Fysik

Under tiden som en student solar sig i sommarsolens värme läser han om det senaste genombrottet för att uppnå hållbar termonukleär energi och minns vagt att han hört talas om kontroversen om kall fusion. De tre är sammankopplade. Solens energi produceras genom kärnfusion (se figur 1). Termonukleär kraft är namnet på användningen av kontrollerad kärnfusion som energikälla. Även om forskningen på området termonukleär kraft går framåt, kvarstår höga temperaturer och problem med inneslutning. Kontroversen om kall fusion var centrerad kring ogrundade påståenden om praktisk fusionskraft vid rumstemperaturer.

Figur 1. Solens energi produceras genom kärnfusion. (kredit: Spiralz)

Kärnfusion är en reaktion där två atomkärnor kombineras, eller fusioneras, för att bilda en större atomkärna. Vi vet att alla kärnor har mindre massa än summan av massorna hos de protoner och neutroner som bildar dem. Den saknade massan gånger c2 är lika med kärnans bindningsenergi – ju större bindningsenergin är, desto större är den saknade massan. Vi vet också att BE/A, bindningsenergin per nukleon, är större för kärnor med medelhög massa och har ett maximum vid Fe (järn). Detta innebär att om två kärnor med låg massa kan smälta samman för att bilda en större kärna kan energi frigöras. Den större kärnan har en större bindningsenergi och mindre massa per nukleon än de två som slogs samman. Massan förstörs alltså i fusionsreaktionen och energi frigörs (se figur 2). I genomsnitt frigörs energi vid fusion av kärnor med låg massa, men detaljerna beror på de faktiska nuklider som är inblandade.

Figur 2. Fusion av lätta kärnor för att bilda kärnor med medelhög massa förstör massa, eftersom BE/A är större för produktkärnorna. Ju större BE/A är, desto mindre massa per nukleon, och därför omvandlas massa till energi och frigörs i dessa fusionsreaktioner.

Det största hindret för fusion är Coulomb-avstötningen mellan atomkärnor. Eftersom den attraktiva kärnkraft som kan smälta samman atomkärnor är kortvarig, måste avstötningen av likadana positiva laddningar övervinnas för att få atomkärnor tillräckligt nära varandra för att framkalla fusion. Figur 3 visar en ungefärlig graf över den potentiella energin mellan två kärnor som en funktion av avståndet mellan deras centra. Grafen kan liknas vid en kulle med en brunn i mitten. En kula som rullas från höger måste ha tillräckligt med rörelseenergi för att ta sig över kullen innan den faller ner i den djupare brunnen med en nettovinst i energi. Så är det med fusion. Om kärnorna får tillräckligt med rörelseenergi för att övervinna den elektriska potentiella energin på grund av avstötning kan de förenas, frigöra energi och falla ner i en djup brunn. Ett sätt att åstadkomma detta är att värma upp fusionsbränslet till höga temperaturer så att den kinetiska energin från den termiska rörelsen är tillräcklig för att få atomkärnorna att mötas.

Figur 3. Potentiell energi mellan två lätta atomkärnor grafiskt redovisad som en funktion av avståndet mellan dem. Om atomkärnorna har tillräckligt med kinetisk energi för att ta sig över Coulombs repulsionshöjd, förenas de, frigör energi och faller ner i en djup attraktiv brunn. Tunnling genom barriären är viktigt i praktiken. Ju större den kinetiska energin är och ju högre partiklarna kommer uppför barriären (eller ju lägre barriären är), desto troligare är tunneldrivningen.

Du kanske tror att kärnorna i vår Sols kärna kommer i kontakt med varandra och smälter. Men i själva verket krävs temperaturer i storleksordningen 108 K för att kärnorna faktiskt ska komma i kontakt, vilket överstiger solens kärntemperatur. Kvantmekanisk tunnling är det som gör fusion i solen möjlig, och tunnling är också en viktig process i de flesta andra praktiska tillämpningar av fusion. Eftersom sannolikheten för tunnling är extremt känslig för barriärens höjd och bredd ökar temperaturen kraftigt fusionshastigheten. Ju närmare reaktorerna kommer varandra, desto större är sannolikheten att de smälter (se figur 4). Därför sker den mesta fusionen i solen och andra stjärnor i deras centrum, där temperaturen är högst. Dessutom krävs hög temperatur för att termonukleär energi ska vara en praktisk energikälla.

Figur 4. (a) Två kärnor som är på väg mot varandra saktar ner, stannar sedan och flyger sedan iväg utan att röra vid varandra eller smälta samman. (b) Vid högre energier närmar sig de två atomkärnorna tillräckligt nära för fusion via tunnling. Sannolikheten för tunnling ökar när de närmar sig, men de behöver inte röra sig för att reaktionen ska inträffa.

Solen producerar energi genom att fusionera protoner eller vätekärnor 1H (solens överlägset vanligaste nukleid) till heliumkärnor 4He. Den huvudsakliga sekvensen av fusionsreaktioner bildar vad som kallas proton-protoncykeln:

1H + 1H → 2H + e++ ve (0,42 MeV)

1H + 2H → 3He + γ (5,49 MeV)

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

där e+ står för en positron och ve för en elektronneutrino. (Energin inom parentes frigörs av reaktionen.) Observera att de två första reaktionerna måste inträffa två gånger för att den tredje ska vara möjlig, så att cykeln förbrukar sex protoner (1H) men ger tillbaka två. Dessutom kommer de två positroner som produceras att hitta två elektroner och annihilera för att bilda ytterligare fyra γ-strålar, för totalt sex. Den totala effekten av cykeln är således

2e- + 41H → 4He + 2ve + 6γ (26,7 MeV)

där de 26,7 MeV inkluderar annihilationsenergin från positronerna och elektronerna och fördelas på alla reaktionsprodukter. Solens inre är tätt och reaktionerna sker djupt inne i solen där temperaturen är högst. Det tar ungefär 32 000 år för energin att diffundera till ytan och stråla bort. Neutrinonerna flyr dock från solen på mindre än två sekunder och tar med sig energin, eftersom de interagerar så svagt att solen är genomskinlig för dem. Den negativa återkopplingen i solen fungerar som en termostat för att reglera den totala energiproduktionen. Om till exempel solens inre blir varmare än normalt ökar reaktionshastigheten och producerar energi som expanderar det inre. Detta kyler det och sänker reaktionshastigheten. Omvänt, om solens inre blir för kallt drar det ihop sig, vilket ökar temperaturen och reaktionshastigheten (se figur 5). Stjärnor som solen är stabila i miljarder år, tills en betydande del av deras väte har förbrukats. Vad som händer då diskuteras i Introduktion till Frontiers of Physics .

Figur 5. Kärnfusion i solen omvandlar vätekärnor till helium; fusionen sker främst vid gränsen till heliumkärnan, där temperaturen är högst och det finns tillräckligt med väte kvar. Den frigjorda energin diffunderar långsamt till ytan, med undantag för neutriner, som omedelbart flyr. Energiproduktionen förblir stabil på grund av negativa återkopplingseffekter.

Teorierna om proton-proton-cykeln (och andra energiproducerande cykler i stjärnor) banade väg för den tyskfödde, amerikanska fysikern Hans Bethe (1906-2005), med början 1938. Han tilldelades 1967 Nobelpriset i fysik för detta arbete, och han har gjort många andra bidrag till fysiken och samhället. Neutrinos som produceras i dessa cykler flyger så lätt att de ger oss ett utmärkt sätt att testa dessa teorier och studera stjärnornas inre. Detektorer har byggts och använts i mer än fyra decennier för att mäta solens neutriner (se figur 6). Även om solneutriner detekteras och neutriner observerades från Supernova 1987A (figur 7), observerades för få solneutriner för att stämma överens med förutsägelserna om solens energiproduktion. Efter många år löstes detta solneutrinoproblem med en blandning av teori och experiment som visade att neutrinon verkligen har massa. Man fann också att det finns tre typer av neutriner, var och en förknippad med en annan typ av kärnsönderfall.

Figur 6. Denna grupp av fotomultiplikatorrör är en del av den stora solneutrinodetektorn vid Fermi National Accelerator Laboratory i Illinois. I dessa experiment interagerar neutrinerna med tungt vatten och ger upphov till ljusblixtar som upptäcks av fotomultiplikatorrören. Trots dess storlek och det enorma flödet av neutriner som träffar den upptäcks mycket få av dem varje dag eftersom de interagerar så svagt. Detta är förstås samma anledning som att de så lätt kan fly från solen. (kredit: Fred Ullrich)

Figur 7. Supernovor är källan till grundämnen som är tyngre än järn. Den energi som frigörs driver nukleosyntesen. Spektroskopisk analys av ringen av material som skjutits ut av supernova 1987A, som kan observeras på södra halvklotet, visar på spår av tunga grundämnen. Undersökningen av denna supernova gav också indikationer på att neutriner kan ha massa. (kredit: NASA, ESA och P. Challis)

Proton-protoncykeln är inte en praktisk energikälla på jorden, trots det stora överflödet av väte (1H). Reaktionen 1H + 1H → 2H + e+ + ve har en mycket låg sannolikhet att inträffa. (Det är därför vår sol kommer att hålla i ungefär tio miljarder år.) Ett antal andra fusionsreaktioner är dock lättare att framkalla. Bland dem finns:

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) utgör cirka 0,015 % av det naturliga vätet, så det finns en enorm mängd enbart i havsvatten. Förutom ett överflöd av deuteriumbränsle producerar dessa fusionsreaktioner stora energier per reaktion (inom parentes), men de producerar inte mycket radioaktivt avfall. Tritium (3H) är radioaktivt, men det förbrukas som bränsle (reaktionen 2H + 3H → 4He + n), och neutronerna och γs kan avskärmas. De neutroner som produceras kan också användas för att skapa mer energi och bränsle i reaktioner som

n + 1H → 2H + γ (20,68 MeV)

och

n + 1H → 2H + γ (2.22 MeV).

Bemärk att dessa två sista reaktioner, och 2H + 2H → 4He + γ, lägger det mesta av sin energiproduktion i γ-strålen, och sådan energi är svår att utnyttja.

De tre nycklarna till praktisk produktion av fusionsenergi är att uppnå de temperaturer som krävs för att göra reaktionerna sannolika, att höja bränslets densitet och att innesluta det tillräckligt länge för att producera stora mängder energi. Dessa tre faktorer – temperatur, densitet och tid – kompletterar varandra, och därför kan en brist i en av dem kompenseras av de andra. Tändning definieras som att den inträffar när reaktionerna producerar tillräckligt med energi för att vara självförsörjande efter det att den externa energitillförseln har avbrutits. Detta mål, som måste uppnås innan kommersiella anläggningar kan bli verklighet, har inte uppnåtts. En annan milstolpe, kallad break-even, inträffar när den producerade fusionsenergin är lika stor som den tillförda värmeenergin. Break-even har nästan uppnåtts och ger hopp om att tändning och kommersiella anläggningar kan bli verklighet inom några decennier.

Två tekniker har visat sig vara mycket lovande. Den första kallas magnetisk inneslutning och utnyttjar egenskapen att laddade partiklar har svårt att korsa magnetiska fältlinjer. Tokamak, som visas i figur 8, har visat sig vara särskilt lovande. Tokamaks toroidspole begränsar laddade partiklar till en cirkulär bana med en spiralformad vridning på grund av de cirkulerande jonerna själva. År 1995 uppnådde Tokamak Fusion Test Reactor vid Princeton i USA världsrekord i plasmatemperaturer som var så höga som 500 miljoner grader Celsius. Denna anläggning var i drift mellan 1982 och 1997. Ett gemensamt internationellt arbete pågår i Frankrike för att bygga en reaktor av tokamak-typ som kommer att utgöra språngbrädan till kommersiell kraftförsörjning. ITER, som den kallas, kommer att vara en fullskalig anläggning som syftar till att demonstrera fusionsenergins genomförbarhet. Den kommer att generera 500 MW kraft under längre tidsperioder och kommer att uppnå break-even-förhållanden. Den kommer att studera plasman i förhållanden som liknar dem som förväntas i ett fusionskraftverk. Den beräknas vara färdigställd 2018.

Figur 8. (a) Konstnärlig avbildning av ITER, en fusionsreaktor av tokamak-typ som byggs i södra Frankrike. Förhoppningen är att denna gigantiska maskin ska nå break-even. Färdigställandet är planerat till 2018. (kredit: Stephan Mosel, Flickr)

Den andra lovande tekniken riktar flera lasrar mot små bränslepellets fyllda med en blandning av deuterium och tritium. Den enorma effekt som tillförs värmer upp bränslet, förångar den inneslutande pelletsen och krossar bränslet till hög densitet med den expanderande heta plasma som produceras. Denna teknik kallas tröghetsinlåsning, eftersom bränslets tröghet hindrar det från att fly innan en betydande fusion kan äga rum. Högre tätheter har uppnåtts än med tokamaker, men med kortare inkapslingstider. År 2009 färdigställde Lawrence Livermore Laboratory (CA) en laserfusionsanordning med 192 ultravioletta laserstrålar som fokuseras på en D-T-pellets (se figur 9).

Figur 9. National Ignition Facility (CA). Bilden visar en laserhytt där 192 laserstrålar kommer att fokusera på ett litet D-T-mål och producera fusion. (kredit: Lawrence Livermore National Laboratory, Lawrence Livermore National Security, LLC och Department of Energy)

Sammanfattning av avsnittet

• Kärnfusion är en reaktion där två atomkärnor kombineras för att bilda en större atomkärna. Den frigör energi när lätta kärnor smälter samman till kärnor med medelhög massa.
• Fusion är energikällan i stjärnor, med proton-protoncykeln,

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

  är den huvudsakliga sekvensen av energiproducerande reaktioner i vår sol.

• Den totala effekten av proton-protoncykeln är

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

  där de 26,7 MeV inkluderar energin hos de positroner som emitteras och annihileras.

• Försöken att utnyttja kontrollerad fusion som energikälla på jorden är relaterade till deuterium och tritium, och reaktionerna spelar viktiga roller.
• Ignition är det tillstånd under vilket kontrollerad fusion är självunderhållande; det har ännu inte uppnåtts. Break-even, där fusionsenergiproduktionen är lika stor som den externa energitillförseln, har nästan uppnåtts.
• Magnetisk inneslutning och tröghetsinneslutning är de två metoder som håller på att utvecklas för att värma bränsle till tillräckligt höga temperaturer, med tillräcklig densitet och under tillräckligt lång tid för att uppnå antändning. Den första metoden använder sig av magnetfält och den andra metoden använder sig av rörelsemängden hos påströmmande laserstrålar för inneslutning.