Fysiikka

Kesäauringon lämmössä paistattelemalla opiskelija lukee viimeisimmästä läpimurrosta kestävän lämpöydinvoiman saavuttamisessa ja muistaa hämärästi kuulleensa kylmäfuusion kiistasta. Nämä kolme asiaa liittyvät toisiinsa. Auringon energia tuotetaan ydinfuusiolla (ks. kuva 1). Lämpöydinvoima on nimitys, joka annetaan hallitun ydinfuusion käytölle energialähteenä. Vaikka lämpöydinvoiman tutkimus edistyy, korkeat lämpötilat ja eristämisvaikeudet ovat edelleen olemassa. Kylmäfuusion kiista keskittyi perusteettomiin väitteisiin käytännön fuusioenergiasta huoneenlämmössä.

Kuva 1. Auringon energia tuotetaan ydinfuusiolla. (luotto: Spiralz)

Ydinfuusio on reaktio, jossa kaksi ydintä yhdistyy eli fuusioituu suuremmaksi ytimeksi. Tiedämme, että kaikilla ytimillä on vähemmän massaa kuin niiden muodostavien protonien ja neutronien massojen summa. Puuttuva massa kertaa c2 on yhtä suuri kuin ytimen sidosenergia – mitä suurempi sidosenergia, sitä suurempi puuttuva massa. Tiedämme myös, että BE/A, sidosenergia nukleonia kohti, on suurempi keskiraskaissa ytimissä, ja se on suurimmillaan Fe:ssä (rauta). Tämä tarkoittaa, että jos kaksi pienimassaista ydintä voidaan sulauttaa yhteen suuremmaksi ytimeksi, energiaa voi vapautua. Suuremmalla ytimellä on suurempi sidosenergia ja pienempi massa nukleonia kohti kuin kahdella yhdistetyllä ytimellä. Näin ollen fuusioreaktiossa tuhoutuu massaa ja vapautuu energiaa (ks. kuva 2). Keskimäärin pienen massan ytimien fuusiossa vapautuu energiaa, mutta yksityiskohdat riippuvat todellisista mukana olevista nuklideista.

Kuva 2. Kevyiden ydinten fuusio keskiraskaiksi ytimiksi tuhoaa massaa, koska BE/A on suurempi tuoteytimille. Mitä suurempi BE/A on, sitä vähemmän massaa on nukleonia kohti, joten massa muuttuu energiaksi ja vapautuu näissä fuusioreaktioissa.

Suurimpana esteenä fuusiolle on ytimien välinen Coulombin repulsio. Koska vetovoimainen ydinvoima, joka voi sulattaa ytimiä yhteen, on lyhytkestoinen, samankaltaisten positiivisten varausten välinen repulsio on voitettava, jotta ytimet saadaan riittävän lähelle fuusion aikaansaamiseksi. Kuvassa 3 esitetään likimääräinen kuvaaja kahden ytimen välisestä potentiaalienergiasta niiden keskusten välisen etäisyyden funktiona. Kuvaaja vastaa kukkulaa, jonka keskellä on kuoppa. Oikealta rullaavalla pallolla on oltava riittävästi liike-energiaa, jotta se pääsee kumpareen yli, ennen kuin se putoaa syvempään kaivoon, jolloin se saa nettoenergiaa. Näin on myös fuusion kohdalla. Jos ytimille annetaan riittävästi liike-energiaa, jotta ne voivat voittaa hylkimisestä johtuvan sähköisen potentiaalienergian, ne voivat yhdistyä, vapauttaa energiaa ja pudota syvään kaivoon. Yksi tapa saavuttaa tämä on lämmittää fuusiopolttoaine korkeisiin lämpötiloihin niin, että lämpöliikkeen liike-energia riittää saamaan ytimet yhteen.

Kuvio 3. Fuusiopolttoaineen lämmittäminen. Kahden kevyen ytimen välinen potentiaalienergia graafisesti niiden välisen etäisyyden funktiona. Jos ytimillä on tarpeeksi liike-energiaa päästäkseen Coulombin repulsiokumpareen yli, ne yhdistyvät, vapauttavat energiaa ja putoavat syvään vetovoimakuoppaan. Esteen läpi tunneloituminen on käytännössä tärkeää. Mitä suurempi liike-energia on ja mitä korkeammalle hiukkaset pääsevät esteen yli (tai mitä matalampi este on), sitä todennäköisempää on tunneloituminen.

Voisit ajatella, että Aurinkomme ytimessä ytimet joutuvat kosketuksiin toisiinsa ja sulavat. Tosiasiassa tarvitaan kuitenkin 108 K:n luokkaa olevia lämpötiloja, jotta ytimet todella joutuisivat kosketuksiin, mikä ylittää Auringon ytimen lämpötilan. Kvanttimekaaninen tunnelointi mahdollistaa fuusion Auringossa, ja tunnelointi on tärkeä prosessi myös useimmissa muissa fuusion käytännön sovelluksissa. Koska tunneloitumisen todennäköisyys on erittäin herkkä esteen korkeudelle ja leveydelle, lämpötilan nostaminen lisää huomattavasti fuusionopeutta. Mitä lähempänä reaktantit ovat toisiaan, sitä todennäköisemmin ne fuusioituvat (ks. kuva 4). Niinpä suurin osa Auringon ja muiden tähtien fuusiosta tapahtuu niiden keskuksissa, joissa lämpötilat ovat korkeimmat. Lisäksi korkeita lämpötiloja tarvitaan, jotta lämpöydinvoima olisi käytännöllinen energianlähde.

Kuva 4. (a) Kaksi toisiaan kohti kulkevaa ydintä hidastuu, sitten pysähtyy ja sitten lentää pois koskematta tai sulautumatta. (b) Suuremmilla energioilla kaksi ydintä lähestyvät tarpeeksi lähelle toisiaan, jotta fuusio tapahtuu tunneloitumisen kautta. Tunneloitumisen todennäköisyys kasvaa niiden lähestyessä, mutta niiden ei tarvitse koskettaa, jotta reaktio tapahtuisi.

Aurinko tuottaa energiaa fuusioimalla protoneja tai vetyytimiä 1H (Auringon ylivoimaisesti runsaslukuisinta nuklidia) heliumytimiksi 4He. Fuusioreaktioiden pääsekvenssi muodostaa niin sanotun protoni-protonikierron:

1H + 1H → 2H + e++ ve (0,42 MeV)

1H + 2H → 3He + γ (5,49 MeV)

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

joissa e+ tarkoittaa positronia ja ve elektronineutriinoa. (Suluissa oleva energia vapautuu reaktiosta.) Huomaa, että kahden ensimmäisen reaktion on tapahduttava kahdesti, jotta kolmas reaktio olisi mahdollinen, joten sykli kuluttaa kuusi protonia (1H), mutta antaa kaksi takaisin. Lisäksi kaksi tuotettua positronia löytää kaksi elektronia ja annihiloituu muodostaen vielä neljä γ-sädettä, eli yhteensä kuusi. Syklin kokonaisvaikutus on siis

2e- + 41H → 4He + 2ve + 6γ (26,7 MeV)

jossa 26,7 MeV sisältää positronien ja elektronien annihilaatioenergian ja jakautuu kaikkien reaktiotuotteiden kesken. Auringon sisus on tiheä, ja reaktiot tapahtuvat syvällä Auringossa, jossa lämpötilat ovat korkeimmat. Kestää noin 32 000 vuotta, ennen kuin energia leviää pinnalle ja säteilee pois. Neutriinot kuitenkin pakenevat auringosta alle kahdessa sekunnissa energiansa mukanaan, koska niiden vuorovaikutus on niin heikko, että aurinko on niille läpinäkyvä. Auringon negatiivinen takaisinkytkentä toimii termostaattina, joka säätelee energian kokonaistuotantoa. Jos esimerkiksi Auringon sisätiloista tulee normaalia kuumempia, reaktionopeus kasvaa ja tuottaa energiaa, joka laajentaa sisätiloja. Tämä jäähdyttää sitä ja alentaa reaktionopeutta. Sitä vastoin, jos sisätilasta tulee liian viileä, se supistuu, jolloin lämpötila nousee ja reaktionopeus kasvaa (ks. kuva 5). Auringon kaltaiset tähdet ovat vakaita miljardeja vuosia, kunnes merkittävä osa niiden vedystä on kulunut loppuun. Mitä silloin tapahtuu, käsitellään kappaleessa Introduction to Frontiers of Physics .

Kuva 5. Auringon ydinfuusio muuntaa vetyytimiä heliumiksi; fuusio tapahtuu pääasiassa heliumytimen rajalla, jossa lämpötila on korkein ja vetyä on jäljellä riittävästi. Vapautuva energia leviää hitaasti pinnalle, lukuun ottamatta neutriinoja, jotka karkaavat välittömästi. Energiantuotanto pysyy vakaana negatiivisten takaisinkytkentäilmiöiden ansiosta.

Teorioita protoni-protonikierrosta (ja muista energiaa tuottavista kierroista tähdissä) kehitti saksalaissyntyinen amerikkalainen fyysikko Hans Bethe (1906-2005) vuodesta 1938 alkaen. Hänelle myönnettiin tästä työstä Nobelin fysiikan palkinto vuonna 1967, ja hän on antanut monia muita panoksia fysiikan ja yhteiskunnan hyväksi. Näissä sykleissä syntyvät neutriinot karkaavat niin helposti, että ne tarjoavat meille erinomaisen keinon testata näitä teorioita ja tutkia tähtien sisäosia. Auringon neutriinojen mittaamiseksi on rakennettu ja käytetty ilmaisimia jo yli neljän vuosikymmenen ajan (ks. kuva 6). Vaikka auringon neutriinoja havaitaan ja neutriinoja havaittiin supernovasta 1987A (kuva 7), havaittiin liian vähän auringon neutriinoja, jotta ne olisivat sopusoinnussa auringon energiantuotantoa koskevien ennusteiden kanssa. Monien vuosien jälkeen tämä auringon neutriino-ongelma ratkaistiin teorian ja kokeen yhdistelmällä, joka osoitti, että neutriinolla todellakin on massaa. Lisäksi havaittiin, että neutriinoja on kolmea eri tyyppiä, joista kukin liittyy erityyppiseen ydinhajoamiseen.

Kuva 6. Tämä fotomonistinputkien joukko on osa suurta auringon neutriinodetektoria Fermin kansallisessa kiihdytinlaboratoriossa Illinoisissa. Näissä kokeissa neutriinot vuorovaikuttavat raskaan veden kanssa ja tuottavat valon välähdyksiä, jotka fotomonistinputket havaitsevat. Sen koosta ja siihen törmäävästä valtavasta neutriinovirrasta huolimatta päivittäin havaitaan hyvin vähän neutriinoja, koska niiden vuorovaikutus on niin heikkoa. Tämä on tietysti sama syy, miksi ne karkaavat auringosta niin helposti. (luotto: Fred Ullrich)

Kuva 7. Supernovat ovat rautaa raskaampien alkuaineiden lähde. Vapautuva energia antaa voimaa ydinsynteesiin. Eteläisellä pallonpuoliskolla havaittavan Supernova 1987A:n heittämän ainekehän spektroskooppinen analyysi osoittaa viitteitä raskaista alkuaineista. Tämän supernovan tutkimus antoi myös viitteitä siitä, että neutriinoilla saattaa olla massaa. (luotto: NASA, ESA ja P. Challis)

Protoni-protonikierto ei ole käytännöllinen energianlähde maapallolla vedyn (1H) suuresta runsaudesta huolimatta. Reaktiolla 1H + 1H → 2H + e+ + ve on hyvin pieni esiintymistodennäköisyys. (Siksi Aurinkomme kestää noin kymmenen miljardia vuotta.) Useita muita fuusioreaktioita on kuitenkin helpompi saada aikaan. Niitä ovat muun muassa:

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).

Deuteriumia (2H) on noin 0,015 % luonnollisesta vedystä, joten pelkästään merivedessä sitä on valtavasti. Deuteriumpolttoaineen runsauden lisäksi nämä fuusioreaktiot tuottavat suuria energioita reaktiota kohti (suluissa), mutta ne eivät tuota paljon radioaktiivista jätettä. Tritium (3H) on radioaktiivista, mutta se kuluu polttoaineena (reaktio 2H + 3H → 4He + n), ja neutronit ja γ:t voidaan suojata. Tuotetut neutronit voidaan myös käyttää luomaan lisää energiaa ja polttoainetta reaktioissa kuten

n + 1H → 2H + γ (20,68 MeV)

ja

n + 1H → 2H + γ (2.22 MeV).

Huomaa, että nämä kaksi viimeksi mainittua reaktiota ja 2H + 2H → 4He + γ laittavat suurimman osan energiantuotostaan γ-säteeseen, ja tällaista energiaa on vaikea hyödyntää.

Kolme avainta käytännön fuusioenergian tuottamiseen ovat reaktioiden todennäköisyyteen tarvittavien lämpötilojen saavuttaminen, polttoaineen tiheyden kasvattaminen ja polttoaineen sulkeminen riittävän pitkäksi ajaksi suurten energiamäärien tuottamiseksi. Nämä kolme tekijää – lämpötila, tiheys ja aika – täydentävät toisiaan, joten yhden tekijän puute voidaan korvata muilla tekijöillä. Syttymisen katsotaan tapahtuvan, kun reaktiot tuottavat niin paljon energiaa, että ne säilyvät itsekseen sen jälkeen, kun ulkoinen energian syöttö on katkaistu. Tätä tavoitetta, joka on saavutettava ennen kuin kaupalliset laitokset voivat olla todellisuutta, ei ole saavutettu. Toinen virstanpylväs, jota kutsutaan kannattavuusrajaksi, saavutetaan, kun tuotettu fuusioteho on yhtä suuri kuin lämmitysenergia. Kannattavuusraja on lähes saavutettu, ja se antaa toivoa siitä, että sytytys ja kaupalliset laitokset voivat toteutua muutaman vuosikymmenen kuluttua.

Kaksi tekniikkaa on osoittautunut erittäin lupaavaksi. Ensimmäistä näistä kutsutaan magneettiseksi koossapidoksi, ja siinä hyödynnetään sitä ominaisuutta, että varatuilla hiukkasilla on vaikeuksia ylittää magneettikentän linjoja. Kuvassa 8 esitetty tokamak on osoittautunut erityisen lupaavaksi. Tokamakin toroidikäämi rajoittaa varatut hiukkaset ympyränmuotoiselle radalle, jossa on kierre, joka johtuu itse kiertävistä ioneista. Vuonna 1995 yhdysvaltalaisessa Princetonissa sijaitsevassa Tokamak-fuusioreaktorissa saavutettiin maailmanennätyslämpötila plasmassa, joka oli jopa 500 miljoonaa celsiusastetta. Laitos toimi vuosina 1982-1997. Ranskassa on meneillään yhteinen kansainvälinen hanke tokamak-tyyppisen reaktorin rakentamiseksi, joka on ponnahduslauta kaupalliseen energiantuotantoon. ITER, kuten sitä kutsutaan, on täysimittainen laite, jolla pyritään osoittamaan fuusioenergian toteutettavuus. Se tuottaa 500 MW:n tehoa pitkiä aikoja ja saavuttaa kannattavuusrajan. Siinä tutkitaan plasmoja samankaltaisissa olosuhteissa kuin fuusioenergialaitoksessa on odotettavissa. Sen on määrä valmistua vuonna 2018.

Kuva 8. (a) Taiteilijan luonnos ITERistä, tokamak-tyyppisestä fuusioreaktorista, jota rakennetaan Etelä-Ranskaan. Tämän jättimäisen koneen toivotaan saavuttavan kannattavuusrajan. Sen on määrä valmistua vuonna 2018. (luotto: Stephan Mosel, Flickr)

Toinen lupaava tekniikka kohdistaa useita lasereita pieniin polttoainepelletteihin, jotka on täytetty deuteriumin ja tritiumin seoksella. Valtava tehonsyöttö kuumentaa polttoaineen, haihduttaa rajoittavan pelletin ja murskaa polttoaineen suureen tiheyteen tuotetun laajenevan kuuman plasman avulla. Tätä tekniikkaa kutsutaan inertiapuristukseksi, koska polttoaineen inertia estää sitä karkaamasta ennen kuin merkittävä fuusio voi tapahtua. On saavutettu suurempia tiheyksiä kuin tokamakeilla, mutta lyhyemmillä rajoitusajoilla. Lawrence Livermoren laboratoriossa (CA) valmistui vuonna 2009 laserfuusiolaite, jossa 192 ultraviolettilaser-sädettä kohdistetaan D-T-pellettiin (ks. kuva 9).

Kuva 9. Kansallinen sytytyslaitos (CA). Tässä kuvassa näkyy laserhalli, jossa 192 lasersädettä kohdistuu pieneen D-T-kohteeseen ja tuottaa fuusion. (luotto: Lawrence Livermore National Laboratory, Lawrence Livermore National Security, LLC ja energiaministeriö)

Yhteenveto

• Ydinfuusio on reaktio, jossa kaksi ydintä yhdistyy suuremmaksi ytimeksi. Siinä vapautuu energiaa, kun kevyet ytimet fuusioituvat keskiraskaiksi ytimiksi.
• Fuusio on energialähde tähdissä, joissa protoni-protonikierto,

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

  on pääasiallinen energiaa tuottavien reaktioiden sarja auringossamme.

• Protoni-protonikierron kokonaisvaikutus on

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

  joissa 26,7 MeV sisältää emittoituneiden ja annihiloituneiden positronien energian.

• Yritykset hyödyntää hallittua fuusiota energialähteenä maapallolla liittyvät deuteriumiin ja tritiumiin, ja näillä reaktioilla on tärkeä rooli.
• Syttyminen on ehto, jossa hallittu fuusio on itseään ylläpitävä; sitä ei ole vielä saavutettu. Break-even, jossa fuusioenergian tuotto on yhtä suuri kuin ulkoinen energiapanos, on lähes saavutettu.
• Magneettinen koossapito ja inertiaalinen koossapito ovat kaksi kehitteillä olevaa menetelmää, joilla polttoainetta voidaan kuumentaa riittävän korkeisiin lämpötiloihin, riittävällä tiheydellä ja riittävän pitkäksi ajaksi sytytyksen aikaansaamiseksi. Ensimmäisessä menetelmässä käytetään magneettikenttiä ja toisessa menetelmässä rajoitukseen käytetään törmäävien lasersäteiden impulssia.