Fizică

În timp ce se scaldă în căldura soarelui de vară, un student citește despre cea mai recentă descoperire în obținerea energiei termonucleare susținute și își amintește vag că a auzit despre controversa fuziunii la rece. Cele trei sunt legate între ele. Energia Soarelui este produsă prin fuziune nucleară (a se vedea figura 1). Energia termonucleară este denumirea dată utilizării fuziunii nucleare controlate ca sursă de energie. Deși cercetările în domeniul energiei termonucleare progresează, temperaturile ridicate și dificultățile de izolare rămân. Controversa privind fuziunea la rece s-a axat pe afirmațiile nefondate privind puterea practică de fuziune la temperaturi ambiante.

Figura 1. Energia Soarelui este produsă prin fuziune nucleară. (credit: Spiralz)

Fuziunea nucleară este o reacție în care două nuclee se combină, sau fuzionează, pentru a forma un nucleu mai mare. Știm că toate nucleele au o masă mai mică decât suma maselor protonilor și neutronilor care le formează. Masa lipsă înmulțită cu c2 este egală cu energia de legătură a nucleului – cu cât este mai mare energia de legătură, cu atât este mai mare masa lipsă. De asemenea, știm că BE/A, energia de legătură per nucleon, este mai mare pentru nucleele de masă medie și are un maxim la Fe (fier). Acest lucru înseamnă că, dacă două nuclee de masă mică pot fi fuzionate împreună pentru a forma un nucleu mai mare, se poate elibera energie. Nucleul mai mare are o energie de legătură mai mare și o masă per nucleon mai mică decât cele două care s-au combinat. Astfel, masa este distrusă în reacția de fuziune, iar energia este eliberată (a se vedea figura 2). În medie, fuziunea nucleelor de masă mică eliberează energie, dar detaliile depind de nuclizii reali implicați.

Figura 2. Fuziunea nucleelor ușoare pentru a forma nuclee de masă medie distruge masa, deoarece BE/A este mai mare pentru nucleele produse. Cu cât BE/A este mai mare, cu atât mai puțină masă pe nucleon, astfel încât masa este convertită în energie și eliberată în aceste reacții de fuziune.

Obstacolul major în calea fuziunii este repulsia Coulomb între nuclee. Deoarece forța nucleară atractivă care poate fuziona nucleele între ele este de rază scurtă, trebuie depășită repulsia sarcinilor pozitive asemănătoare pentru ca nucleele să fie suficient de apropiate pentru a induce fuziunea. Figura 3 prezintă un grafic aproximativ al energiei potențiale dintre două nuclee în funcție de distanța dintre centrele lor. Graficul este analog cu un deal cu un puț în centrul său. O minge rostogolită dinspre dreapta trebuie să aibă suficientă energie cinetică pentru a trece peste cocoașă înainte de a cădea în fântâna mai adâncă, cu un câștig net de energie. La fel se întâmplă și cu fuziunea. Dacă nucleele primesc suficientă energie cinetică pentru a depăși energia potențială electrică datorată repulsiei, atunci ele se pot combina, pot elibera energie și pot cădea într-o fântână adâncă. O modalitate de a realiza acest lucru este de a încălzi combustibilul de fuziune la temperaturi ridicate, astfel încât energia cinetică a mișcării termice să fie suficientă pentru ca nucleele să se unească.

Figura 3. Energia potențială dintre două nuclee ușoare reprezentată grafic în funcție de distanța dintre ele. Dacă nucleele au suficientă energie cinetică pentru a depăși cocoașa de respingere a lui Coulomb, ele se combină, eliberează energie și cad într-un puț atractiv adânc. Tunelarea prin barieră este importantă în practică. Cu cât energia cinetică este mai mare și cu cât particulele urcă mai sus pe barieră (sau cu cât bariera este mai mică), cu atât este mai probabilă tunelarea.

Ați putea crede că, în miezul Soarelui nostru, nucleele intră în contact și fuzionează. Totuși, de fapt, sunt necesare temperaturi de ordinul a 108K pentru ca nucleele să intre efectiv în contact, depășind temperatura nucleului Soarelui. Tunelizarea mecanică cuantică este ceea ce face posibilă fuziunea în Soare, iar tunelizarea este un proces important și în majoritatea celorlalte aplicații practice ale fuziunii. Deoarece probabilitatea de tunelare este extrem de sensibilă la înălțimea și lățimea barierei, creșterea temperaturii mărește considerabil rata de fuziune. Cu cât reactivii sunt mai aproape unul de celălalt, cu atât este mai probabil ca aceștia să fuzioneze (a se vedea figura 4). Astfel, cea mai mare parte a fuziunii în Soare și în alte stele are loc în centrul acestora, unde temperaturile sunt cele mai ridicate. Mai mult, este nevoie de temperaturi ridicate pentru ca energia termonucleară să fie o sursă practică de energie.

Figura 4. (a) Două nuclee care se îndreaptă unul spre celălalt încetinesc, apoi se opresc și apoi zboară fără să se atingă sau să fuzioneze. (b) La energii mai mari, cele două nuclee se apropie suficient de mult pentru fuziune prin tunelizare. Probabilitatea de tunelare crește pe măsură ce se apropie, dar nu trebuie să se atingă pentru ca reacția să aibă loc.

Soarele produce energie prin fuziunea protonilor sau a nucleelor de hidrogen 1H (de departe cel mai abundent nuclid al Soarelui) în nuclee de heliu 4He. Secvența principală a reacțiilor de fuziune formează ceea ce se numește ciclul proton-proton:

1H + 1H → 2H + e++ ve (0,42 MeV)

1H + 2H → 3He + γ (5,49 MeV)

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

unde e+ reprezintă un pozitron, iar ve este un neutrino electronic. (Energia din paranteze este eliberată de reacție.) Rețineți că primele două reacții trebuie să aibă loc de două ori pentru ca cea de-a treia să fie posibilă, astfel încât ciclul consumă șase protoni (1H), dar returnează doi. În plus, cei doi pozitroni produși vor găsi doi electroni și se vor anihila pentru a forma încă patru raze γ, pentru un total de șase. Efectul global al ciclului este astfel

2e- + 41H → 4He + 2ve + 6γ (26,7 MeV)

unde cei 26,7 MeV includ energia de anihilare a pozitronilor și electronilor și sunt distribuiți între toți produșii de reacție. Interiorul solar este dens, iar reacțiile au loc în profunzimea Soarelui, unde temperaturile sunt cele mai ridicate. Este nevoie de aproximativ 32.000 de ani pentru ca energia să se difuzeze la suprafață și să radieze. Cu toate acestea, neutrinii scapă din Soare în mai puțin de două secunde, transportându-și energia cu ei, deoarece interacționează atât de slab încât Soarele este transparent pentru ei. Reacția negativă din Soare acționează ca un termostat pentru a regla producția totală de energie. De exemplu, dacă interiorul Soarelui devine mai fierbinte decât în mod normal, rata de reacție crește, producând energie care extinde interiorul. Acest lucru îl răcește și scade rata de reacție. În schimb, dacă interiorul devine prea rece, acesta se contractă, crescând temperatura și rata de reacție (a se vedea figura 5). Stelele precum Soarele sunt stabile timp de miliarde de ani, până când o fracțiune semnificativă din hidrogenul lor a fost epuizată. Ce se întâmplă atunci este discutat în Introducere la Frontierele fizicii .

Figura 5. Fuziunea nucleară în Soare transformă nucleele de hidrogen în heliu; fuziunea are loc în principal la limita nucleului de heliu, unde temperatura este cea mai ridicată și unde rămâne suficient hidrogen. Energia eliberată difuzează lent spre suprafață, cu excepția neutrinilor, care scapă imediat. Producția de energie rămâne stabilă datorită efectelor de reacție negativă.

Teoriile ciclului proton-proton (și a altor cicluri de producere a energiei în stele) au fost inițiate de fizicianul american de origine germană Hans Bethe (1906-2005), născut în Germania, începând cu anul 1938. El a primit Premiul Nobel pentru fizică în 1967 pentru această lucrare și a avut multe alte contribuții la fizică și la societate. Neutrinii produși în aceste cicluri scapă atât de ușor încât ne oferă un mijloc excelent de a testa aceste teorii și de a studia interioarele stelare. De mai bine de patru decenii au fost construite și exploatate detectoare pentru a măsura neutrinii solari (a se vedea figura 6). Deși sunt detectați neutrini solari și au fost observați neutrini de la Supernova 1987A (Figura 7), au fost observați prea puțini neutrini solari pentru a fi în concordanță cu predicțiile privind producția de energie solară. După mulți ani, această problemă a neutrinilor solari a fost rezolvată cu un amestec de teorie și experiment care a arătat că neutrinii au într-adevăr masă. S-a constatat, de asemenea, că există trei tipuri de neutrini, fiecare asociat cu un tip diferit de dezintegrare nucleară.

Figura 6. Această matrice de tuburi fotomultiplicatoare face parte din marele detector de neutrini solari de la Fermi National Accelerator Laboratory din Illinois. În aceste experimente, neutrinii interacționează cu apa grea și produc flash-uri de lumină, care sunt detectate de tuburile fotomultiplicatoare. În ciuda dimensiunilor sale și a fluxului uriaș de neutrini care îl lovesc, foarte puțini sunt detectați în fiecare zi, deoarece interacționează atât de slab. Acesta este, bineînțeles, același motiv pentru care ei scapă atât de ușor din Soare. (credit: Fred Ullrich)

Figura 7. Supernovele sunt sursa elementelor mai grele decât fierul. Energia eliberată alimentează nucleosinteza. Analiza spectroscopică a inelului de material ejectat de Supernova 1987A, observabil în emisfera sudică, arată dovezi de elemente grele. Studiul acestei supernove a furnizat, de asemenea, indicii că neutrinii ar putea avea masă. (credit: NASA, ESA și P. Challis)

Ciclul proton-proton nu este o sursă practică de energie pe Pământ, în ciuda abundenței mari de hidrogen (1H). Reacția 1H + 1H → 2H + e+ + ve are o probabilitate foarte mică de a avea loc. (Acesta este motivul pentru care Soarele nostru va dura aproximativ zece miliarde de ani.) Cu toate acestea, o serie de alte reacții de fuziune sunt mai ușor de indus. Printre acestea se numără:

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).

Deuteriul (2H) reprezintă aproximativ 0,015% din hidrogenul natural, deci numai în apa de mare există o cantitate imensă de deuteriu. Pe lângă abundența de combustibil de deuteriu, aceste reacții de fuziune produc energii mari pe reacție (în paranteze), dar nu produc prea multe deșeuri radioactive. Tritiul (3H) este radioactiv, dar este consumat ca și combustibil (reacția 2H + 3H → 4He + n), iar neutronii și γs pot fi ecranate. Neutronii produși pot fi, de asemenea, utilizați pentru a crea mai multă energie și combustibil în reacții precum

n + 1H → 2H + γ (20,68 MeV)

și

n + 1H → 2H + γ (2.22 MeV).

Rețineți că aceste ultime două reacții, și 2H + 2H → 4He + γ, plasează cea mai mare parte din energia lor de ieșire în raza γ, iar o astfel de energie este dificil de utilizat.

Cele trei chei pentru generarea practică a energiei de fuziune sunt atingerea temperaturilor necesare pentru a face reacțiile probabile, creșterea densității combustibilului și izolarea acestuia suficient de mult timp pentru a produce cantități mari de energie. Acești trei factori – temperatură, densitate și timp – se completează reciproc, astfel că o deficiență la unul dintre ei poate fi compensată de ceilalți. Se definește că aprinderea are loc atunci când reacțiile produc suficientă energie pentru a se autosusține după întreruperea aportului de energie externă. Acest obiectiv, care trebuie atins înainte ca instalațiile comerciale să devină o realitate, nu a fost încă atins. O altă piatră de hotar, numită break-even, apare atunci când energia de fuziune produsă este egală cu puterea de încălzire introdusă. Pragul de rentabilitate a fost aproape atins și dă speranța că aprinderea și instalațiile comerciale pot deveni realitate în câteva decenii.

Două tehnici s-au dovedit a fi foarte promițătoare. Prima dintre ele se numește confinare magnetică și folosește proprietatea că particulele încărcate au dificultăți în a traversa liniile de câmp magnetic. Tokamak-ul, prezentat în figura 8, s-a dovedit a fi deosebit de promițător. Bobina toroidală a tokamak-ului confinează particulele încărcate într-o traiectorie circulară cu o răsucire elicoidală datorată chiar ionilor care circulă. În 1995, reactorul de testare a fuziunii Tokamak de la Princeton (SUA) a atins temperaturi ale plasmei de până la 500 de milioane de grade Celsius, un record mondial. Această instalație a funcționat între 1982 și 1997. Un efort internațional comun este în curs de desfășurare în Franța pentru a construi un reactor de tip tokamak care va fi piatra de temelie pentru energia comercială. ITER, așa cum este denumit, va fi un dispozitiv la scară reală care își propune să demonstreze fezabilitatea energiei de fuziune. Acesta va genera 500 MW de energie pentru perioade lungi de timp și va atinge pragul de rentabilitate. Acesta va studia plasmele în condiții similare cu cele așteptate într-o centrală de fuziune. Finalizarea este programată pentru 2018.

Figura 8. (a) Reprezentare artistică a ITER, un reactor de fuziune de tip tokamak care se construiește în sudul Franței. Se speră ca această mașinărie gigantică să atingă pragul de rentabilitate. Finalizarea este programată pentru 2018. (credit: Stephan Mosel, Flickr)

Cea de-a doua tehnică promițătoare vizează mai multe lasere asupra unor mici granule de combustibil umplute cu un amestec de deuteriu și tritiu. Intrarea uriașă de putere încălzește combustibilul, evaporând peleta de confinare și zdrobind combustibilul până la o densitate mare cu plasma fierbinte în expansiune produsă. Această tehnică se numește confinare inerțială, deoarece inerția combustibilului îl împiedică să evadeze înainte de a avea loc o fuziune semnificativă. Au fost atinse densități mai mari decât în cazul tokamakurilor, dar cu timpi de confinare mai mici. În 2009, Laboratorul Lawrence Livermore (California) a finalizat un dispozitiv de fuziune cu laser cu 192 de fascicule laser ultraviolete care sunt focalizate asupra unei pelete D-T (a se vedea figura 9).

Figura 9. Instalația națională de aprindere (CA). Această imagine arată un compartiment laser unde 192 de fascicule laser se vor concentra asupra unei mici ținte D-T, producând fuziunea. (credit: Lawrence Livermore National Laboratory, Lawrence Livermore National Security, LLC, și Departamentul de Energie)

Rezumat al secțiunii

• Fuziunea nucleară este o reacție în care două nuclee se combină pentru a forma un nucleu mai mare. Ea eliberează energie atunci când nuclee ușoare sunt fuzionate pentru a forma nuclee de masă medie.
• Fuziunea este sursa de energie în stele, cu ciclul proton-proton,

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

  fiind principala secvență de reacții producătoare de energie în Soarele nostru.

• Efectul global al ciclului proton-proton este

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

  unde cei 26,7 MeV includ energia pozitronilor emiși și anihilați.

• Tentativele de a utiliza fuziunea controlată ca sursă de energie pe Pământ sunt legate de deuteriu și de tritiu, iar reacțiile joacă roluri importante.
• Ignorarea este condiția în care fuziunea controlată se autoîntreține; ea nu a fost încă realizată. Pragul de rentabilitate, în care producția de energie de fuziune este la fel de mare ca și aportul de energie externă, a fost aproape atins.
• Confringerea magnetică și confinarea inerțială sunt cele două metode în curs de dezvoltare pentru încălzirea combustibilului la temperaturi suficient de ridicate, la o densitate suficientă și pentru perioade suficient de lungi pentru a obține aprinderea. Prima metodă folosește câmpuri magnetice, iar cea de-a doua metodă folosește pentru confinare impulsul fasciculelor laser care se lovesc.