11 Kärnfysik: 11.7 Fusion av lätta kärnor
11.7 Fusion av lätta kärnor
11.7 Fusion av lätta kärnor
Solstrålningen startar som gammastrålning i det inre av solen. Men när strålningen når solytan, har den i stort sett omvandlats till synligt ljus.
Solens energikälla har varit en av de största gåtorna genom tiderna. När fysikerna upptäckte att svaret är fusion, väckte det en dröm om en "evig" energikälla för människorna.
Fusion är en kärnreaktion där två lätta kärnor slår sig samman och bildar en tyngre kärna. Den nya kärnan har mindre massa än de två ursprungliga kärnorna hade tillsammans. Reaktionen frigör alltså energi.
Deuterium-deuteriumreaktionen har en central plats i drömmen om fusion som framtidens energikälla på jorden. Se figur 11.26. Reaktionen går till på följande sätt: \[ \ce { ^{2}_{1} $ \rm H$} + \ce { ^{2}_{1} $ \rm H$} \to \ce { ^{3}_{2} $ \rm He$} + \ce { ^{1}_{0} $ \rm n$} \]
I exempel 7 räknade vi fram att reaktionen frigör en energi på \(0{,}52 \text{ pJ}\). Det är lite, men vattnet på jorden innehåller enormt mycket väte, och ungefärligt räknat finns det en deuteriumatom per \(7 \ 000\) väteatomer. Den enorma mängden deuterium i världshaven skulle därför räcka till för att försörja hela mänskligheten med energi för all framtid.
Den fusion som är mest lovande med tanke på energiproduktion, är ändå deuterium – tritiumfusionen, \[ \ce { ^{2}_{1} $ \rm H$} + \ce { ^{3}_{1} $ \rm H$} \to \ce { ^{4}_{2} $ \rm He$} + \ce { ^{1}_{0} $ \rm n$} \]
Den frigjorda energin är här \(2{,}8 \text{ pJ}\), alltså mer än fem gånger så mycket som vid deuterium - deuteriumfusionen. Väteisotopen tritium är sällsynt i naturen, men den kan skapas på konstgjord väg genom att skicka neutroner mot litium: \[ \ce { ^{1}_{0} $ \rm n$} + \ce { ^{6}_{3} $ \rm Li$} \to \ce { ^{3}_{1} $ \rm H$} + \ce { ^{4}_{2} $ \rm He$} \]
Det är inte lätt att åstadkomma en fusion. Atomkärnorna är positivt laddade och stöter bort varandra med elektriska krafter. Det är bara när kärnorna träffar varandra med mycket hög hastighet, som de kommer så nära varandra att de kan slå sig samman.
En framtida fusionsreaktor måste därför bygga på termiska kärnreaktioner. En blandning av deuterium och tritium värms upp till en temperatur nära hundra miljoner kelvin. Då har alla elektronerna lämnat atomerna, och atomkärnorna får så stor kinetisk energi att fusionen kommer i gång.
De praktiska problemen är stora. Först och främst gäller det att hålla fusionsmaterialet samlat. Ingen vanlig behållare kan klara det vid så höga temperaturer. Men med magnetiska fält kan det låta sig göras. Se figur 11.27. Det pågår en intensiv forskning för att förverkliga drömmen om "evig" energi. Men vi kan inte förvänta oss något genombrott förrän tidigast om 20 - 30 år. Kanske du får uppleva att drömmen blir verklighet?
Fusionsenergi använder vi för övrigt varje dag. Livet på jorden är helt beroende av solenergi, och solenergin kommer från fusionsreaktioner i solens inre. Där är trycket och temperaturen stora nog för att fusion ska ske. Av alla atomer i solen är \(92 \text{ %}\) väte, \(7 \text{ %}\) helium och \(1 \text{ %}\) andra ämnen. I solens inre fusionerar väte till helium och ger energi. Kanske blir det istället solenergin som blir framtidens största och billigaste energikälla.
Den tyske fysikern Hans Bethe publicerade år 1938 en teori om energiproduktionen i solen och i stjärnorna. Han visade att vätefusionen kan ske på flera olika sätt. Den enklaste processen är proton-protonfusionen. Den sker i flera steg, och nettoresultatet blir \[ 4 \ \ce { ^{1}_{1} $ \rm H$} \to \ce { ^{4}_{2} $ \rm He$} + 2 \ \ce { ^{0}_{1} $ \rm e$} + 2 \nu \]
För varje heliumkärna som skapas, frigörs totalt \(4{,}3 \text{ pJ}\), där vi har inkluderat energin från de två positronerna eftersom de försvinner nästan omedelbart i gammastrålning. Varje sekund förbrukar solen \(610\) miljoner ton väte. Ändå finns det tillräckligt mycket väte kvar för att solen ska kunna skina i ytterligare miljarder år!
