Energi frigjort i fusjonsreaksjoner

Hastighet og utbytte av fusjonsreaksjoner

energiutbyttet av en reaksjon mellom kjerner og frekvensen av slike reaksjoner er begge viktige. Disse mengdene har stor innflytelse på vitenskapelige områder som kjernefysisk astrofysikk og potensialet for kjerneproduksjon av elektrisk energi.

når en partikkel av en type passerer gjennom en samling av partikler av samme eller annen type, er det en målbar sjanse for at partiklene vil samhandle. Partiklene kan samhandle på mange måter, for eksempel bare spredning, noe som betyr at de endrer retning og utveksler energi, eller de kan gjennomgå en kjernefysisk fusjonsreaksjon. Målet på sannsynligheten for at partikler vil samhandle kalles tverrsnittet, og størrelsen på tverrsnittet avhenger av typen interaksjon og tilstanden og energien til partiklene. Produktet av tverrsnittet og atomtettheten til målpartikkelen kalles makroskopisk tverrsnitt. Den inverse av det makroskopiske tverrsnittet er spesielt bemerkelsesverdig da det gir den gjennomsnittlige avstanden en hendelsespartikkel vil reise før den interagerer med en målpartikkel; dette inverse tiltaket kalles den gjennomsnittlige frie banen. Tverrsnitt måles ved å produsere en stråle av en partikkel ved en gitt energi, slik at strålen kan samhandle med et (vanligvis tynt) mål laget av det samme eller et annet materiale, og måle avbøyninger eller reaksjonsprodukter. På denne måten er det mulig å bestemme den relative sannsynligheten for en type fusjonsreaksjon mot en annen, samt de optimale forholdene for en bestemt reaksjon.tverrsnittene av fusjonsreaksjoner kan måles eksperimentelt eller beregnes teoretisk, og de har blitt bestemt for mange reaksjoner over et bredt spekter av partikkelenergier. De er godt kjent for praktiske fusjonsenergiapplikasjoner og er rimelig godt kjent, men med hull, for stjerneutvikling. Fusjonsreaksjoner mellom kjerner, hver med en positiv ladning på en eller flere, er de viktigste for både praktiske anvendelser og nukleosyntesen av lyselementene i stjernens brennende stadier. Likevel er det velkjent at to positivt ladede kjerner avviser hverandre elektrostatisk-det vil si at de opplever en repulsiv kraft omvendt proporsjonal med kvadratet av avstanden som skiller dem. Denne frastøtningen kalles Coulomb barrieren (Se coulomb force). Det er svært usannsynlig at to positive kjerner vil nærme seg hverandre tett nok til å gjennomgå en fusjonsreaksjon, med mindre de har tilstrekkelig energi til å overvinne Coulomb-barrieren. Som et resultat er tverrsnittet for fusjonsreaksjoner mellom ladede partikler svært lite, med mindre partikkelens energi er høy, minst 104 elektronvolt (1 ev ≅ 1.602 × 10-19 joule) og ofte mer enn 105 eller 106 eV. Dette forklarer hvorfor sentrum av en stjerne må være varmt for at drivstoffet skal brenne, og hvorfor drivstoff for praktiske fusjonsenergisystemer må varmes opp til minst 50.000.000 kelvins (K; 90.000.000 hryvnias F). Først da vil en rimelig fusjonsreaksjonshastighet og effekt oppnås.

fenomenet Coulomb barrieren forklarer også en grunnleggende forskjell mellom energiproduksjon ved kjernefysisk fusjon og fisjon. Mens fisjon av tunge elementer kan induseres av enten protoner eller nøytroner, er generering av fisjonsenergi for praktiske anvendelser avhengig av nøytroner for å indusere fisjonsreaksjoner i uran eller plutonium. Har ingen elektrisk ladning, er nøytronet fri til å komme inn i kjernen selv om energien tilsvarer romtemperatur. Fusjonsenergi, avhengig som den gjør på fusjonsreaksjonen mellom lyskjerner, oppstår bare når partiklene er tilstrekkelig energiske til å overvinne Coulomb-repulsiv kraft. Dette krever produksjon og oppvarming av gassformige reaktanter til høy temperatur tilstand kjent som plasma tilstand.