Fysik

Mens han soler sig i sommersolens varme, læser en studerende om det seneste gennembrud med hensyn til at opnå vedvarende termonuklear energi og husker vagt, at han har hørt om kontroversen om den kolde fusion. De tre ting hænger sammen. Solens energi produceres ved kernefusion (se figur 1). Termonuklear energi er betegnelsen for brugen af kontrolleret kernefusion som energikilde. Selv om forskningen inden for termonuklear energi går fremad, er der stadig høje temperaturer og problemer med indeslutning. Kontroversen om kold fusion drejede sig om ubegrundede påstande om praktisk fusionskraft ved stuetemperaturer.

Figur 1. Solens energi produceres ved kernefusion. (credit: Spiralz)

Kernefusion er en reaktion, hvor to atomkerner kombineres eller fusioneres til en større kerne. Vi ved, at alle atomkerner har mindre masse end summen af masserne af de protoner og neutroner, der danner dem. Den manglende masse gange c2 er lig med kerneens bindingsenergi – jo større bindingsenergien er, jo større er den manglende masse. Vi ved også, at BE/A, bindingsenergien pr. nukleon, er større for kerner med middelstor masse og har et maksimum ved Fe (jern). Det betyder, at hvis to kerner med lav masse kan smeltes sammen til en større kerne, kan der frigives energi. Den større kerne har en større bindingsenergi og en mindre masse pr. nukleon end de to kerner, der blev fusioneret. Der ødelægges således masse i fusionsreaktionen, og der frigives energi (se figur 2). I gennemsnit frigøres der energi ved fusion af kerner med lav masse, men detaljerne afhænger af de konkrete nuklider, der er involveret.

Figur 2. Fusion af lette kerner til dannelse af kerner med middelstor masse ødelægger masse, fordi BE/A er større for produktkernerne. Jo større BE/A er, jo mindre masse pr. nukleon, og derfor omdannes masse til energi og frigives i disse fusionsreaktioner.

Den største hindring for fusion er Coulomb-afstødningen mellem atomkerner. Da den tiltrækkende kernekraft, der kan smelte kerner sammen, har en kort rækkevidde, skal frastødningen af ens positive ladninger overvindes for at få kerner tæt nok på hinanden til at fremkalde fusion. Figur 3 viser en omtrentlig graf over den potentielle energi mellem to atomkerner som en funktion af afstanden mellem deres centre. Grafen svarer til en bakke med en brønd i dens centrum. En kugle, der rulles fra højre, skal have tilstrækkelig kinetisk energi til at komme over bakken, før den falder ned i den dybere brønd med en nettogevinst i energi. Sådan er det også med fusion. Hvis atomkernerne får tilstrækkelig kinetisk energi til at overvinde den elektriske potentielle energi som følge af frastødning, kan de forenes, frigøre energi og falde ned i en dyb brønd. En måde at opnå dette på er at opvarme fusionsbrændstof til høje temperaturer, så den kinetiske energi fra termisk bevægelse er tilstrækkelig til at få atomkernerne til at mødes.

Figur 3. Potentiel energi mellem to lette atomkerner grafisk vist som en funktion af afstanden mellem dem. Hvis atomkernerne har nok kinetisk energi til at komme over Coulomb-repulsionshøjden, kombineres de, frigiver energi og falder ned i en dyb attraktiv brønd. Tunneldannelse gennem barrieren er vigtig i praksis. Jo større den kinetiske energi er, og jo højere partiklerne kommer op ad barrieren (eller jo lavere barrieren er), jo mere sandsynligt er tunneldannelse.

Man kunne tro, at kerner i vores Sols kerne kommer i kontakt med hinanden og fusionerer. Men i virkeligheden skal der temperaturer i størrelsesordenen 108K til for rent faktisk at få atomkernerne i kontakt, hvilket overstiger Solens kernetemperatur. Kvantemekanisk tunnelføring er det, der gør fusion i Solen mulig, og tunnelføring er også en vigtig proces i de fleste andre praktiske anvendelser af fusion. Da sandsynligheden for tunnelføring er ekstremt følsom over for barrierens højde og bredde, øges fusionshastigheden kraftigt ved at øge temperaturen. Jo tættere reaktanterne kommer på hinanden, jo større er sandsynligheden for, at de fusionerer (se figur 4). Derfor finder den meste fusion i Solen og andre stjerner sted i deres centrum, hvor temperaturen er højest. Desuden er det nødvendigt med en høj temperatur, for at termonuklear energi kan være en praktisk energikilde.

Figur 4. (a) To kerner, der er på vej mod hinanden, bremser ned, stopper derefter op og flyver derefter væk uden at berøre hinanden eller fusionere. (b) Ved højere energier nærmer de to kerner sig tæt nok til fusion via tunnelføring. Sandsynligheden for tunnelføring øges, efterhånden som de nærmer sig, men de behøver ikke at berøre hinanden, for at reaktionen kan finde sted.

Solen producerer energi ved at fusionere protoner eller brintkerner 1H (Solens langt hyppigste nuklid) til heliumkerner 4He. Den vigtigste sekvens af fusionsreaktioner udgør det, der kaldes proton-proton-cyklussen:

1H + 1H → 2H + e++ ve (0,42 MeV)

1H + 2H → 3He + γ (5,49 MeV)

3He + 3He → 4He + 1H + 1H + 1H (12,86 MeV)

hvor e+ står for en positron, og ve er en elektronneutrino. (Energien i parentes er frigivet ved reaktionen.) Bemærk, at de to første reaktioner skal finde sted to gange, for at den tredje er mulig, således at cyklussen forbruger seks protoner (1H), men giver to tilbage. Desuden vil de to producerede positroner finde to elektroner og annihilere for at danne yderligere fire γ-stråler, så der i alt er seks. Den samlede effekt af cyklussen er således

2e- + 41H → 4He + 2ve + 6γ (26,7 MeV)

hvor de 26,7 MeV omfatter annihilationsenergien fra positronerne og elektronerne og er fordelt på alle reaktionsprodukterne. Solens indre er tæt, og reaktionerne finder sted dybt inde i Solen, hvor temperaturerne er højest. Det tager ca. 32.000 år, før energien er diffunderet til overfladen og stråler væk. Neutrinoerne slipper imidlertid ud af Solen på mindre end to sekunder og tager deres energi med sig, fordi de vekselvirker så svagt, at Solen er gennemsigtig for dem. Negativ feedback i Solen fungerer som en termostat, der regulerer den samlede energiproduktion. Hvis Solens indre f.eks. bliver varmere end normalt, øges reaktionshastigheden, hvorved der produceres energi, som udvider det indre. Dette afkøler det og sænker reaktionshastigheden. Omvendt, hvis det indre bliver for koldt, trækker det sig sammen, hvilket øger temperaturen og reaktionshastigheden (se figur 5). Stjerner som Solen er stabile i milliarder af år, indtil en betydelig del af deres brint er blevet opbrugt. Hvad der så sker, er omtalt i Introduktion til Frontiers of Physics .

Figur 5. Kernefusion i Solen omdanner brintkerner til helium; fusionen sker primært ved grænsen til heliumkernen, hvor temperaturen er højest, og hvor der er tilstrækkeligt med brint tilbage. Den frigjorte energi diffunderer langsomt til overfladen, med undtagelse af neutrinoer, som flygter med det samme. Energiproduktionen forbliver stabil på grund af negative tilbagekoblingseffekter.

Teorierne om proton-proton-cyklussen (og andre energiproducerende cyklusser i stjerner) blev udviklet af den tyskfødte, amerikanske fysiker Hans Bethe (1906-2005), startende i 1938. Han fik Nobelprisen i fysik i 1967 for dette arbejde, og han har ydet mange andre bidrag til fysikken og samfundet. Neutrinos, der produceres i disse cyklusser, undslipper så let, at de giver os et fremragende middel til at teste disse teorier og studere stjerners indre. Der er nu i mere end fire årtier blevet bygget og drevet detektorer til måling af solneutrinoer (se figur 6). Selv om solneutrinoer er detekteret, og der blev observeret neutrinoer fra Supernova 1987A (figur 7), blev der observeret for få solneutrinoer til at være i overensstemmelse med forudsigelser om solens energiproduktion. Efter mange år blev dette problem med solneutrinoerne løst med en blanding af teori og eksperiment, som viste, at neutrinoerne faktisk har en masse. Man fandt også ud af, at der findes tre typer af neutrinoer, som hver især er forbundet med en anden type nukleart henfald.

Figur 6. Dette array af fotomultiplierrør er en del af den store solneutrinodetektor på Fermi National Accelerator Laboratory i Illinois. I disse eksperimenter vekselvirker neutrinoerne med tungt vand og frembringer lysglimt, som detekteres af fotomultiplikatorrørene. På trods af dens størrelse og den enorme strøm af neutrinos, der rammer den, opdages meget få af dem hver dag, da de interagerer så svagt. Dette er naturligvis den samme grund til, at de så let undslipper solen. (credit: Fred Ullrich)

Figur 7. Supernovas er kilden til grundstoffer, der er tungere end jern. Den energi, der frigives, sætter gang i nukleosyntesen. Spektroskopisk analyse af den ring af materiale, der blev kastet ud af Supernova 1987A, som kan observeres på den sydlige halvkugle, viser tegn på tunge grundstoffer. Undersøgelsen af denne supernova gav også tegn på, at neutrinos kan have masse. (credit: NASA, ESA og P. Challis)

Proton-protoncyklussen er ikke en praktisk energikilde på Jorden på trods af den store overflod af brint (1H). Reaktionen 1H + 1H → 2H + e+ + ve har en meget lille sandsynlighed for at forekomme. (Det er grunden til, at vores sol vil holde i omkring ti milliarder år.) Derimod er en række andre fusionsreaktioner lettere at fremkalde. Blandt dem er:

2H + 2H → 3H + 1H (4,03 MeV)

2H + 2H → 3He + n (3,27 MeV)

2H + 3H → 4He + n (17.59 MeV)

2H + 2H → 4He + γ (23,85 MeV).

Deuterium (2H) udgør ca. 0,015% af den naturlige brint, så der er en enorm mængde af det alene i havvand. Ud over en overflod af deuteriumbrændsel producerer disse fusionsreaktioner store energier pr. reaktion (i parentes), men de producerer ikke meget radioaktivt affald. Tritium (3H) er radioaktivt, men det forbruges som brændsel (reaktionen 2H + 3H → 4He + n), og neutronerne og γ’erne kan afskærmes. De producerede neutroner kan også bruges til at skabe mere energi og brændsel i reaktioner som

n + 1H → 2H + γ (20,68 MeV)

og

n + 1H → 2H + γ (2.22 MeV).

Bemærk, at disse to sidste reaktioner, og 2H + 2H → 4He + γ, lægger det meste af deres energiudbytte i γ-strålen, og en sådan energi er vanskelig at udnytte.

De tre nøgler til praktisk fusionsenergiproduktion er at opnå de temperaturer, der er nødvendige for at gøre reaktionerne sandsynlige, at øge brændstoffets massefylde og at indeslutte det længe nok til at producere store mængder energi. Disse tre faktorer – temperatur, densitet og tid – supplerer hinanden, og en mangel på den ene faktor kan derfor udlignes af de andre. Antændelse defineres som værende indtruffet, når reaktionerne producerer nok energi til at være selvbærende, efter at den eksterne energitilførsel er afbrudt. Dette mål, som skal nås, før kommercielle anlæg kan blive en realitet, er endnu ikke nået. En anden milepæl, kaldet break-even, indtræffer, når den producerede fusionskraft er lig med den tilførte varmeenergi. Break-even er næsten nået og giver håb om, at tænding og kommercielle anlæg kan blive en realitet inden for få årtier.

To teknikker har vist sig at være meget lovende. Den første af disse kaldes magnetisk indeslutning og udnytter den egenskab, at ladede partikler har svært ved at krydse magnetfeltlinjer. Den tokamak, der er vist i figur 8, har vist sig særlig lovende. Tokamaks toroidspole indespærrer ladede partikler i en cirkulær bane med en spiralformet drejning på grund af de cirkulerende ioner selv. I 1995 opnåede Tokamak-fusionstestreaktoren i Princeton i USA verdensrekord i plasmatemperaturer på helt op til 500 millioner grader Celsius. Dette anlæg var i drift mellem 1982 og 1997. I Frankrig er man i gang med en fælles international indsats for at bygge en tokamak-reaktor, som skal være springbræt til kommerciel energi. ITER, som den kaldes, vil være et apparat i fuld skala, der skal demonstrere, at fusionsenergi er mulig. Den vil generere 500 MW strøm i længere perioder og vil opnå break-even-forhold. Den vil undersøge plasmaer under forhold, der svarer til dem, der forventes i et fusionskraftværk. Den forventes at stå færdig i 2018.

Figur 8. (a) Kunstnerisk gengivelse af ITER, en fusionsreaktor af tokamak-typen, der er under opførelse i Sydfrankrig. Det er håbet, at denne gigantiske maskine vil nå break-even-point. Den forventes at stå færdig i 2018. (credit: Stephan Mosel, Flickr)

Den anden lovende teknik retter flere lasere mod bittesmå brændstofpiller fyldt med en blanding af deuterium og tritium. Den enorme effekt, der tilføres, opvarmer brændstoffet, fordamper den indesluttende pellet og knuser brændstoffet til høj densitet med det ekspanderende varme plasma, der produceres. Denne teknik kaldes inertial indeslutning, fordi brændstoffets inertiale træghed forhindrer det i at slippe ud, før der kan ske en betydelig fusion. Man har nået højere tætheder end med tokamaks, men med kortere indeslutningstider. I 2009 færdiggjorde Lawrence Livermore Laboratory (CA) en laserfusionsanordning med 192 ultraviolette laserstråler, der er fokuseret på en D-T-pellet (se figur 9).

Figur 9. National Ignition Facility (CA). Dette billede viser et laserrum, hvor 192 laserstråler vil fokusere på et lille D-T-mål og frembringe fusion. (kredit: Lawrence Livermore National Laboratory, Lawrence Livermore National Security, LLC, og Department of Energy)

Sammenfatning af afsnittet

• Kernefusion er en reaktion, hvor to kerner kombineres for at danne en større kerne. Den frigiver energi, når lette kerner fusioneres til at danne kerner med middelstor masse.
• Fusion er energikilden i stjerner, med proton-proton-cyklus,

  1H + 1H → 2H + e+ + ve (0.42 MeV)
  1H + 2H → 3He + γ (5,49 MeV)
  3He + 3He → 4He + 1H + 1H + 1H (12,86 MeV)

  som er den vigtigste sekvens af energiproducerende reaktioner i vores sol.

• Den samlede virkning af proton-proton-cyklussen er

  2e- + 41H → 4He + 2ve + 6γ (26,7 MeV),

  hvor de 26,7 MeV omfatter energien af de positroner, der udsendes og annihileres.

• Forsøg på at udnytte kontrolleret fusion som energikilde på Jorden er relateret til deuterium og tritium, og reaktionerne spiller vigtige roller.
• Ignition er den tilstand, under hvilken kontrolleret fusion er selvbærende; den er endnu ikke opnået. Break-even, hvor fusionsenergien er lige så stor som den eksterne energitilførsel, er næsten opnået.
• Magnetisk indeslutning og inertial indeslutning er de to metoder, der er under udvikling, til opvarmning af brændsel til tilstrækkelig høje temperaturer, ved tilstrækkelig tæthed og i tilstrækkelig lang tid til at opnå antændelse. Den første metode anvender magnetiske felter, og den anden metode anvender impulsen fra påfaldende laserstråler til indeslutning.