processo exotérmico ), enquanto a fusão de núcleos mais pesados ​​resulta em energia retida pelos nucleons produto, e a reação resultante é endotérmica . O oposto é verdadeiro para o processo inverso, chamado de fissão nuclear . A fusão nuclear utiliza elementos mais leves, como hidrogênio e hélio , que em geral são mais fusíveis; enquanto os elementos mais pesados, como urânio , tório e plutônio , são mais fissionáveis. O evento astrofísico extremo de uma supernova pode produzir energia suficiente para fundir núcleos em elementos mais pesados ​​que o ferro.

História

Em 1920, Arthur Eddington sugeriu que a fusão hidrogênio-hélio poderia ser a principal fonte de energia estelar. O tunelamento quântico foi descoberto por Friedrich Hund em 1929 e, pouco depois, Robert Atkinson e Fritz Houtermans usaram as massas medidas de elementos leves para mostrar que grandes quantidades de energia poderiam ser liberadas pela fusão de pequenos núcleos. Com base nos primeiros experimentos de transmutação nuclear artificial de Patrick Blackett , a fusão laboratorial de isótopos de hidrogênio foi realizada por Mark Oliphant em 1932. No restante dessa década, a teoria do ciclo principal de fusão nuclear em estrelas foi elaborada por Hans Bethe . A pesquisa sobre fusão para fins militares começou no início da década de 1940 como parte do Projeto Manhattan . A fusão nuclear auto-sustentável foi realizada pela primeira vez em 1º de novembro de 1952, no teste da bomba de hidrogênio (termonuclear) Ivy Mike .

A pesquisa sobre o desenvolvimento de fusão controlada dentro de reatores de fusão está em andamento desde a década de 1940, mas a tecnologia ainda está em fase de desenvolvimento.

Processo

Fusão de deutério com trítio criando hélio-4 , liberando um nêutron e liberando 17,59 MeV como energia cinética dos produtos enquanto uma quantidade correspondente de massa desaparece , de acordo com a cinética E = ∆ mc 2 , onde Δ m é a diminuição na massa total de repouso das partículas.

A liberação de energia com a fusão de elementos leves se deve à interação de duas forças opostas: a força nuclear , que combina prótons e nêutrons, e a força de Coulomb , que faz com que os prótons se repelam. Os prótons são carregados positivamente e se repelem pela força de Coulomb, mas ainda assim podem ficar juntos, demonstrando a existência de outra força de curto alcance conhecida como atração nuclear . Núcleos leves (ou núcleos menores que ferro e níquel) são suficientemente pequenos e pobres em prótons, permitindo que a força nuclear supere a repulsão. Isso ocorre porque o núcleo é suficientemente pequeno para que todos os nucleons sintam a força atrativa de curto alcance pelo menos tão fortemente quanto sentem a repulsão de Coulomb de alcance infinito. A construção de núcleos a partir de núcleos mais leves por fusão libera a energia extra da atração líquida de partículas. Para núcleos maiores , no entanto, nenhuma energia é liberada, uma vez que a força nuclear é de curto alcance e não pode continuar a agir em escalas de comprimento nuclear mais longas. Assim, a energia não é liberada com a fusão de tais núcleos; em vez disso, a energia é necessária como entrada para tais processos.

A fusão alimenta as estrelas e produz praticamente todos os elementos em um processo chamado nucleossíntese . O Sol é uma estrela da sequência principal e, como tal, gera sua energia pela fusão nuclear de núcleos de hidrogênio em hélio. Em seu núcleo, o Sol funde 620 milhões de toneladas métricas de hidrogênio e produz 616 milhões de toneladas métricas de hélio a cada segundo. A fusão de elementos mais leves nas estrelas libera energia e a massa que sempre a acompanha. Por exemplo, na fusão de dois núcleos de hidrogênio para formar hélio, 0,645% da massa é transportada na forma de energia cinética de uma partícula alfa ou outras formas de energia, como radiação eletromagnética.

É preciso uma energia considerável para forçar os núcleos a se fundirem, mesmo os do elemento mais leve, o hidrogênio . Quando acelerados a velocidades suficientemente altas, os núcleos podem superar essa repulsão eletrostática e aproximar-se o suficiente para que a força nuclear atrativa seja maior que a força repulsiva de Coulomb. A força forte cresce rapidamente quando os núcleos estão próximos o suficiente, e os núcleons de fusão podem essencialmente "cair" um no outro e o resultado é a fusão e a energia líquida produzida. A fusão de núcleos mais leves, que cria um núcleo mais pesado e muitas vezes um nêutron ou próton livre, geralmente libera mais energia do que é necessária para forçar os núcleos a se unirem; este é um processo exotérmico que pode produzir reações auto-sustentáveis.

Energialiberada na maioria das reações nucleares é muito maior do que nas reações químicas , porque a energia de ligação que mantém um núcleo unido é maior do que a energia que mantém os elétrons no núcleo. Por exemplo, a energia de ionização obtida pela adição de um elétron a um núcleo de hidrogênio é13,6  eV - menos de um milionésimo do17,6  MeV liberados na reação deutériotrítio (D–T) mostrada no diagrama ao lado. As reações de fusão têm uma densidade de energia muitas vezes maior que a fissão nuclear ; as reações produzem muito mais energia por unidade de massa, embora as reações de fissão individuais sejam geralmente muito mais energéticas do que as de fusão individuais , que são milhões de vezes mais energéticas do que as reações químicas. Apenas a conversão direta de massa em energia , como a causada pela colisão aniquiladora de matéria e antimatéria , é mais energética por unidade de massa do que a fusão nuclear. (A conversão completa de um grama de matéria liberaria 9 × 10 13 joules de energia.)

A pesquisa sobre o uso da fusão para a produção de eletricidade vem sendo realizada há mais de 60 anos. Embora a fusão controlada seja geralmente manejável com a tecnologia atual (por exemplo , fusores ), a realização bem-sucedida da fusão econômica foi frustrada por dificuldades científicas e tecnológicas; não obstante, foram feitos progressos importantes. Atualmente, as reações de fusão controladas têm sido incapazes de produzir uma fusão controlada de equilíbrio (auto-sustentável). As duas abordagens mais avançadas para isso são o confinamento magnético (desenhos de toróide) e o confinamento inercial (desenhos de laser).

Projetos viáveis ​​para um reator toroidal que teoricamente fornecerá dez vezes mais energia de fusão do que a quantidade necessária para aquecer o plasma às temperaturas necessárias estão em desenvolvimento (consulte ITER ). Espera-se que a instalação do ITER termine sua fase de construção em 2025. Ele começará a comissionar o reator no mesmo ano e iniciará os experimentos de plasma em 2025, mas não deverá iniciar a fusão total de deutério-trítio até 2035.

Da mesma forma, a General Fusion , com sede no Canadá , que está desenvolvendo um sistema de energia nuclear de fusão de alvo magnetizado, pretende construir sua planta de demonstração até 2025.

A US National Ignition Facility , que usa fusão de confinamento inercial acionada por laser , foi projetada com o objetivo de fusão de ponto de equilíbrio ; os primeiros experimentos com alvos a laser em grande escala foram realizados em junho de 2009 e os experimentos de ignição começaram no início de 2011.

Fusão nuclear em estrelas

A reação em cadeia próton-próton , ramo I, domina em estrelas do tamanho do Sol ou menores.
O ciclo CNO domina em estrelas mais pesadas que o Sol.

Um importante processo de fusão é a nucleossíntese estelar que alimenta as estrelas , incluindo o Sol. No século 20, foi reconhecido que a energia liberada das reações de fusão nuclear é responsável pela longevidade do calor e da luz estelares. A fusão de núcleos em uma estrela, a partir de sua abundância inicial de hidrogênio e hélio, fornece essa energia e sintetiza novos núcleos. Diferentes cadeias de reação estão envolvidas, dependendo da massa da estrela (e, portanto, da pressão e temperatura em seu núcleo).

Por volta de 1920, Arthur Eddington antecipou a descoberta e o mecanismo de processos de fusão nuclear em estrelas, em seu artigo The Internal Constitution of the Stars . Naquela época, a fonte da energia estelar era um completo mistério; Eddington especulou corretamente que a fonte era a fusão de hidrogênio em hélio, liberando enorme energia de acordo com a equação de Einstein E = mc 2 . Este foi um desenvolvimento particularmente notável, pois naquela época a fusão e a energia termonuclear ainda não haviam sido descobertas, nem mesmo que as estrelas fossem compostas em grande parte de hidrogênio (ver metalicidade ). O artigo de Eddington raciocinou que:

  1. A principal teoria da energia estelar, a hipótese da contração, deve fazer com que a rotação das estrelas acelere visivelmente devido à conservação do momento angular . Mas observações de estrelas variáveis ​​Cefeidas mostraram que isso não estava acontecendo.
  2. A única outra fonte plausível de energia conhecida era a conversão de matéria em energia; Einstein havia mostrado alguns anos antes que uma pequena quantidade de matéria era equivalente a uma grande quantidade de energia.
  3. Francis Aston também havia mostrado recentemente que a massa de um átomo de hélio era cerca de 0,8% menor do que a massa dos quatro átomos de hidrogênio que, combinados, formariam um átomo de hélio (de acordo com a teoria então predominante da estrutura atômica que mantinha o peso atômico ser a propriedade distintiva entre os elementos; o trabalho de Henry Moseley e Antonius van den Broek mostraria mais tarde que a carga nucléica era a propriedade distintiva e que um núcleo de hélio, portanto, consistia em dois núcleos de hidrogênio mais massa adicional). Isso sugeria que, se tal combinação pudesse acontecer, liberaria energia considerável como subproduto.
  4. Se uma estrela contivesse apenas 5% de hidrogênio fusível, seria suficiente para explicar como as estrelas obtêm sua energia. (Agora sabemos que a maioria das estrelas "comuns" contém muito mais de 5% de hidrogênio.)
  5. Outros elementos também podem ser fundidos, e outros cientistas especularam que as estrelas eram o "cadinho" no qual elementos leves se combinavam para criar elementos pesados, mas sem medições mais precisas de suas massas atômicas nada mais poderia ser dito na época.

Todas essas especulações foram comprovadas corretas nas décadas seguintes.

A fonte primária de energia solar, e de estrelas de tamanho semelhante, é a fusão de hidrogênio para formar hélio (a reação em cadeia próton-próton ), que ocorre a uma temperatura do núcleo solar de 14 milhões de kelvin. O resultado final é a fusão de quatro prótons em uma partícula alfa , com a liberação de dois pósitrons e dois neutrinos (que transforma dois dos prótons em nêutrons) e energia. Em estrelas mais pesadas, o ciclo CNO e outros processos são mais importantes. À medida que uma estrela consome uma fração substancial de seu hidrogênio, ela começa a sintetizar elementos mais pesados. Os elementos mais pesados ​​são sintetizados por fusão que ocorre quando uma estrela mais massiva sofre uma supernova violenta no final de sua vida, um processo conhecido como nucleossíntese de supernova .

Requisitos

Uma barreira de energia substancial de forças eletrostáticas deve ser superada antes que a fusão possa ocorrer. A grandes distâncias, dois núcleos nus se repelem por causa da força eletrostática repulsiva entre seus prótons carregados positivamente . Se dois núcleos puderem ser aproximados o suficiente, no entanto, a repulsão eletrostática pode ser superada pelo efeito quântico no qual os núcleos podem fazer um túnel através de forças coulombianas.

Quando um nucleon como um próton ou nêutron é adicionado a um núcleo, a força nuclear o atrai para todos os outros nucleons do núcleo (se o átomo for pequeno o suficiente), mas principalmente para seus vizinhos imediatos devido ao curto alcance do núcleo. força. Os nucleons no interior de um núcleo têm mais nucleons vizinhos do que aqueles na superfície. Como os núcleos menores têm uma razão área de superfície para volume maior, a energia de ligação por nucleon devido à força nuclear geralmente aumenta com o tamanho do núcleo, mas se aproxima de um valor limite correspondente ao de um núcleo com um diâmetro de cerca de quatro núcleons. É importante ter em mente que os nucleons são objetos quânticos . Assim, por exemplo, como dois nêutrons em um núcleo são idênticos entre si, o objetivo de distinguir um do outro, como qual está no interior e qual está na superfície, é de fato sem sentido, e a inclusão de a mecânica quântica é, portanto, necessária para cálculos adequados.

A força eletrostática, por outro lado, é uma força do inverso do quadrado , de modo que um próton adicionado a um núcleo sentirá uma repulsão eletrostática de todos os outros prótons do núcleo. A energia eletrostática por nucleon devido à força eletrostática, portanto, aumenta sem limite à medida que o número atômico dos núcleos cresce.

A força eletrostática entre os núcleos carregados positivamente é repulsiva, mas quando a separação é pequena o suficiente, o efeito quântico atravessa a parede. Portanto, o pré-requisito para a fusão é que os dois núcleos sejam aproximados o suficiente por um tempo suficiente para que o tunelamento quântico aja.

O resultado líquido das forças eletrostáticas e nucleares fortes opostas é que a energia de ligação por nucleon geralmente aumenta com o aumento do tamanho, até os elementos ferro e níquel , e então diminui para núcleos mais pesados. Eventualmente, a energia de ligação torna-se negativa e núcleos muito pesados ​​(todos com mais de 208 nucleons, correspondendo a um diâmetro de cerca de 6 nucleons) não são estáveis. Os quatro núcleos mais fortemente ligados, em ordem decrescente de energia de ligação por nucleon, são62
Ni
,58
Fe
,56
Fe
, e60
Ni
. Embora o isótopo de níquel ,62
Ni
, é mais estável, o isótopo de ferro 56
Fe
é uma ordem de grandeza mais comum. Isso se deve ao fato de que não há uma maneira fácil para as estrelas criarem62
Ni
através do processo alfa.

Uma exceção a essa tendência geral é o núcleo de hélio-4 , cuja energia de ligação é maior que a do lítio , o próximo elemento mais pesado. Isso ocorre porque prótons e nêutrons são férmions , que de acordo com o princípio de exclusão de Pauli não podem existir no mesmo núcleo exatamente no mesmo estado. O estado de energia de cada próton ou nêutron em um núcleo pode acomodar tanto uma partícula de spin up quanto uma partícula de spin down. O hélio-4 tem uma energia de ligação anormalmente grande porque seu núcleo consiste em dois prótons e dois nêutrons (é um núcleo duplamente mágico ), de modo que todos os quatro núcleos podem estar no estado fundamental. Quaisquer nucleons adicionais teriam que entrar em estados de energia mais altos. De fato, o núcleo de hélio-4 é tão fortemente ligado que é comumente tratado como uma única partícula da mecânica quântica na física nuclear, ou seja, a partícula alfa .

A situação é semelhante se dois núcleos são reunidos. À medida que se aproximam, todos os prótons de um núcleo repelem todos os prótons do outro. Não até que os dois núcleos realmente se aproximem o suficiente por tempo suficiente para que a força nuclear forte possa assumir (por meio de tunelamento) é que a força eletrostática repulsiva é superada. Conseqüentemente, mesmo quando o estado final de energia é mais baixo, há uma grande barreira de energia que deve ser superada primeiro. É chamada de barreira de Coulomb .

A barreira de Coulomb é menor para isótopos de hidrogênio, pois seus núcleos contêm apenas uma única carga positiva. Um dipróton não é estável, então nêutrons também devem estar envolvidos, idealmente de tal forma que um núcleo de hélio, com sua ligação extremamente forte, seja um dos produtos.

Usando combustível deutério-trítio , a barreira de energia resultante é de cerca de 0,1 MeV. Em comparação, a energia necessária para remover um elétron do hidrogênio é 13,6 eV. O resultado (intermediário) da fusão é um núcleo instável de 5 He, que ejeta imediatamente um nêutron com 14,1 MeV. A energia de recuo dos 4 núcleos de He restantes é de 3,5 MeV, então a energia total liberada é de 17,6 MeV. Isso é muitas vezes mais do que o necessário para superar a barreira da energia.

A taxa de reação de fusão aumenta rapidamente com a temperatura até que ela maximize e então cai gradualmente. A taxa de DT atinge o pico em uma temperatura mais baixa (cerca de 70 keV, ou 800 milhões de kelvin) e em um valor mais alto do que outras reações comumente consideradas para energia de fusão.

A seção transversal da reação (σ) é uma medida da probabilidade de uma reação de fusão em função da velocidade relativa dos dois núcleos reagentes. Se os reagentes têm uma distribuição de velocidades, por exemplo, uma distribuição térmica, então é útil realizar uma média sobre as distribuições do produto de seção transversal e velocidade. Essa média é chamada de 'reatividade', denotada σv . A taxa de reação (fusões por volume por tempo) é σv vezes o produto das densidades do número de reagentes:

Se uma espécie de núcleo está reagindo com um núcleo como ele, como a reação DD, então o produto deve ser substituído por .

aumenta de praticamente zero em temperatura ambiente até magnitudes significativas em temperaturas de 10100  keV. Nessas temperaturas, bem acima das energias de ionização típicas (13,6 eV no caso do hidrogênio), os reagentes de fusão existem em estado de plasma .

A significância de em função da temperatura em um dispositivo com um determinado tempo de confinamento de energia é encontrada considerando o critério de Lawson . Esta é uma barreira extremamente desafiadora a ser superada na Terra, o que explica por que a pesquisa de fusão levou muitos anos para atingir o atual estado técnico avançado.

Fusão artificial

Fusão termonuclear

Se a matéria for suficientemente aquecida (portanto, sendo plasma ) e confinada, as reações de fusão podem ocorrer devido a colisões com energias cinéticas térmicas extremas das partículas. As armas termonucleares produzem o que equivale a uma liberação descontrolada de energia de fusão . Os conceitos de fusão termonuclear controlada usam campos magnéticos para confinar o plasma.

Fusão de confinamento inercial

A fusão por confinamento inercial (ICF) é um método destinado a liberar energia de fusão aquecendo e comprimindo um alvo de combustível, normalmente um pellet contendo deutério e trítio .

Confinamento eletrostático inercial

O confinamento eletrostático inercial é um conjunto de dispositivos que usam um campo elétrico para aquecer íons em condições de fusão. O mais conhecido é o fusor . A partir de 1999, vários amadores conseguiram fazer a fusão amadora usando esses dispositivos caseiros. Outros dispositivos IEC incluem: os conceitos Polywell , MIX POPS e Marble.

Fusão feixe-feixe ou feixe-alvo

A fusão de luz-íon baseada em acelerador é uma técnica que usa aceleradores de partículas para atingir energias cinéticas de partículas suficientes para induzir reações de fusão de luz-íon. Acelerar íons de luz é relativamente fácil e pode ser feito de maneira eficiente – exigindo apenas um tubo de vácuo, um par de eletrodos e um transformador de alta tensão; a fusão pode ser observada com apenas 10 kV entre os eletrodos. O sistema pode ser disposto para acelerar íons em um alvo infundido com combustível estático, conhecido como fusão feixe-alvo , ou acelerando dois fluxos de íons um em direção ao outro, fusão feixe-feixe .

O principal problema com a fusão baseada em acelerador (e com alvos frios em geral) é que as seções transversais de fusão são muitas ordens de magnitude inferiores às seções transversais de interação de Coulomb. Portanto, a grande maioria dos íons gasta sua energia emitindo radiação bremsstrahlung e a ionização dos átomos do alvo. Dispositivos referidos como geradores de nêutrons de tubo selado são particularmente relevantes para esta discussão. Esses pequenos dispositivos são aceleradores de partículas em miniatura preenchidos com gás deutério e trítio em um arranjo que permite que íons desses núcleos sejam acelerados contra alvos de hidretos, contendo também deutério e trítio, onde ocorre a fusão, liberando um fluxo de nêutrons. Centenas de geradores de nêutrons são produzidos anualmente para uso na indústria do petróleo, onde são usados ​​em equipamentos de medição para localização e mapeamento de reservas de petróleo.

Várias tentativas de recircular os íons que "erram" as colisões foram feitas ao longo dos anos. Uma das tentativas mais conhecidas na década de 1970 foi o Migma , que usou um anel de armazenamento de partículas exclusivo para capturar íons em órbitas circulares e devolvê-los à área de reação. Cálculos teóricos feitos durante as revisões de financiamento apontaram que o sistema teria dificuldade significativa em aumentar para conter combustível de fusão suficiente para ser relevante como fonte de energia. Na década de 1990, um novo arranjo usando uma configuração inversa de campo (FRC) como sistema de armazenamento foi proposto por Norman Rostoker e continua a ser estudado pela TAE Technologies a partir de 2021. Uma abordagem intimamente relacionada é mesclar dois FRCs girando em direções opostas , que está sendo ativamente estudado pela Helion Energy . Como todas essas abordagens têm energias de íons muito além da barreira de Coulomb , elas geralmente sugerem o uso de ciclos de combustível alternativos como p- 11 B , que são muito difíceis de tentar usando abordagens convencionais.

Fusão catalisada por muões

A fusão catalisada por múon é um processo de fusão que ocorre em temperaturas normais. Foi estudado em detalhes por Steven Jones no início de 1980. A produção líquida de energia dessa reação não teve sucesso devido à alta energia necessária para criar múons , sua meia-vida curta de 2,2 µs e a alta chance de um múon se ligar à nova partícula alfa e, assim, parar de catalisar a fusão.

Outros princípios

Alguns outros princípios de confinamento foram investigados.

  • A fusão inicializada com antimatéria usa pequenas quantidades de antimatéria para desencadear uma pequena explosão de fusão. Isso foi estudado principalmente no contexto de tornar viável a propulsão de pulso nuclear e bombas de fusão pura . Isso não está perto de se tornar uma fonte de energia prática, devido ao custo de fabricação de antimatéria sozinho.
  • A fusão piroelétrica foi relatada em abril de 2005 por uma equipe da UCLA . Os cientistas usaram um cristal piroelétrico aquecido de -34 a 7°C (-29 a 45°F), combinado com uma agulha de tungstênio para produzir um campo elétrico de cerca de 25 gigavolts por metro para ionizar e acelerar núcleos de deutério em um alvo de deutereto de érbio . . Nos níveis de energia estimados, a reação de fusão DD pode ocorrer, produzindo hélio-3 e um nêutron de 2,45 MeV . Embora seja um gerador de nêutrons útil, o aparelho não se destina à geração de energia, pois requer muito mais energia do que produz. Reações de fusão DT foram observadas com um alvo de érbio tritiado.
  • A fusão nuclear híbrida-fissão (energia nuclear híbrida) é um meio proposto de geração de energia pelo uso de uma combinação de processos de fusão e fissão nuclear . O conceito data da década de 1950 e foi brevemente defendido por Hans Bethe durante a década de 1970, mas permaneceu em grande parte inexplorado até um renascimento do interesse em 2009, devido aos atrasos na realização da fusão pura.
  • O projeto PACER , realizado no Laboratório Nacional de Los Alamos (LANL) em meados da década de 1970, explorou a possibilidade de um sistema de energia de fusão que envolveria a explosão de pequenas bombas de hidrogênio (bombas de fusão) dentro de uma cavidade subterrânea. Como fonte de energia, o sistema é o único sistema de energia de fusão que pode ser demonstrado como funcionando usando a tecnologia existente. No entanto, também exigiria um suprimento grande e contínuo de bombas nucleares, tornando a economia de tal sistema bastante questionável.
  • A fusão de bolhas, também chamada de sonofusão , foi um mecanismo proposto para alcançar a fusão via cavitação sônica , que ganhou destaque no início dos anos 2000. Tentativas subsequentes de replicação falharam e o investigador principal, Rusi Taleyarkhan , foi julgado culpado de má conduta de pesquisa em 2008.

Reações importantes

Cadeias de reação estelares

Nas temperaturas e densidades em núcleos estelares, as taxas de reações de fusão são notoriamente lentas. Por exemplo, na temperatura do núcleo solar ( T ≈ 15 MK) e densidade (160 g/cm 3 ), a taxa de liberação de energia é de apenas 276 μW/cm 3 - cerca de um quarto da taxa volumétrica na qual um corpo humano em repouso gera calor . Assim, a reprodução das condições do núcleo estelar em um laboratório para produção de energia de fusão nuclear é completamente impraticável. Como as taxas de reação nuclear dependem da densidade e da temperatura e a maioria dos esquemas de fusão operam em densidades relativamente baixas, esses métodos são fortemente dependentes de temperaturas mais altas. A taxa de fusão em função da temperatura (exp(− E / kT )), leva à necessidade de atingir temperaturas em reatores terrestres 10–100 vezes maiores do que em interiores estelares: T ≈ 0,1–1,0×10 9 K.

Critérios e candidatos para reações terrestres

Na fusão artificial, o combustível primário não é restrito a prótons e temperaturas mais altas podem ser usadas, então as reações com seções de choque maiores são escolhidas. Outra preocupação é a produção de nêutrons, que ativam radiologicamente a estrutura do reator, mas também têm as vantagens de permitir a extração volumétrica da energia de fusão e a criação de trítio . As reações que não liberam nêutrons são chamadas de aneutrônicas .

Para ser uma fonte de energia útil, uma reação de fusão deve satisfazer vários critérios. Deve:

Seja exotérmico
Isso limita os reagentes ao lado Z baixo (número de prótons) da curva de energia de ligação . Também produz hélio4
Ele
o produto mais comum por causa de sua encadernação extraordinariamente firme, embora3
Ele
e3
H
também aparecem.
Envolve núcleos de baixo número atômico ( Z )
Isso ocorre porque a repulsão eletrostática que deve ser superada antes que os núcleos estejam próximos o suficiente para se fundir está diretamente relacionada ao número de prótons que ele contém - seu número atômico.
Tem dois reagentes
Em nada menos que densidades estelares, colisões de três corpos são muito improváveis. No confinamento inercial, as densidades e temperaturas estelares são excedidas para compensar as deficiências do terceiro parâmetro do critério de Lawson, o tempo de confinamento muito curto do ICF.
Ter dois ou mais produtos
Isso permite a conservação simultânea de energia e momento sem depender da força eletromagnética.
Conservar prótons e nêutrons
As seções de choque para a interação fraca são muito pequenas.

Poucas reações atendem a esses critérios. A seguir estão aqueles com as maiores seções transversais:

(1)  2
1
D
 
3
1
T
 
→  4
2
Ele
 
3,52 MeV n 0  14,06 MeV )
(2i)  2
1
D
 
2
1
D
 
→  3
1
T
 
1,01 MeV p +  3,02 MeV           50%
(2ii)        →  3
2
Ele
 
0,82 MeV n 0  2,45 MeV           50%
(3)  2
1
D
 
3
2
Ele
 
→  4
2
Ele
 
3,6 MeV p +  14,7 MeV )
(4)  3
1
T
 
3
1
T
 
→  4
2
Ele
 
      n 0            11,3 MeV
(5)  3
2
Ele
 
3
2
Ele
 
→  4
2
Ele
 
      2p +            12,9 MeV
(6i)  3
2
Ele
 
3
1
T
 
→  4
2
Ele
 
      p +  n 0        12,1 MeV   57%
(6ii)        →  4
2
Ele
 
4,8 MeV 2
1
D
 
9,5 MeV           43%
(7i)  2
1
D
 
6
3
Li
 
→  4
2
Ele
 
22,4 MeV
(7ii)        →  3
2
Ele
 
4
2
Ele
 
  n 0            2,56 MeV
(7iii)        →  7
3
Li
 
p +                  5,0 MeV
(7iv)        →  7
4
Ser
 
n 0                  3,4 MeV
(8)  p +  6
3
Li
 
→  4
2
Ele
 
1,7 MeV 3
2
Ele
 
2,3 MeV )
(9)  3
2
Ele
 
6
3
Li
 
→  4
2
Ele
 
p +                  16,9 MeV
(10)  p +  11
5
B
 
→  4
2
Ele
 
                    8,7 MeV

Para reações com dois produtos, a energia é dividida entre eles na proporção inversa de suas massas, conforme mostrado. Na maioria das reações com três produtos, a distribuição de energia varia. Para reações que podem resultar em mais de um conjunto de produtos, as razões de ramificação são fornecidas.

Alguns candidatos de reação podem ser eliminados imediatamente. A reação D- 6 Li não tem vantagem em relação a p + -11
5
B
porque é mais ou menos tão difícil de queimar, mas produz substancialmente mais nêutrons através2
1
D
-2
1
D
reações colaterais. Há também um p + -7
3
Li
reação, mas a seção de choque é muito baixa, exceto possivelmente quando T i > 1 MeV, mas em temperaturas tão altas uma reação endotérmica, produtora direta de nêutrons, também se torna muito significativa. Finalmente, há também um p + -9
4
Ser
reação, que não é apenas difícil de queimar, mas9
4
Ser
pode ser facilmente induzida a se dividir em duas partículas alfa e um nêutron.

Além das reações de fusão, as seguintes reações com nêutrons são importantes para "produzir" trítio em bombas de fusão "secas" e alguns reatores de fusão propostos:

n 0  6
3
Li
 
→  3
1
T
 
4
2
Ele
+ 4,784 MeV
n 0  7
3
Li
 
→  3
1
T
 
4
2
Ele
+ n 0 – 2,467 MeV

A última das duas equações era desconhecida quando os EUA conduziram o teste da bomba de fusão Castle Bravo em 1954. Sendo apenas a segunda bomba de fusão já testada (e a primeira a usar lítio), os projetistas do Castle Bravo "Shrimp" entenderam o utilidade de 6 Li na produção de trítio, mas falhou em reconhecer que a fissão de 7 Li aumentaria muito o rendimento da bomba. Enquanto 7 Li tem uma pequena seção transversal de nêutrons para baixas energias de nêutrons, tem uma seção transversal mais alta acima de 5 MeV. O rendimento de 15 Mt foi 250% maior do que o previsto de 6 Mt e causou uma exposição inesperada a precipitação.

Para avaliar a utilidade dessas reações, além dos reagentes, dos produtos e da energia liberada, é preciso saber algo sobre a seção de choque nuclear . Qualquer dispositivo de fusão tem uma pressão de plasma máxima que pode sustentar, e um dispositivo econômico sempre operaria próximo a esse máximo. Dada esta pressão, a maior saída de fusão é obtida quando a temperatura é escolhida de modo que σv ⟩/ T 2 seja máxima. Esta é também a temperatura na qual o valor do produto triplo nTτ necessário para a ignição é mínimo, pois esse valor requerido é inversamente proporcional a σv ⟩/ T 2 (ver critério de Lawson ). (Um plasma é "inflado" se as reações de fusão produzirem energia suficiente para manter a temperatura sem aquecimento externo.) Esta temperatura ótima e o valor de σv ⟩/ T 2 nessa temperatura são dados para algumas dessas reações a seguir tabela.

combustível T [keV] σv ⟩/ T 2 [m 3 /s/keV 2 ]
2
1
D
-3
1
T
13.6 1,24 × 10 −24
2
1
D
-2
1
D
15 1,28 × 10 −26
2
1
D
-3
2
Ele
58 2,24 × 10 −26
p + -6
3
Li
66 1,46 × 10 −27
p + -11
5
B
123 3,01 × 10 −27

Observe que muitas das reações formam cadeias. Por exemplo, um reator abastecido com3
1
T
e3
2
Ele
cria alguns2
1
D
, que pode ser usado no2
1
D
-3
2
Ele
reação se as energias estiverem "certas". Uma ideia elegante é combinar as reações (8) e (9). o3
2
Ele
da reação (8) pode reagir com6
3
Li
na reação (9) antes da termalização completa. Isso produz um próton energético, que por sua vez sofre reação (8) antes da termalização. A análise detalhada mostra que essa ideia não funcionaria bem, mas é um bom exemplo de um caso em que a suposição usual de um plasma maxwelliano não é apropriada.

Neutronicidade, requisito de confinamento e densidade de potência

Qualquer uma das reações acima pode, em princípio, ser a base da produção de energia de fusão . Além da temperatura e da seção transversal discutidas acima, devemos considerar a energia total dos produtos de fusão E fus , a energia dos produtos de fusão carregados E ch , e o número atômico Z do reagente não hidrogênico.

Especificação do2
1
D
-2
1
D
A reação acarreta algumas dificuldades, no entanto. Para começar, deve-se fazer a média dos dois ramos (2i) e (2ii). Mais difícil é decidir como tratar o3
1
T
e3
2
Ele
produtos.3
1
T
queima tão bem em um plasma de deutério que é quase impossível extrair do plasma. o2
1
D
-3
2
Ele
A reação é otimizada a uma temperatura muito mais alta, de modo que a queima na temperatura ideal2
1
D
-2
1
D
temperatura pode ser baixa. Portanto, parece razoável supor que a3
1
T
mas não o3
2
Ele
é queimado e adiciona sua energia à reação líquida, o que significa que a reação total seria a soma de (2i), (2ii) e (1):

52
1
D
4
2
Ele
+ 2 n 0 +3
2
Ele
+ p + , E fus = 4,03 +17,6+3,27 = 24,9 MeV, Ech = 4,03+3,5+0,82 = 8,35 MeV.

Para calcular a potência de um reator (no qual a taxa de reação é determinada pela etapa DD), contamos a2
1
D
-2
1
D
energia de fusão por reação DD como E fus = (4,03 MeV + 17,6 MeV)×50% + (3,27 MeV)×50% = 12,5 MeV e a energia em partículas carregadas como E ch = (4,03 MeV + 3,5 MeV)×50% + (0,82 MeV)×50% = 4,2 MeV. (Nota: se o íon trítio reage com um deutério enquanto ainda tem uma grande energia cinética, então a energia cinética do hélio-4 produzido pode ser bem diferente de 3,5 MeV, então este cálculo de energia em partículas carregadas é apenas uma aproximação da média.) A quantidade de energia por deutério consumido é 2/5 disso, ou 5,0 MeV (uma energia específica de cerca de 225 milhões de MJ por quilograma de deutério).

Outro aspecto singular do2
1
D
-2
1
D
reação é que há apenas um reagente, que deve ser levado em consideração ao calcular a velocidade da reação.

Com esta escolha, tabulamos parâmetros para quatro das reações mais importantes

combustível Z E fus [MeV] E ch [MeV] neutronicidade
2
1
D
-3
1
T
1 17,6 3,5 0,80
2
1
D
-2
1
D
1 12,5 4.2 0,66
2
1
D
-3
2
Ele
2 18,3 18,3 ≈0,05
p + -11
5
B
5 8,7 8,7 ≈0,001

A última coluna é a neutronicidade da reação, a fração da energia de fusão liberada como nêutrons. Este é um indicador importante da magnitude dos problemas associados aos nêutrons, como danos por radiação, blindagem biológica, manuseio remoto e segurança. Para as duas primeiras reações é calculado como ( E fus - E ch )/ E fus . Para as duas últimas reações, onde este cálculo daria zero, os valores citados são estimativas aproximadas baseadas em reações secundárias que produzem nêutrons em um plasma em equilíbrio térmico.

Obviamente, os reagentes também devem ser misturados nas proporções ideais. Este é o caso quando cada íon reagente mais seus elétrons associados respondem por metade da pressão. Assumindo que a pressão total é fixa, isso significa que a densidade de partículas do íon não-hidrogênico é menor do que a do íon hidrogênico por um fator 2/( Z +1). Portanto, a velocidade dessas reações é reduzida pelo mesmo fator, além de quaisquer diferenças nos valores de σv ⟩/ T 2 . Por outro lado, porque a2
1
D
-2
1
D
reação tem apenas um reagente, sua taxa é duas vezes maior do que quando o combustível é dividido entre duas espécies hidrogenadas diferentes, criando assim uma reação mais eficiente.

Assim, há uma "penalidade" de (2/( Z +1)) para os combustíveis não hidrogênicos decorrente do fato de necessitarem de mais elétrons, que assumem pressão sem participar da reação de fusão. (Geralmente é uma boa suposição que a temperatura do elétron será quase igual à temperatura do íon. Alguns autores, no entanto, discutem a possibilidade de que os elétrons possam ser mantidos substancialmente mais frios do que os íons. modo ion", a "penalidade" não se aplicaria.) Existe ao mesmo tempo um "bônus" de um fator 2 para2
1
D
-2
1
D
porque cada íon pode reagir com qualquer um dos outros íons, não apenas uma fração deles.

Podemos agora comparar essas reações na tabela a seguir.

combustível σv ⟩/ T 2 penalidade/bônus reatividade inversa Critério Lawson densidade de potência (W/m 3 /kPa 2 ) razão inversa da densidade de potência
2
1
D
-3
1
T
1,24 × 10 −24 1 1 1 34 1
2
1
D
-2
1
D
1,28 × 10 −26 2 48 30 0,5 68
2
1
D
-3
2
Ele
2,24 × 10 −26 2/3 83 16 0,43 80
p + -6
3
Li
1,46 × 10 −27 1/2 1700 0,005 6800
p + -11
5
B
3,01 × 10 −27 1/3 1240 500 0,014 2500

O valor máximo de σv ⟩/ T 2 é obtido de uma tabela anterior. O fator "penalidade/bônus" é aquele relacionado a um reagente não hidrogênico ou a uma reação de uma única espécie. Os valores na coluna "reatividade inversa" são encontrados dividindo 1,24 × 10−24 pelo produto da segunda e terceira colunas. Indica o fator pelo qual as outras reações ocorrem mais lentamente do que o2
1
D
-3
1
T
reação em condições comparáveis. A coluna " critério de Lawson " pondera esses resultados com E ch e dá uma indicação de quão mais difícil é conseguir ignição com essas reações, em relação à dificuldade para o2
1
D
-3
1
T
reação. A penúltima coluna é rotulada como "densidade de potência" e pondera a reatividade prática por E fus . A coluna final indica o quanto menor a densidade de potência de fusão das outras reações é comparada com a2
1
D
-3
1
T
reação e pode ser considerada uma medida do potencial econômico.

Perdas de Bremsstrahlung em plasmas quase neutros e isotrópicos

Os íons que sofrem fusão em muitos sistemas essencialmente nunca ocorrerão sozinhos, mas serão misturados com elétrons que, em conjunto, neutralizam a carga elétrica dos íons e formam um plasma . Os elétrons geralmente têm uma temperatura comparável ou maior que a dos íons, então eles colidem com os íons e emitem radiação de raios X de energia de 10 a 30 keV, um processo conhecido como Bremsstrahlung .

O enorme tamanho do Sol e das estrelas significa que os raios X produzidos neste processo não escaparão e depositarão sua energia de volta no plasma. Dizem que são opacos aos raios X. Mas qualquer reator de fusão terrestre será opticamente fino para raios-x dessa faixa de energia. Os raios X são difíceis de refletir, mas são efetivamente absorvidos (e convertidos em calor) em menos de mm de espessura de aço inoxidável (que faz parte da blindagem de um reator). Isso significa que o processo bremsstrahlung está transportando energia para fora do plasma, resfriando-o.

A razão entre a potência de fusão produzida e a radiação de raios X perdida para as paredes é uma importante figura de mérito. Esta razão é geralmente maximizada a uma temperatura muito mais alta do que aquela que maximiza a densidade de potência (veja a subseção anterior). A tabela a seguir mostra estimativas da temperatura ótima e da razão de potência nessa temperatura para várias reações:

combustível Ti ( keV ) P fusão / P Bremsstrahlung
2
1
D
-3
1
T
50 140
2
1
D
-2
1
D
500 2.9
2
1
D
-3
2
Ele
100 5.3
3
2
Ele
-3
2
Ele
1000 0,72
p + -6
3
Li
800 0,21
p + -11
5
B
300 0,57

As proporções reais de fusão para a energia de Bremsstrahlung provavelmente serão significativamente menores por várias razões. Por um lado, o cálculo assume que a energia dos produtos de fusão é transmitida completamente para os íons de combustível, que então perdem energia para os elétrons por colisões, que por sua vez perdem energia por Bremsstrahlung. No entanto, como os produtos da fusão se movem muito mais rápido que os íons de combustível, eles entregam uma fração significativa de sua energia diretamente aos elétrons. Em segundo lugar, os íons no plasma são considerados íons puramente combustíveis. Na prática, haverá uma proporção significativa de íons de impureza, o que diminuirá a proporção. Em particular, os próprios produtos de fusão devem permanecer no plasma até perderem sua energia e permanecerão por algum tempo depois disso em qualquer esquema de confinamento proposto. Finalmente, todos os canais de perda de energia, exceto Bremsstrahlung, foram negligenciados. Os dois últimos fatores estão relacionados. Em bases teóricas e experimentais, o confinamento de partículas e energia parecem estar intimamente relacionados. Em um esquema de confinamento que faça um bom trabalho de retenção de energia, os produtos de fusão se acumularão. Se os produtos de fusão forem ejetados com eficiência, o confinamento de energia também será ruim.

As temperaturas que maximizam a potência de fusão em comparação com a Bremsstrahlung são em todos os casos superiores à temperatura que maximiza a densidade de potência e minimiza o valor necessário do produto triplo de fusão . Isso não alterará o ponto de operação ideal para2
1
D
-3
1
T
muito porque a fração de Bremsstrahlung é baixa, mas empurrará os outros combustíveis para regimes onde a densidade de potência relativa2
1
D
-3
1
T
é ainda menor e o confinamento exigido ainda mais difícil de alcançar. Por2
1
D
-2
1
D
e2
1
D
-3
2
Ele
, as perdas de Bremsstrahlung serão um problema sério e possivelmente proibitivo. Por3
2
Ele
-3
2
Ele
, p + -6
3
Li
e p + -11
5
B
as perdas de Bremsstrahlung parecem impossibilitar um reator de fusão usando esses combustíveis com um plasma isotrópico quase neutro. Algumas saídas para esse dilema foram consideradas, mas rejeitadas. Esta limitação não se aplica a plasmas não neutros e anisotrópicos ; no entanto, estes têm seus próprios desafios para enfrentar.

Descrição matemática da seção transversal

Fusão sob a física clássica

Em uma imagem clássica, os núcleos podem ser entendidos como esferas duras que se repelem através da força de Coulomb, mas se fundem quando as duas esferas se aproximam o suficiente para contato. Estimando o raio de um núcleo atômico como cerca de um femtômetro, a energia necessária para a fusão de dois hidrogênios é:

Isso implicaria que para o núcleo do sol, que tem uma distribuição de Boltzmann com temperatura em torno de 1,4 keV, a probabilidade de o hidrogênio atingir o limiar é , ou seja, a fusão nunca ocorreria. No entanto, a fusão no sol ocorre devido à mecânica quântica.

Parametrização da seção transversal

A probabilidade de que a fusão ocorra é muito maior em comparação com a imagem clássica, graças ao espalhamento do raio efetivo como o comprimento de onda de DeBroglie , bem como ao tunelamento quântico através da barreira de potencial. Para determinar a velocidade das reações de fusão, o valor de maior interesse é a seção transversal , que descreve a probabilidade de que as partículas se fundam dando uma área característica de interação. Uma estimativa da área da seção transversal da fusão é frequentemente dividida em três partes:

Onde é a seção transversal geométrica, T é a transparência da barreira e R são as características de reação da reação.

é da ordem do quadrado do comprimento de onda de-Broglie onde é a massa reduzida do sistema e é a energia do centro de massa do sistema.

T pode ser aproximado pela transparência de Gamow, que tem a forma: onde é o fator Gamow e vem da estimativa da probabilidade de tunelamento quântico através da barreira de potencial.

R contém toda a física nuclear da reação específica e assume valores muito diferentes dependendo da natureza da interação. No entanto, para a maioria das reações, a variação de é pequena em comparação com a variação do fator Gamow e, portanto, é aproximada por uma função chamada fator S astrofísico , , que varia fracamente em energia. Juntando essas dependências, uma aproximação para a seção transversal de fusão em função da energia assume a forma:

Formas mais detalhadas da seção transversal podem ser derivadas por meio de modelos baseados em física nuclear e teoria da matriz R.

Fórmulas de seções transversais de fusão

O formulário de física de plasma do Naval Research Lab fornece a seção transversal total em celeiros em função da energia (em keV) da partícula incidente em direção a um íon alvo em repouso ajustado pela fórmula:

com os seguintes valores de coeficiente:
Coeficientes de Seção Transversal do Formulário NRL
TD(1) DD(2i) DD(2ii) DHe 3 (3) TT(4) Os 3 (6)
A1 45,95 46.097 47,88 89,27 38,39 123,1
A2 50200 372 482 25900 448 11250
A3 1,368 × 10 −2 4,36 × 10 −4 3,08 × 10 −4 3,98 × 10 −3 1,02 × 10 −3 0
A4 1.076 1,22 1.177 1.297 2.09 0
A5 409 0 0 647 0 0

A Bosch-Hale também relata uma matriz R calculada com seções transversais que ajustam os dados de observação com coeficientes de aproximação racionais de Padé . Com energia em unidades de keV e seções transversais em unidades de milibares, o fator tem a forma:

, com os valores dos coeficientes:
Coeficientes Bosch-Hale para a seção transversal de fusão
TD(1) DD(2ii) DHe 3 (3) OS 4
31.3970 68,7508 31.3970 34.3827
A1 5,5576 × 10 4 5,7501 × 10 6 5,3701 × 10 4 6,927 × 10 4
A2 2,1054 × 10 2 2,5226 × 10 3 3,3027 × 10 2 7,454 × 10 8
A3 −3,2638 × 10 −2 4,5566 × 10 1 −1,2706 × 10 −1 2.050 × 10 6
A4 1,4987 × 10 −6 0 2,9327 × 10 −5 5,2002 × 10 4
A5 1,8181 × 10 −10 0 −2,5151 × 10 −9 0
B1 0 −3,1995 × 10 −3 0 6,38 × 10 1
B2 0 −8,5530 × 10 −6 0 −9,95 × 10 −1
B3 0 5,9014 × 10 −8 0 6,981 × 10 −5
B4 0 0 0 1,728 × 10 −4
Faixa de energia aplicável [keV] 0,5-5000 0,3-900 0,5-4900 0,5-550
2,0 2.2 2,5 1,9

Onde

Seções transversais nucleares médias de Maxwell

Em sistemas de fusão que estão em equilíbrio térmico, as partículas estão em uma distribuição de Maxwell-Boltzmann , o que significa que as partículas têm uma faixa de energias centradas em torno da temperatura do plasma. O sol, plasmas confinados magneticamente e sistemas de fusão por confinamento inercial são bem modelados para estarem em equilíbrio térmico. Nesses casos, o valor de interesse é a média da seção transversal da fusão na distribuição de Maxwell-Boltzmann. O formulário de física de plasma do Naval Research Lab tabula as reatividades de seções transversais de fusão médias de Maxwell em .

Taxas de reação de fusão do formulário NRL calculadas em média sobre as distribuições Maxwellianas
Temperatura [keV] TD(1) DD(2ii) DHe 3 (3) TT(4) Os 3 (6)
1 5,5 × 10 −21 1,5 × 10 −22 1,0 × 10 −26 3,3 × 10 −22 1,0 × 10 −28
2 2,6 × 10 −19 5,4 × 10 −21 1,4 × 10 −23 7,1 × 10 −21 1,0 × 10 −25
5 1,3 × 10 −17 1,8 × 10 −19 6,7 × 10 −21 1,4 × 10 −19 2,1 × 10 −22
10 1,1 × 10 −16 1,2 × 10 −18 2,3 × 10 −19 7,2 × 10 −19 1,2 × 10 −20
20 4,2 × 10 −16 5,2 × 10 −18 3,8 × 10 −18 2,5 × 10 −18 2,6 × 10 −19
50 8,7 × 10 −16 2,1 × 10 −17 5,4 × 10 −17 8,7 × 10 −18 5,3 × 10 −18
100 8,5 × 10 −16 4,5 × 10 −17 1,6 × 10 −16 1,9 × 10 −17 2,7 × 10 −17
200 6,3 × 10 −16 8,8 × 10 −17 2,4 × 10 −16 4,2 × 10 −17 9,2 × 10 −17
500 3,7 × 10 −16 1,8 × 10 −16 2,3 × 10 −16 8,4 × 10 −17 2,9 × 10 −16
1000 2,7 × 10 −16 2,2 × 10 −16 1,8 × 10 −16 8,0 × 10 −17 5,2 × 10 −16

Para energias , os dados podem ser representados por:

com T em unidades de keV.

Veja também

Referências

Leitura adicional

links externos