energie die vrijkomt bij fusiereacties
snelheid en opbrengst van fusiereacties
de energieopbrengst van een reactie tussen kernen en de snelheid van dergelijke reacties zijn beide belangrijk. Deze hoeveelheden hebben een grote invloed op wetenschappelijke gebieden zoals de nucleaire astrofysica en het potentieel voor de nucleaire productie van elektrische energie.
wanneer een deeltje van een bepaald type door een verzameling deeltjes van hetzelfde of een ander type gaat, is er een meetbare kans dat de deeltjes zullen interageren. De deeltjes kunnen op vele manieren op elkaar inwerken, zoals het zich eenvoudig verspreiden, wat betekent dat zij van richting veranderen en energie uitwisselen, of zij kunnen een kernfusiereactie ondergaan. De maat van de waarschijnlijkheid dat deeltjes zullen interageren wordt de doorsnede genoemd, en de grootte van de doorsnede hangt af van het type interactie en de toestand en energie van de deeltjes. Het product van de dwarsdoorsnede en de atoomdichtheid van het doeldeeltje wordt de macroscopische dwarsdoorsnede genoemd. De inverse van de macroscopische dwarsdoorsnede is bijzonder opmerkelijk aangezien het de gemiddelde afstand geeft die een invallend deeltje zal afleggen alvorens met een doeldeeltje in wisselwerking te staan; deze inverse maat wordt het gemiddelde vrije pad genoemd. Dwarsdoorsneden worden gemeten door een bundel van één deeltje te produceren bij een bepaalde energie, waardoor de bundel kan interageren met een (meestal dun) doelwit gemaakt van hetzelfde of een ander materiaal, en afbuigingen of reactieproducten te meten. Op deze manier is het mogelijk om de relatieve waarschijnlijkheid van een type fusiereactie ten opzichte van een ander te bepalen, evenals de optimale omstandigheden voor een bepaalde reactie.
de dwarsdoorsneden van fusiereacties kunnen experimenteel worden gemeten of theoretisch worden berekend, en zij zijn bepaald voor vele reacties over een groot aantal deeltjesenergieën. Ze staan bekend om praktische toepassingen van fusie-energie en zijn redelijk bekend, zij het met hiaten, voor stellaire evolutie. Fusiereacties tussen kernen, elk met een positieve lading van één of meer, zijn het belangrijkst voor zowel praktische toepassingen als voor de nucleosynthese van de lichtelementen in de brandende stadia van sterren. Toch is het bekend dat twee positief geladen kernen elkaar elektrostatisch afstoten—dat wil zeggen, ze ervaren een afstotende kracht omgekeerd evenredig aan het kwadraat van de afstand die hen scheidt. Deze afstoting wordt de Coulomb-barrière genoemd (zie Coulomb-kracht). Het is zeer onwaarschijnlijk dat twee positieve kernen elkaar dicht genoeg benaderen om een fusiereactie te ondergaan, tenzij ze voldoende energie hebben om de Coulomb-barrière te overwinnen. Als gevolg hiervan is de doorsnede voor fusiereacties tussen geladen deeltjes zeer klein, tenzij de energie van de deeltjes hoog is, ten minste 104 elektronvolt (1 eV 1.6 1,602 × 10-19 joule) en vaak meer dan 105 of 106 eV. Dit verklaart waarom het centrum van een ster heet moet zijn om de brandstof te kunnen verbranden en waarom brandstof voor praktische fusie-energiesystemen moet worden verwarmd tot ten minste 50.000.000 Kelvin (K; 90.000.000 °F). Alleen dan zal een redelijke fusiereactiesnelheid en vermogen worden bereikt.
het fenomeen van de Coulomb-barrière verklaart ook een fundamenteel verschil tussen energieopwekking door kernfusie en kernsplijting. Terwijl kernsplijting van zware elementen kan worden opgewekt door protonen of neutronen, is de opwekking van kernsplijtingsenergie voor praktische toepassingen afhankelijk van neutronen om kernsplijtingsreacties in uranium of plutonium te induceren. Zonder elektrische lading is het neutron vrij om de kern binnen te komen, zelfs als zijn energie overeenkomt met kamertemperatuur. Fusie-energie, die afhankelijk is van de fusiereactie tussen lichtkernen, treedt alleen op wanneer de deeltjes voldoende energetisch zijn om de Coulomb-afstotende kracht te overwinnen. Dit vereist de productie en verhitting van de gasvormige reagentia tot de hoge temperatuurtoestand die bekend staat als de plasmatoestand.
