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핵융합
기사 이야기
이 기사는 핵반응에 관한 것이다. 에너지 생산에 사용하려면 핵융합 전력을 참조하십시오. 저널은 핵융합(저널)을 참조하십시오. 노래는 핵융합(노래)을 참조하세요. 핵분열과 혼동하지 않도록.
핵융합은 보통 중수소와 삼중수소(수소 동위원소) 등 2개 이상의 원자핵이 결합해 하나 이상의 다른 원자핵과 아원자 입자(중성자 또는 양성자)를 형성하는 반응이다. 반응물과 생성물 사이의 질량의 차이는 에너지의 방출 또는 흡수로 나타난다. 이러한 질량의 차이는 반응 전후 원자핵 사이의 핵 결합 에너지의 차이로 인해 발생한다. 핵융합은 활성 또는 주계열성과 다른 고진도 별에 힘을 주는 과정으로, 대량의 에너지가 방출된다.
The 일 A인가? 주계열성, 따라서 그것을 방출합니다. 에너지 핵융합에 의해 수소 핵을 넣다 헬륨. 태양은 그 핵심에서 매초 약 6,000억 킬로그램의 수소를 융합한다.[1]
반복 최종 전력 생산을 위한 융합을 연구하는 33개국의 협력입니다. 2033년에 조립을 완료할 것으로 예상됩니다.
The 핵결합에너지 곡선. 질량이 최대인 핵의 형성 철-56 위에 설명된 대로 에너지를 방출합니다.
철-56이나 니켈-62보다 가벼운 원자핵을 만드는 핵융합 과정은 일반적으로 에너지를 방출한다. 이 원소들은 핵자당 상대적으로 작은 질량과 상대적으로 큰 결합 에너지를 가지고 있다. 이들보다 가벼운 핵의 융합은 에너지(발열 과정)를 방출하는 반면, 무거운 핵의 융합은 생성물 핵자에 의해 유지되는 에너지를 초래하고 결과 반응은 흡열이다. 핵분열이라고 불리는 역과정에 대해서는 그 반대의 경우도 마찬가지이다. 핵융합은 일반적으로 더 융합 가능한 수소와 헬륨과 같은 가벼운 원소를 사용하는 반면, 우라늄, 토륨, 플루토늄과 같은 무거운 원소는 더 핵분열 가능하다. 초신성의 극단적인 천체물리학적 사건은 핵을 철보다 무거운 원소로 융합시키기에 충분한 에너지를 생산할 수 있다.
역사
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주요 기사: 핵융합 연표
미국 화학자 윌리엄 드레이퍼 하킨스 1915년에 핵융합 개념을 처음으로 제안했습니다.[2] 그러다가 1921년에 아서 에딩턴 제안된 것 수소-헬륨 융합 항성 에너지의 주요 원천이 될 수 있습니다.[3] 양자 터널링 에 의해 발견되었다. 프리드리히 훈트 1927년에[4][5] 그리고 얼마 지나지 않아 로버트 앳킨슨 그리고 프리츠 후테르만스 측정된 것을 사용했습니다. 매스 작은 핵을 융합함으로써 많은 양의 에너지가 방출될 수 있음을 보여주기 위한 빛 요소의 것이다.[6] 인공의 초기 실험을 기반으로 핵변환 ~옆에 패트릭 블랙켓, 실험실 융합 수소 동위 원소 에 의해 성취되었다. 마크 올리펀트 1932년에.[7] 그 10년의 나머지 기간 동안, 항성의 핵융합 주 주기에 대한 이론은 한스 베테. 연구에 대한 연구 군사적 목적의 융합 1940년대 초에 그 일환으로 시작되었습니다. 맨해튼 프로젝트. 성공적인 핵융합은 1952년 11월 1일에 처음 수행되었습니다. 아이비 마이크 수소(열핵)폭탄 실험.
수소폭탄(H-bomb)의 작동에서 핵융합이 이루어졌지만, 유용한 에너지원이 되기 위해서는 반응을 제어하고 지속해야 한다. 내부의 제어된 융합 개발 연구 핵융합로 1930년대부터 진행되어 왔지만, 기술은 아직 발전 단계에 있다.[8]
미국은 국가발화설비레이저 구동을 사용하는 , 관성구속융,는 다음을 목표로 설계되었습니다. 손익분기점 융합; 최초의 대규모 레이저 표적 실험은 2009년 6월에 수행되었고 점화 실험은 2011년 초에 시작되었다.[9][10] 2022년 12월 13일, 미국 에너지부 2022년 12월 5일 손익분기점 핵융합을 성공적으로 달성하여 "목표에 2.05메가줄(MJ)의 에너지를 전달하여 3.15MJ의 핵융합 에너지 출력을 얻었다"고 발표했다.[11]
이 돌파구 이전에는 제어된 융합 반응으로는 손익분기점(자생) 제어 융합을 생성할 수 없었다.[12] 그것에 대한 가장 진보된 두 가지 접근법은 자기 구속 (토로이드 디자인) 및 관성 구속 (레이저 디자인). 이론적으로 플라즈마를 필요한 온도로 가열하는 데 필요한 양보다 10배 더 많은 핵융합 에너지를 전달할 환상형 반응기에 대한 작업 가능한 설계가 개발 중이다(참조). 반복). ITER 시설은 2025년에 건설 단계를 완료할 것으로 예상됩니다. 같은 해 원자로 시운전을 시작해 2025년 플라즈마 실험을 시작하지만 2035년까지 완전한 중수소-삼중수소 융합을 시작하지 않을 것으로 예상된다.[13]
핵융합 상용화를 추진하는 민간 기업들은 2021년에만 26억 달러의 민간 자금을 지원받았으며, 이에 국한되지 않고 많은 주목할만한 스타트업들에게 돌아갔다. 영연방 융합 시스템, 헬리온 에너지., 일반융합, TAE 테크놀로지스 주식회사와 재프 에너지 주식회사[14]
지속적인 핵융합 반응을 유지하는 데 있어 현재까지 가장 최근의 돌파구 중 하나는 프랑스의 WEST 핵융합로에서 발생했다. 6분이라는 기록적인 시간 동안 9천만 도의 플라즈마를 유지했습니다. 이것은 곧 출시될 ITER 원자로와 같은 스타일의 토카막 스타일 원자로입니다.[15]
프로세스
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융합 중수소 ~와 함께 삼중수소 생성 헬륨-4중성자를 풀고 17.59를 방출합니다. MEV ~로서 운동에너지 제품 중 해당 금액이 있습니다. 질량이 사라진다., 동의하다 키네틱 E = ∆MC2, 여기서 ΔM 입자의 총 휴식 질량의 감소인가?[16]
빛 원소의 융합과 함께 에너지가 방출되는 것은 두 개의 대립되는 힘의 상호 작용 때문이다. 핵력, 의 표현 강한 상호작용양성자와 중성자를 단단히 고정시키는 원자핵; 그리고 쿨롱군, 긍정적인 원인이 됩니다. 충전된 양성자 서로를 밀어내는 핵 안에서.[17] 더 가벼운 핵(철과 니켈보다 작은 핵)은 핵력이 쿨롱 힘을 극복할 수 있을 만큼 충분히 작고 양성자 부족하다. 핵이 충분히 작아서 모든 핵자는 적어도 무한 범위 쿨롱 반발을 느끼는 것만큼 단거리 인력을 강하게 느끼기 때문이다. 핵융합에 의해 더 가벼운 핵으로부터 핵을 축적하는 것은 입자의 순 인력으로부터 추가 에너지를 방출한다. 더 큰 핵의 경우그러나 핵력은 단거리이고 더 큰 핵을 가로질러 작용할 수 없기 때문에 에너지가 방출되지 않는다.
핵융합력 별들 그리고 소위 과정에서 사실상 모든 요소를 생산합니다. 핵합성. 태양은 주계열성으로 수소핵이 헬륨으로 핵융합되어 에너지를 생성한다. 태양은 그 핵심에서 6억 2천만 미터톤의 수소를 융합하고 매초 6억 1천 6백만 미터톤의 헬륨을 만든다. 별에서 가벼운 원소들의 융합은 에너지와 항상 그에 수반되는 질량을 방출한다. 예를 들어, 두 수소 핵이 융합되어 헬륨을 형성하는 경우 질량의 0.645%가 a의 운동 에너지 형태로 운반된다. 알파 입자 또는 전자기 복사와 같은 다른 형태의 에너지입니다.[18]
핵이 융합되도록 하려면 상당한 에너지가 필요합니다. 심지어 가장 가벼운 원소의 핵도 수소. 충분히 높은 속도로 가속되면 핵은 이러한 정전기적 반발을 극복하고 매력적일 정도로 충분히 가까이 올 수 있습니다. 핵력 반발력이 강한 쿨롱군보다 더 크다. The 강한 힘 일단 핵이 충분히 가까워지면 빠르게 성장하고 융합 핵자는 본질적으로 서로 "떨어질" 수 있으며 결과는 융합이다. 발열 과정.[19]
대부분의 핵반응에서 방출되는 에너지는 화학반응에서보다 훨씬 크며, 핵을 함께 잡는 결합에너지가 전자를 핵에 고정하는 에너지보다 크기 때문이다. 예를 들어, 수소 핵에 전자를 첨가하여 얻은 이온화 에너지는 13.6 eV로 인접 다이어그램에 표시된 중수소-삼중수소(D-T) 반응에서 방출되는 17.6 MeV의 100만분의 1 미만이다. 핵융합 반응은 핵분열보다 에너지 밀도가 몇 배나 더 크며, 개별 핵분열 반응이 일반적으로 화학 반응보다 수백만 배 더 에너지가 높은 개별 핵융합 반응보다 훨씬 더 에너지가 많음에도 불구하고 반응은 질량 단위당 훨씬 더 큰 에너지를 생성한다. 물질과 반물질의 소멸 충돌로 인한 것과 같은 질량을 에너지로 직접 변환하는 것만이 핵융합보다 질량 단위당 더 에너지가 많다. (물질 1g의 완전한 전환은 에너지 9×1013줄을 방출한다.)
별에서
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The 양성자-양성자 사슬 반응, 가지 I은 태양 크기 이하의 별에서 지배적이다.
The CNO 사이클 태양보다 무거운 별에서 지배적이다.
중요한 핵융합 과정은 태양을 포함한 별에 힘을 주는 항성 핵합성이며, 20세기에는 핵융합 반응에서 방출되는 에너지가 항성의 열과 빛의 수명을 차지한다는 사실이 인식되었다. 별의 핵 융합은 초기 수소와 헬륨 풍부함에서 시작하여 그 에너지를 제공하고 새로운 핵을 합성한다. 별의 질량(따라서 코어의 압력과 온도)에 따라 다른 반응 사슬이 관련된다.
1920년경에 아서 에딩턴 그의 논문에서 항성에서 핵융합 과정의 발견과 메커니즘을 기대했다. 별들의 내부 헌법.[20][21] 당시 항성 에너지의 근원은 알려지지 않았다; 에딩턴은 그 근원은 헬륨으로 수소가 융합되어 막대한 에너지를 방출하는 것이라고 정확하게 추측했다. 아인슈타인의 방정식 E = mc2. 이것은 당시 핵융합과 열핵에너지가 아직 발견되지 않았고 별조차 크게 구성되어 있지 않았기 때문에 특히 놀라운 발전이었습니다. 수소 (참조) 금속성). 에딩턴의 논문은 다음과 같이 추론했습니다.
항성 에너지의 선도 이론인 수축 가설은 항성의 회전이 눈에 띄게 빨라지게 해야 한다. 각운동량보존. 그러나 관찰 세페이드 가변성은 이런 일이 일어나지 않는다는 것을 보여주었다.
알려진 유일한 다른 그럴듯한 에너지원은 물질을 에너지로 전환하는 것이었다; 아인슈타인은 몇 년 전에 소량의 물질이 많은 양의 에너지와 같다는 것을 보여주었다.
프랜시스 애스턴 또한 최근에 헬륨 원자의 질량이 결합하여 헬륨 원자를 형성하는 4개의 수소 원자의 질량보다 약 0.8% 작다는 것을 보여주었다(원자량을 원소 간의 구별 특성으로 유지하는 당시 우세한 원자 구조 이론에 따르면; 작업에 의해. 헨리 모즐리 그리고 안토니우스 반 덴 브룩 나중에 핵 전하가 구별되는 특성이며 따라서 헬륨 핵이 두 개의 수소 핵과 추가 질량으로 구성되어 있음을 보여준다. 이는 이러한 조합이 발생할 수 있다면 부산물로 상당한 에너지를 방출할 것임을 시사했다.
만약 별에 융합 가능한 수소가 5%만 포함되어 있다면, 별들이 어떻게 에너지를 얻었는지 설명하는 것으로 충분할 것이다. (대부분의 '보통' 별들은 보통 약 70%에서 75%의 수소로 만들어진다고 알려져 있다)
추가 요소도 융합될 수 있으며 다른 과학자들은 별이 가벼운 요소가 결합하여 무거운 요소를 만드는 "도가니"라고 추측했지만 더 정확한 측정은 없었다. 원자 질량 그 당시에는 더 이상 말할 수 없었다.
이 모든 추측은 이후 수십 년 동안 정확한 것으로 입증되었다.
태양 에너지의 주요 원천이자 비슷한 크기의 별의 원천은 수소가 융합되어 1,400만 켈빈의 태양 코어 온도에서 발생하는 헬륨(양성자-양성자 연쇄 반응)을 형성하는 것이다. 최종 결과는 4개의 양성자가 하나의 알파 입자로 융합되어 2개의 양전자와 2개의 중성미자(양성자 중 2개를 중성자로 바꿈)가 방출되고 에너지가 방출된다. 무거운 별에서는 CNO 사이클과 다른 과정이 더 중요하다. 별은 수소의 상당 부분을 소모함에 따라 더 무거운 원소를 합성하기 시작한다. 가장 무거운 원소는 더 거대한 별이 수명이 다할 때 격렬한 초신성을 겪을 때 발생하는 핵융합에 의해 합성되는데, 이 과정을 초신성 핵합성이라고 한다.
요건
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이 기사는 추가 인용이 필요합니다. 검증. (2024년 10월)
핵융합이 일어나기 전에 정전기력의 상당한 에너지 장벽을 극복해야 한다. 먼 거리에서 두 개의 벌거벗은 핵은 양전하를 띤 양성자 사이의 반발력 때문에 서로를 밀어낸다. 그러나 두 핵을 충분히 가깝게 만들 수 있다면, 핵이 쿨롱 힘을 통해 터널링할 수 있는 양자 효과에 의해 정전기적 반발을 극복할 수 있다.
핵에 양성자나 중성자 같은 핵자를 추가하면 핵력은 핵의 다른 모든 핵자(원자가 충분히 작으면)로 끌어당기지만, 주로 힘의 범위가 짧기 때문에 바로 이웃으로 끌어당긴다. 핵 내부에 있는 핵자는 표면에 있는 핵자보다 더 많은 이웃 핵자를 가지고 있다. 더 작은 핵은 표면적 대 부피 비율이 더 크기 때문에 핵력으로 인한 핵자당 결합 에너지는 일반적으로 핵의 크기에 따라 증가하지만 직경이 약 4개인 핵의 한계값에 접근한다. 핵자는 양자적 물체라는 점을 명심해야 한다. 그래서 예를 들어 핵 안에 있는 두 중성자는 서로 동일하기 때문에, 어느 것이 내부에 있고 어느 것이 표면에 있는지와 같은 하나를 다른 것과 구별하려는 목표는 사실 무의미하며, 따라서 적절한 계산을 위해서는 양자역학의 포함이 필요하다.
반면에 정전기력은 역제곱력이므로 핵에 추가된 양성자는 핵에 있는 다른 모든 양성자로부터 정전기적 반발력을 느낄 것이다. 따라서 정전기력으로 인한 핵자당 정전기 에너지는 핵 원자 번호가 증가함에 따라 제한 없이 증가한다.
The 정전기력 양전하를 띤 핵 사이는 반발력이 있지만 분리가 충분히 작을 때 양자 효과는 벽을 통해 터널링될 것이다. 따라서 핵융합을 위한 전제조건은 양자터널링이 작용할 수 있을 만큼 충분히 긴 시간 동안 두 핵이 충분히 가깝게 모이는 것이다.
반대되는 정전기력과 강한 핵력의 최종 결과는 핵자당 결합 에너지가 일반적으로 원소까지 크기가 증가함에 따라 증가한다는 것이다. 철 그리고 니켈, 그리고 더 무거운 핵에 대해서는 감소합니다. 결국, 결합 에너지 음이 되고 매우 무거운 핵(모두 208개 이상의 핵자를 가지며, 약 6개의 핵자의 직경에 해당한다)은 안정적이지 않다. 가장 단단히 묶인 4개의 핵은 순서대로 감소합니다. 결합 에너지 핵자당, 62
니
, 58
Fe
, 56
Fe
, 그리고 60
니
.[22] 비록 니켈 동위원소, 62
니
, 더 안정적입니다. 철동위원소 56
Fe
안이에요? 크기 순서 더 흔하게. 스타들이 만들어내기 쉬운 방법이 없기 때문이다. 62
니
를 통해 알파법.
이러한 일반적인 경향에 대한 예외는 다음으로 무거운 원소인 리튬보다 결합 에너지가 높은 헬륨-4 핵이다. 양성자와 중성자는 페르미온이며, 파울리 배제 원리에 따르면 동일한 핵에 정확히 같은 상태로 존재할 수 없기 때문이다. 핵의 각 양성자 또는 중성자의 에너지 상태는 스핀 업 입자와 스핀 다운 입자를 모두 수용할 수 있다. 헬륨-4는 핵이 양성자 2개와 중성자 2개(이중 마법핵)로 구성되어 있어 핵자 4개가 모두 바닥 상태에 있을 수 있기 때문에 비정상적으로 큰 결합 에너지를 갖는다. 추가 핵자는 더 높은 에너지 상태로 들어가야 한다. 실제로 헬륨-4 핵은 핵물리학에서 일반적으로 단일 양자역학 입자, 즉 알파 입자로 취급될 정도로 단단히 결합되어 있다.
두 개의 핵을 하나로 모으면 상황은 비슷하다. 서로 접근하면서 한 핵의 모든 양성자는 다른 핵의 모든 양성자를 밀어낸다. 두 핵이 실제로 충분히 오랫동안 충분히 가까이 접근할 때까지는 강력한 매력적인 핵력이 반발하는 정전기력을 차지하고 극복할 수 있다. 이것은 또한 핵이 소위 쿨롱 장벽을 극복하는 것으로 설명될 수 있다. 이를 달성하기 위한 운동 에너지는 양자 터널링 때문에 장벽 자체보다 낮을 수 있다.
쿨롱 장벽은 핵이 단일 양전하만 포함하기 때문에 수소 동위원소에 대해 가장 작다. 쌍양성자는 안정적이지 않으므로 중성자도 관여해야 하며, 이상적으로는 매우 단단한 결합을 가진 헬륨 핵이 생성물 중 하나가 되는 방식으로 관여해야 한다.
중수소-삼중수소 연료를 사용하면 생성되는 에너지 장벽은 약 0.1 MeV이다. 이에 비해 수소화에서 전자를 제거하는 데 필요한 에너지는 13.6 eV이다. 융합의 (중간) 결과는 불안정한 5He 핵으로, 14.1 MeV로 중성자를 즉시 방출한다. 나머지 4He 핵의 반동 에너지는 3.5 MeV이므로 방출된 총 에너지는 17.6 MeV이다. 이것은 에너지 장벽을 극복하는 데 필요한 것보다 몇 배 더 많은 것입니다.
핵융합 반응 속도는 온도에 따라 최대가 될 때까지 급격히 증가하다가 점차 떨어지게 된다. DT 속도는 더 낮은 온도(약 70 keV 또는 8억 켈빈)에서 최고조에 달하며 일반적으로 핵융합 에너지로 간주되는 다른 반응보다 더 높은 값으로 최고조에 달한다.
반응이 단면 (σ)는 두 반응물 핵의 상대 속도의 함수로서 핵융합 반응의 확률을 측정하는 것이다. 반응물이 속도 분포, 예를 들어 열 분포를 갖는 경우, 단면과 속도의 곱 분포에 걸쳐 평균을 수행하는 것이 유용하다. 이 평균을 '반응성'이라고 하며, 표시됩니다. ⟨σv⟩. 반응 속도(시간당 부피당 융합)는 ⟨σv⟩ 반응물 수 밀도의 곱의 곱:
�
=
�
1
�
2
⟨
�
�
⟩
.
핵의 종이 DD 반응과 같은 핵과 반응하고 있다면, 생성물은
�
1
�
2
로 대체해야 합니다.
�
2
/
2
.
⟨
�
�
⟩ 실온에서 사실상 0에서 최대 온도에서 의미 있는 크기까지 증가한다. 10–100 keV. 이러한 온도에서 일반적인 온도보다 훨씬 높습니다. 이온화 에너지(수소 경우 13.6 eV), 융합 반응물은 a에 존재한다. 플라즈마 상태.
의 의의는
⟨
�
�
⟩ 특정 에너지를 가진 장치에서 온도의 함수로서 감금시간 를 고려하여 찾는다. 로슨 기준. 이것은 지구에서 극복해야 할 매우 어려운 장벽이며, 이는 핵융합 연구가 현재의 첨단 기술 상태에 도달하는 데 수년이 걸린 이유를 설명한다.[23]
인공융합
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주요 기사: 융합력
열핵융합
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이 구간 안 돼. 인용 아니, 아니. 소스. (2023년 8월)
열핵융합은 원자핵이 결합하거나 "융합"하는 과정이다. 고온을 사용하여 이것이 가능하도록 충분히 가깝게 구동합니다. 이러한 온도는 물질이 플라즈마가 되도록 하며 제한되면 입자의 극단적인 열 운동 에너지와의 충돌로 인해 융합 반응이 발생할 수 있다. 열핵융합에는 두 가지 형태가 있는데, 통제되지 않은 것으로, 열핵무기("수소폭탄")와 대부분의 별에서와 같이 결과 에너지가 통제되지 않은 방식으로 방출되는 것과 제어되는 것으로, 방출된 에너지의 일부 또는 전부가 건설 목적으로 활용될 수 있도록 하는 환경에서 융합 반응이 일어난다.
온도는 입자의 평균 운동 에너지를 측정하는 것이므로 물질을 가열하면 에너지를 얻을 수 있다. 충분한 온도에 도달한 후, 로슨 기준에 의해 주어지면, 플라즈마 내에서 우발적인 충돌의 에너지는 쿨롱 장벽을 극복할 수 있을 만큼 충분히 높고 입자들은 함께 융합될 수 있다.
예를 들어, 중수소-삼중수소 융합 반응에서 쿨롱 장벽을 극복하는 데 필요한 에너지는 0.1 MeV이다. 에너지와 온도를 변환하면 0.1 MeV 장벽이 12억 켈빈을 초과하는 온도에서 극복된다는 것을 알 수 있다.
실제 온도를 낮추기 위해 필요한 효과는 두 가지입니다. 하나는 온도가 평균 운동 에너지라는 사실인데, 이 온도의 일부 핵은 실제로 0.1 MeV보다 훨씬 높은 에너지를 갖는 반면 다른 핵은 훨씬 낮을 것이라는 것을 의미한다. 핵융합 반응의 대부분을 차지하는 것은 속도 분포의 고에너지 꼬리에 있는 핵이다. 다른 효과는 양자 터널링이다. 핵은 실제로 쿨롱 장벽을 완전히 극복하기에 충분한 에너지를 가질 필요가 없다. 그들이 거의 충분한 에너지를 가지고 있다면, 그들은 남은 장벽을 통과할 수 있습니다. 이러한 이유로 더 낮은 온도의 연료는 더 낮은 속도로 여전히 융합 이벤트를 겪을 것이다.
열핵융합은 핵융합력을 생산하기 위한 시도에서 연구되고 있는 방법 중 하나이다. 열핵융합이 사용하기 좋게 되면 세계의 탄소 발자국을 크게 줄일 수 있다.
빔-빔 또는 빔-표적 융합
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주요 기사: 충돌 빔 융합
가속기 기반 광이온 융합은 입자 가속기 광이온 융합 반응을 유도하기에 충분한 입자 운동 에너지를 얻기 위해서다.[24]
광이온을 가속하는 것은 비교적 쉽고 진공관, 한 쌍의 전극 및 고전압 변압기만 필요한 효율적인 방식으로 수행할 수 있으며, 전극 사이에 10kV의 적은 용융을 관찰할 수 있다.[인용 필요] 시스템은 이온을 정적 연료 주입 표적으로 가속하도록 배열될 수 있다. 빔-표적 융합 또는 두 개의 이온 흐름을 서로 가속함으로써 빔-빔 융합.[인용 필요] 가속기 기반 융합(그리고 일반적으로 차가운 표적의 경우)의 핵심 문제는 융합 단면이 쿨롱 상호작용 단면보다 수십 배 낮다는 것이다. 따라서 대부분의 이온은 에너지 방출을 소비한다. 브렘스트랄룽 방사선과 표적 원자의 이온화. 밀봉 튜브라고 하는 장치 중성자발생기 특히 이 논의와 관련이 있습니다. 이러한 작은 장치는 핵의 이온이 수소화물 표적에 대해 가속화되도록 하는 배열로 중수소와 삼중수소 가스로 채워진 소형 입자 가속기이며, 핵융합이 일어나는 중수소와 삼중수소도 포함하여 중성자 플럭스를 방출한다. 석유 산업에서 사용하기 위해 매년 수백 개의 중성자 발전기가 생산되며, 석유 매장량을 찾고 매핑하기 위한 측정 장비에 사용된다.[인용 필요]
충돌을 "놓친" 이온을 재순환시키려는 많은 시도가 수년에 걸쳐 이루어졌다. 1970년대에 더 잘 알려진 시도 중 하나는 미그마, 고유 입자를 사용했습니다. 저장 링 이온을 원형 궤도에 포획하여 반응 영역으로 되돌리는 것이다. 자금 지원 검토 중에 이루어진 이론적 계산은 시스템이 전원과 관련이 있을 만큼 충분한 핵융합 연료를 포함하도록 확장하는 데 상당한 어려움을 겪을 것이라고 지적했다. 1990년대에 a를 이용한 새로운 배열 필드-역배열 구성 (FRC) 저장 시스템이 제안된 것과 같은 노먼 로스토커 그리고 계속해서 연구되고 있습니다. TAE 테크놀로지스 2021년 기준. 밀접하게 관련된 접근법은 반대 방향으로 회전하는 두 FRC를 병합하는 것입니다.[25] 활발히 연구되고 있는 헬리온 에너지. 이러한 접근법은 모두 이온 에너지를 훨씬 넘어서기 때문입니다. 쿨롱 장벽, 그들은 종종 p-와 같은 대체 연료 사이클의 사용을 제안합니다.11B 기존 접근법을 사용하기에는 너무 어렵습니다.[26]
뮤온 촉매 융합
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뮤온 촉매 융합 상온에서 일어나는 핵융합 과정이다. 에 의해 자세히 연구되었습니다. 스티븐 존스 1980년대 초에. 이 반응으로 인한 순 에너지 생산은 생성에 필요한 높은 에너지 때문에 성공하지 못했다. 뮤온스, 그들의 짧은 2.2 μs 반감기뮤온이 새로운 것에 결합할 가능성이 높습니다. 알파 입자 따라서 융합을 촉매하는 것을 중단하세요.[27]
기타 원칙
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The 도카막 아 구성 변수, 연구용 핵융합로, 에콜 폴리테크닉 페데랄 드 로잔 (스위스)
몇 가지 다른 감금 원칙이 조사되었다.
반물질-초기화 융합 소량을 사용합니다. 반물질 작은 핵융합 폭발을 일으키기 위해서입니다. 이것은 주로 만들기의 맥락에서 연구되었다. 핵 펄스 추진, 그리고 순수핵융합폭탄 실현 가능합니다. 이것은 반물질 제조 비용만으로는 실용적인 동력원이 될 것 같지 않다.
초전핵융합 2005년 4월 AT 팀에 의해 보고되었습니다. UCLA. 과학자들은 a를 사용했습니다. 초전 -34~7°C(-29~45°F)로 가열된 결정과 a를 결합하여 텅스텐 바늘을 제조하는 바늘 전기장 이온화 및 가속화를 위해 미터당 약 25기가볼트 중 중수소 핵 에르븀 중수소화물 표적. 추정 에너지 수준에서[28] D–D 융합 반응이 발생하여 생성될 수 있습니다. 헬륨-3 2.45 MeV 중성자. 유용한 중성자 발생기를 만들지만 생산하는 것보다 훨씬 더 많은 에너지가 필요하기 때문에 발전을 위한 장치가 아닙니다.[29][30][31][32] 삼중수소 에르븀 표적에서 D-T 융합 반응이 관찰되었다.[33]
핵융합-핵분열 하이브리드 (하이브리드 원자력)은 제안된 발전 수단입니다. 파워 핵융합과 핵융합을 결합한 것을 사용하여 핵분열 공정. 이 개념은 1950년대로 거슬러 올라가며, 잠시 주창되었다. 한스 베테 1970년대에는 순수 핵융합 실현이 지연되어 2009년에 관심이 되살아날 때까지 대부분 미개척 상태로 남아 있었다.[34]
프로젝트 페이서에서 수행되었습니다. 로스앨러모스 국립연구소 1970년대 중반 (LANL)은 작게 폭발하는 핵융합 전력 시스템의 가능성을 탐구했습니다. 수소폭탄 지하 공동 내부에 있는 (융합 폭탄). 에너지원으로서 이 시스템은 기존 기술을 사용하여 작동하는 것을 입증할 수 있는 유일한 핵융합 전력 시스템이다. 그러나 그것은 또한 대규모의 지속적인 핵폭탄 공급을 필요로 할 것이므로 그러한 시스템의 경제성을 다소 의심스럽게 만든다.
버블 융합 전화도 했습니다. 초음파 융합 융합을 통해 달성하기 위한 제안된 메커니즘이었다. 음파 캐비테이션 2000년대 초에 두각을 나타냈습니다. 이후 복제 시도는 실패했고 수석 조사관은 루시 탈레야르칸, 유죄 판결을 받았다. 연구부정행위 2008년에.[35]
열핵융합에 갇히다
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열핵융합을 달성하는 데 있어 핵심적인 문제는 뜨거운 플라즈마를 어떻게 가두느냐 하는 것이다. 고온으로 인해 플라즈마는 어떤 고체 물질과도 직접 접촉할 수 없으므로 진공 상태에 위치해야 한다. 또한, 고온은 높은 압력을 의미합니다. 플라즈마는 즉시 팽창하는 경향이 있으며 이에 대항하여 작용하기 위해서는 약간의 힘이 필요하다. 이 힘은 별의 중력, 자기 구속 핵융합로의 자력, 또는 플라즈마가 팽창하기 시작하기 전에 핵융합 반응이 일어날 수 있기 때문에 관성의 세 가지 형태 중 하나를 취할 수 있으므로 플라즈마의 관성은 물질을 함께 유지한다.
중력감금
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주요 기사: 항성핵합성
이 구간 안 돼. 인용 아니, 아니. 소스. (2023년 8월)
연료를 만족시킬 수 있을 만큼 충분히 잘 가둘 수 있는 한 가지 힘 로슨 기준 IS 중력. 그러나 필요한 질량이 너무 커서 중력 제한은 에서만 발견됩니다. 별들지속적인 핵융합이 가능한 가장 작은 거대한 별들은 붉은왜성한편, 갈색왜성 융합할 수 있다. 중수소 그리고 리튬 충분한 질량이라면 말이죠. 별에서 충분히 무겁다, 수소 공급이 코어에서 소진된 후 코어(또는 코어 주변의 쉘)가 융합되기 시작합니다. 헬륨 대 탄소. 가장 거대한 별에서 (최소 8–11) 태양 질량), 그들의 에너지의 일부가 생산될 때까지 그 과정은 계속된다. 철에 라이터 원소를 융합하는 것. 철은 가장 높은 것 중 하나를 가지고 있기 때문에 결합 에너지, 더 무거운 원소를 생성하는 반응은 일반적으로 흡열. 따라서 상당한 양의 무거운 원소가 거대한 별 진화의 안정적인 기간 동안 형성되는 것이 아니라 에서 형성된다. 초신성 폭발. 더 가벼운 별들 또한 항성의 외부 부분에서 오랜 시간에 걸쳐 이러한 원소를 형성하며, 항성의 내부에서 핵융합으로부터 에너지를 흡수하고, 핵융합 과정에서 방출되는 중성자를 흡수한다.
철보다 무거운 모든 원소는 이론적으로 방출할 수 있는 잠재 에너지를 가지고 있다. 원소 생산의 극단적으로 무거운 끝에서, 이 무거운 원소들은 핵분열 과정에서 다시 철의 크기로 쪼개지는 과정에서 에너지를 생산할 수 있다. 따라서 핵분열은 항성 핵합성 동안 때로는 수십억 년 전에 저장된 에너지를 방출한다.
자기 구속
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주요 기사: 자기 구속 융합
전기적으로 하전된 입자들(예를 들어, 연료 이온들)은 자기장 라인들(가이드 중심 참조)을 따를 것이다. 따라서 핵융합 연료는 강한 자기장을 사용하여 갇힐 수 있다. 토카막과 항성기의 토로이드 형상과 개방형 거울 구속 시스템을 포함하여 다양한 자기 구성이 존재한다.
관성 감금
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주요 기사: 관성구속융합
세 번째 구속 원리는 핵융합 연료 펠릿 표면의 많은 부분에 에너지의 빠른 펄스를 인가하여 매우 높은 압력과 온도로 동시에 "침투"하고 열을 가하는 것이다. 연료가 충분히 밀도가 높고 충분히 뜨겁다면 핵융합 반응 속도는 연료가 소멸되기 전에 연료의 상당 부분을 연소시킬 만큼 충분히 높을 것이다. 이러한 극한 조건을 달성하기 위해서는 초기에 차가운 연료를 폭발적으로 압축해야 한다. 관성 감금은 다음과 같이 사용됩니다. 수소폭탄운전자는 어디에 있습니까? X선 핵분열 폭탄에 의해 만들어졌습니다. "통제된" 핵융합에서도 관성 감금이 시도되는데, 여기서 운전자가 a이다. 레이저, 이온, 또는 전자 빔, 또는 a Z핀치. 또 다른 방법은 기존의 하이를 사용하는 것입니다. 폭발성 물질 연료를 핵융합 조건으로 압축하는 것입니다.[36][37] UTIAS 폭발 구동 내파 시설은 안정적이고 중심적이며 집중적인 반구형 내파를 생성하는 데 사용되었다.[38] 생성하다 중성자 D-D 반응에서. 가장 간단하고 직접적인 방법은 미리 설정된 화학량론적 혼합물에 있는 것으로 판명되었다. 중수소-산소. 다른 성공적인 방법은 미니어처를 사용하는 것이었습니다. 보이텐코 압축기,[39] 평면 다이어프램이 내파파에 의해 순수한 것을 포함하는 2차 작은 구형 공동으로 구동되는 경우. 중수소 한 분위기에서 가스.[40]
정전기적 구속
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주요 기사: 관성 정전기 구속
또 있습니다. 정전기적 구속 융합 장치. 이러한 장치는 제한됩니다. 이온 정전기장을 사용하는 것입니다. 가장 잘 알려진 것은 퓨저. 이 장치는 양극 와이어 케이지 내부에 음극이 있습니다. 양이온은 음의 내부 케이지를 향해 날아가고, 그 과정에서 전기장에 의해 가열된다. 만약 그들이 내부 케이지를 놓치면 충돌하고 융합할 수 있습니다. 그러나 이온은 일반적으로 음극에 부딪혀 금지적인 높은 높이를 생성한다. 전도 손실. 또한 융합 속도는 퓨서스 빛 복사 형태의 에너지 손실과 같은 경쟁 물리적 효과로 인해 매우 낮다.[41] 중립이 아닌 클라우드를 사용하여 필드를 생성하여 케이지와 관련된 문제를 피하기 위한 설계가 제안되었다. 플라즈마 발진 장치가 포함됩니다.[42] A 펜닝 트랩 그리고. 폴리웰.[43] 그러나 이 기술은 상대적으로 미성숙하며 많은 과학 및 공학 문제가 남아 있다.
가장 잘 알려진 관성 정전기 구속 접근법은 퓨저. 1999년부터 많은 아마추어들이 이러한 집에서 만든 장치를 사용하여 아마추어 퓨전을 할 수 있게 되었습니다.[44][45][46][47] 다른 IEC 장치에는 다음이 포함됩니다. 폴리웰, 믹스 팝[48] 그리고 대리석 개념도 있습니다.[49]
중요한 반응
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이 구간 안 돼. 인용 아니, 아니. 소스. (2023년 8월)
항성 반응 사슬
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항성 코어의 온도와 밀도에서 융합 반응 속도는 느리기로 악명이 높다. 예를 들어, 태양 코어 온도에서 (T ≈ 15 MK) 및 밀도(160 g/cm)3), 에너지 방출 속도는 276 μW/cm에 불과하다.3—휴식 중인 인체가 열을 발생시키는 부피 속도의 약 4분의 1입니다.[50] 따라서 핵융합 발전 생산을 위한 실험실에서 항성 코어 조건의 재현은 완전히 비실용적이다. 핵 반응 속도는 온도뿐만 아니라 밀도에 의존하며 대부분의 핵융합 계획은 상대적으로 낮은 밀도에서 작동하기 때문에 이러한 방법은 더 높은 온도에 크게 의존한다. 온도의 함수로서의 융합 속도(exp(-)E/KT)로 인해 육상 원자로에서 항성 내부보다 10-100배 더 높은 온도를 달성해야 합니다. T ≈ (0.1–1.0)×109 K.
지상파 반응 기준 및 후보
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주요 기사: 핵융합력 § 연료
인공 핵융합에서는 1차 연료가 양성자로 제한되지 않고 더 높은 온도를 사용할 수 있으므로 더 큰 단면을 가진 반응이 선택된다. 또 다른 관심사는 원자로 구조를 방사선학적으로 활성화하는 중성자의 생산이지만 융합 에너지의 체적 추출과 삼중수소 육종을 허용하는 장점도 있다. 중성자를 방출하지 않는 반응을 무중성이라고 한다.
유용한 에너지원이 되기 위해서는 핵융합 반응이 몇 가지 기준을 만족해야 한다. 반드시 다음과 같습니다.
비 발열성
이것은 반응물을 낮은 것으로 제한합니다. Z (양성자의 수) 변의 결합에너지곡선. 헬륨도 만들어 4
그
유난히 단단한 바인딩 때문에 가장 흔한 제품이지만요. 3
그
그리고 3
H
또 나타나.
낮은 원자번호를 포함한다(Z) 핵
핵이 융합할 수 있을 만큼 가까워지기 전에 극복해야 하는 정전기적 반발력( 쿨롱 장벽 )는 그것이 포함하고 있는 양성자의 수와 직접적인 관련이 있다 – 원자 번호.
두 개의 반응물을 갖는다
항성 밀도보다 작은 것에서는 3체 충돌이 너무 불가능하다. 관성 구속에서는 ICF의 매우 짧은 구속 시간인 로슨 기준의 세 번째 매개변수의 단점을 보완하기 위해 항성 밀도와 온도를 모두 초과한다.
2개 이상의 제품을 보유하세요
이를 통해 전자기력에 의존하지 않고 에너지와 운동량을 동시에 보존할 수 있다.
양성자와 중성자를 모두 보존하다
약한 상호작용을 위한 단면이 너무 작다.
이러한 기준을 충족하는 반응은 거의 없다. 다음은 가장 큰 단면을 가진 것들이다.[51][52]
(1) 2
1D
+ 3
1T
→ 4
2그
( 3.52 MeV ) + n0 ( 14.06 MeV )
(2i) 大判例의 判例 2
1D
+ 2
1D
→ 3
1T
( 1.01 MeV ) + p+ ( 3.02 MeV ) 50%
(2ii) 大判例 → 3
2그
( 0.82 MeV ) + n0 ( 2.45 MeV ) 50%
(3) 2
1D
+ 3
2그
→ 4
2그
( 3.6 MeV ) + p+ ( 14.7 MeV )
(4) 3
1T
+ 3
1T
→ 4
2그
+ 2 n0 + 11.3 MeV
(5) 3
2그
+ 3
2그
→ 4
2그
+ 2 p+ + 12.9 MeV
(6i) 大判例 3
2그
+ 3
1T
→ 4
2그
+ P+ + n0 + 12.1 MeV 57%
(6ii) 大判例 → 4
2그
( 4.8 MeV ) + 2
1D
( 9.5 MeV ) 43%
(7i) 大判例判例 2
1D
+ 6
3리
→ 2 4
2그
+ 22.4 MeV
(7ii) 大判例의 判例 → 3
2그
+ 4
2그
+ N0 + 2.56 MeV
(7iii) 大判例判例 → 7
3리
+ P+ + 5.0 MeV
(7iv) → 7
4비
+ N0 + 3.4 MeV
(8) P+ + 6
3리
→ 4
2그
( 1.7 MeV ) + 3
2그
( 2.3 MeV )
(9) 3
2그
+ 6
3리
→ 2 4
2그
+ P+ + 16.9 MeV
(10) P+ + 11
5B
→ 3 4
2그
+ 8.7 MeV
두 생성물과의 반응의 경우 에너지는 표시된 대로 질량에 반비례하여 그들 사이에서 나뉜다. 세 가지 제품에 대한 대부분의 반응에서 에너지 분포는 다양하다. 둘 이상의 생성물 세트를 생성할 수 있는 반응의 경우 분기 비율이 제공된다.
일부 반응 후보는 한 번에 탈락할 수 있다. D–6Li 반응은 비교적 유리하지 않습니다. P+–11
5B
왜냐하면 그것은 거의 연소하기 어렵지만 통과하여 훨씬 더 많은 중성자를 생성하기 때문이다. 2
1D
–2
1D
부반응. a도 있습니다. P+–7
3리
반응, 그러나 단면이 너무 낮습니다. TI. > 1 MeV이지만 이러한 고온에서 흡열적이고 직접적인 중성자 생성 반응도 매우 중요해진다. 마지막으로 a도 있습니다. P+–9
4비
반응, 타기 어려울 뿐만 아니라 9
4비
두 개의 알파 입자와 중성자로 쉽게 쪼개지도록 유도할 수 있다.
핵융합 반응 외에도 "건조" 핵융합 폭탄과 일부 제안된 핵융합 원자로에서 삼중수소를 "번식"하기 위해서는 중성자와의 다음 반응이 중요하다.
N0 + 6
3리
→ 3
1T
+ 4
2그
+ 4.784 MeV
N0 + 7
3리
→ 3
1T
+ 4
2그
+ N0 - 2.467 MeV
두 방정식 중 후자는 미국이 수행했을 때 알려지지 않았다. 캐슬 브라보 1954년 핵융합 폭탄 실험. 캐슬 브라보 "새우"의 설계자들은 시험된 두 번째 핵융합 폭탄(그리고 리튬을 사용한 첫 번째 폭탄)이었기 때문에 의 유용성을 이해했다. 6삼중수소 생산에서 Li를 사용했지만 인식하지 못했습니다. 7Li 핵분열은 폭탄의 수율을 크게 증가시킬 것이다. 동안 7Li는 낮은 중성자 에너지에 대한 작은 중성자 단면을 가지며 5 MeV 이상의 더 높은 단면을 가지고 있다.[53] 15 Mt 수율은 예측된 6 Mt보다 150% 더 컸고 낙진에 예상치 못한 노출을 일으켰다.
이러한 반응의 유용성을 평가하려면 반응물, 생성물 및 방출된 에너지 외에도 반응에 대해 알아야 한다. 핵 단면. 주어진 융합 장치는 유지할 수 있는 최대 플라즈마 압력을 가지며 경제적인 장치는 항상 이 최대값 근처에서 작동합니다. 이 압력이 주어지면 온도를 선택할 때 가장 큰 핵융합 출력이 얻어지므로 ⟨σv⟩/T2 최대치입니다. 이것은 또한 삼중 곱의 값이 NTτ 필요한 점화 필요한 값은 반비례하기 때문에 최소값입니까? ⟨σv⟩/T2 (참조) 로슨 기준). (융합 반응이 외부 가열 없이 온도를 유지하기에 충분한 전력을 생산하면 플라즈마가 "발화"됩니다.) 이 최적 온도와 값은 ⟨σv⟩/T2 그 온도에서 이러한 반응 중 몇 가지에 대해 다음 표에 나와 있다.
연료 T [keV] ⟨σv⟩/T2 [m]3/s/keV2]
2
1D
–3
1T
13.6 1.24×10-24
2
1D
–2
1D
15 1.28×10-26
2
1D
–3
2그
58 2.24×10-26
P+–6
3리
66 1.46×10-27
P+–11
5B
123 3.01×10-27
많은 반응이 사슬을 형성한다는 점에 유의하십시오. 예를 들어, 원자로는 연료를 공급받습니다. 3
1T
그리고 3
2그
일부를 만듭니다. 2
1D
, 그런 다음 사용할 수 있습니다. 2
1D
–3
2그
에너지가 "맞다"면 반응합니다. 우아한 아이디어는 (8)과 (9)의 반응을 결합하는 것이다. The 3
2그
반응 (8)로부터 반응할 수 있다. 6
3리
완전히 가열되기 전 반응 (9)에서. 이것은 에너지 양성자를 생성하고, 이는 차례로 가열되기 전에 반응(8)을 거친다. 상세한 분석 결과 이 아이디어가 잘 작동하지 않을 것이라는 것을 보여줍니다.[인용 필요] 그러나 그것은 A의 일반적인 가정이 있는 경우의 좋은 예이다. 맥스웰리언 플라즈마는 적절하지 않습니다.
핵융합 연료의 풍부함
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또한 다음을 참조하십시오. 화학 원소의 풍부함, 지구 지각의 풍부한 원소, 요소의 풍부함 (데이터 페이지), 중성핵융합, CNO 사이클, 그리고 냉간 융착
핵융합 연료 동위원소 반감기 풍요
1
1H
[54][55][56][57][58][59][60][61] 안정적 99.98%
2
1D
[62][63][64][65] 안정적 0.02%
3
1T
[62][63] 12.32(2) y 흔적
3
2그
[62][63][64] 안정적 0.0002%
4
2그
[65] 안정적 99.9998%
6
3리
[62][63][64] 안정적 7.59%
7
3리
[62][64] 안정적 92.41%
11
5B
[62][63][64][66] 안정적 80%
12
6C
[55][59] 안정적 98.9%
13
6C
[55] 안정적 1.1%
13
7N
[55][59] 9.965(4)분 신
14
7N
[55][56][59] 안정적 99.6%
15
7N
[55][56][57][59][60][64] 안정적 0.4%
14
8O
[59] 70.621(11) s 신
15
8O
[55][56][59][60] 122.266(43) s 신
16
8O
[56][57][58][60][61] 안정적 99.76%
17
8O
[56][57][58] 안정적 0.04%
18
8O
[57][58] 안정적 0.20%
17
9F
[56][57][58][60][61] 64.370(27) s 신
18
9F
[57][58][60][61] 109.734(8) min 흔적
19
9F
[58][61] 안정적 100%
18
10네
[60][61] 1664.20(47) ms 흔적
19
10네
[61] 17.2569(19) s 흔적
중성성, 구속 요건, 전력 밀도
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위의 반응 중 어느 것이든 원칙적으로 핵융합력 생산의 기초가 될 수 있다. 위에서 살펴본 온도와 단면 외에도 핵융합 생성물 Efus의 총 에너지, 전하를 띤 핵융합 생성물 Ech의 에너지, 비수소 반응물의 원자번호 Z를 고려해야 한다.
의 사양 2
1D
–2
1D
그러나 반응에는 몇 가지 어려움이 수반됩니다. 우선, 두 가지(2i)와(2ii)에 대해 평균을 내야 한다. 더 어려운 것은 치료 방법을 결정하는 것입니다. 3
1T
그리고 3
2그
제품. 3
1T
중수소 플라즈마에서는 너무 잘 타서 플라즈마에서 추출하는 것이 거의 불가능하다. The 2
1D
–3
2그
반응은 훨씬 더 높은 온도에서 최적화되므로 최적의 연소가 이루어진다. 2
1D
–2
1D
온도가 낮을 수 있습니다. 따라서 다음을 가정하는 것이 합리적으로 보입니다. 3
1T
하지만 그렇지 않습니다. 3
2그
연소되어 순 반응에 에너지를 더하는데, 이는 총 반응이 (2i), (2ii) 및 (1)의 합임을 의미한다.
5 2
1D
→ 4
2그
+ 2 N0 + 3
2그
+ P+ , EFUS = 4.03 + 17.6 + 3.27 = 24.9 MeV, ECH = 4.03 + 3.5 + 0.82 = 8.35 MeV.
반응기의 출력을 계산하기 위해 (반응 속도가 D–D 단계에 의해 결정되는) 우리는 2
1D
–2
1D
핵융합에너지 D–D 반응당 ~로서 EFUS = (4.03 MeV + 17.6 MeV) × 50% + (3.27 MeV) × 50% = 12.5 MeV 및 하전 입자의 에너지는 다음과 같다. ECH = (4.03 MeV + 3.5 MeV) × 50% + (0.82 MeV) × 50% = 4.2 MeV. (참고: 삼중수소 이온이 여전히 큰 운동 에너지를 가지고 있는 동안 중수소와 반응한다면 생성된 헬륨-4의 운동 에너지는 3.5 MeV와 상당히 다를 수 있습니다.[67] 따라서 하전 입자에서 에너지의 계산은 평균의 근사치일 뿐이다.) 소비되는 중수소당 에너지 양은 이 중 2/5 또는 5.0 MeV이다(a). 특정 에너지 약 2억 2500만 명 중에서요. MJ 중수소 1kg당).
또 다른 독특한 측면은 2
1D
–2
1D
반응은 반응물이 하나밖에 없다는 것인데 반응 속도를 계산할 때 반드시 고려해야 한다.
이 선택을 통해 가장 중요한 반응 중 4가지에 대한 매개변수를 표로 작성한다.
연료 Z EFUS [mev] ECH [mev] 중성자성
2
1D
–3
1T
1 17.6 3.5 0.80
2
1D
–2
1D
1 12.5 4.2 0.66
2
1D
–3
2그
2 18.3 18.3 ≈0.05
P+–11
5B
5 8.7 8.7 ≈0.001
마지막 열은 반응의 중성자, 즉 중성자로 방출되는 핵융합 에너지의 분율이다. 이것은 방사선 손상, 생물학적 차폐, 원격 처리 및 안전과 같은 중성자와 관련된 문제의 크기를 나타내는 중요한 지표이다. 처음 두 반응에 대해 (Efus - Ech)/Efus로 계산된다. 이 계산이 0을 제공하는 마지막 두 반응의 경우 인용된 값은 열 평형 상태의 플라즈마에서 중성자를 생성하는 부반응을 기반으로 한 대략적인 추정치이다.
물론 반응물도 최적의 비율로 혼합되어야 한다. 이것은 각각의 반응물 이온과 그와 관련된 전자가 압력의 절반을 차지하는 경우이다. 총 압력이 고정되어 있다고 가정하면, 이는 비수소 이온의 입자 밀도가 수소 이온의 입자 밀도보다 한 배 작다는 것을 의미한다. 2/(Z+1)따라서 이러한 반응의 속도는 값의 차이 외에도 동일한 요인에 의해 감소한다. ⟨σv⟩/T2. 한편, 왜냐하면 2
1D
–2
1D
반응은 단 하나의 반응물만을 가지고 있으며, 연료가 두 개의 다른 수소 종으로 나뉘었을 때보다 두 배나 높은 속도를 가지고 있어 더 효율적인 반응을 생성한다.
따라서 다음과 같은 "벌칙"이 있습니다. 2/(Z+1) for non-hydrogenic fuels arising from the fact that they require more electrons, which take up pressure without participating in the fusion reaction. (It is usually a good assumption that the electron temperature will be nearly equal to the ion temperature. Some authors, however, discuss the possibility that the electrons could be maintained substantially colder than the ions. In such a case, known as a "hot ion mode", the "penalty" would not apply.) There is at the same time a "bonus" of a factor 2 for 2
1D
–2
1D
왜냐하면 각 이온은 그들 중 일부가 아니라 다른 이온들과 반응할 수 있기 때문이다.
이제 다음 표에서 이러한 반응을 비교할 수 있다.
연료 ⟨σv⟩/T2 벌칙/보너스 역반응성 Lawson criterion power density [W/m3/kPa2] inverse ratio of power density
2
1D
–3
1T
1.24×10-24 1 1 1 34 1
2
1D
–2
1D
1.28×10-26 2 48 30 0.5 68
2
1D
–3
2그
2.24×10-26 2/3 83 16 0.43 80
p+–6
3Li
1.46×10−27 1/2 1700 0.005 6800
p+–11
5B
3.01×10−27 1/3 1240 500 0.014 2500
The maximum value of ⟨σv⟩/T2 is taken from a previous table. The "penalty/bonus" factor is that related to a non-hydrogenic reactant or a single-species reaction. The values in the column "inverse reactivity" are found by dividing 1.24×10−24 by the product of the second and third columns. It indicates the factor by which the other reactions occur more slowly than the 2
1D
–3
1T
reaction under comparable conditions. The column "Lawson criterion" weights these results with Ech and gives an indication of how much more difficult it is to achieve ignition with these reactions, relative to the difficulty for the 2
1D
–3
1T
reaction. The next-to-last column is labeled "power density" and weights the practical reactivity by Efus. The final column indicates how much lower the fusion power density of the other reactions is compared to the 2
1D
–3
1T
reaction and can be considered a measure of the economic potential.
Bremsstrahlung losses in quasineutral, isotropic plasmas
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This section does not cite any sources. (August 2023)
The ions undergoing fusion in many systems will essentially never occur alone but will be mixed with electrons that in aggregate neutralize the ions' bulk electrical charge and form a plasma. The electrons will generally have a temperature comparable to or greater than that of the ions, so they will collide with the ions and emit x-ray radiation of 10–30 keV energy, a process known as Bremsstrahlung.
The huge size of the Sun and stars means that the x-rays produced in this process will not escape and will deposit their energy back into the plasma. They are said to be opaque to x-rays. But any terrestrial fusion reactor will be optically thin for x-rays of this energy range. X-rays are difficult to reflect but they are effectively absorbed (and converted into heat) in less than mm thickness of stainless steel (which is part of a reactor's shield). This means the bremsstrahlung process is carrying energy out of the plasma, cooling it.
The ratio of fusion power produced to x-ray radiation lost to walls is an important figure of merit. This ratio is generally maximized at a much higher temperature than that which maximizes the power density (see the previous subsection). The following table shows estimates of the optimum temperature and the power ratio at that temperature for several reactions:
fuel Ti [keV] Pfusion/PBremsstrahlung
2
1D
–3
1T
50 140
2
1D
–2
1D
500 2.9
2
1D
–3
2He
100 5.3
3
2He
–3
2He
1000 0.72
p+–6
3Li
800 0.21
p+–11
5B
300 0.57
The actual ratios of fusion to Bremsstrahlung power will likely be significantly lower for several reasons. For one, the calculation assumes that the energy of the fusion products is transmitted completely to the fuel ions, which then lose energy to the electrons by collisions, which in turn lose energy by Bremsstrahlung. However, because the fusion products move much faster than the fuel ions, they will give up a significant fraction of their energy directly to the electrons. Secondly, the ions in the plasma are assumed to be purely fuel ions. In practice, there will be a significant proportion of impurity ions, which will then lower the ratio. In particular, the fusion products themselves must remain in the plasma until they have given up their energy, and will remain for some time after that in any proposed confinement scheme. Finally, all channels of energy loss other than Bremsstrahlung have been neglected. The last two factors are related. On theoretical and experimental grounds, particle and energy confinement seem to be closely related. In a confinement scheme that does a good job of retaining energy, fusion products will build up. If the fusion products are efficiently ejected, then energy confinement will be poor, too.
The temperatures maximizing the fusion power compared to the Bremsstrahlung are in every case higher than the temperature that maximizes the power density and minimizes the required value of the fusion triple product. This will not change the optimum operating point for 2
1D
–3
1T
very much because the Bremsstrahlung fraction is low, but it will push the other fuels into regimes where the power density relative to 2
1D
–3
1T
is even lower and the required confinement even more difficult to achieve. For 2
1D
–2
1D
and 2
1D
–3
2He
, Bremsstrahlung losses will be a serious, possibly prohibitive problem. For 3
2He
–3
2He
, p+–6
3Li
and p+–11
5B
the Bremsstrahlung losses appear to make a fusion reactor using these fuels with a quasineutral, isotropic plasma impossible. Some ways out of this dilemma have been considered but rejected.[68][69] This limitation does not apply to non-neutral and anisotropic plasmas; however, these have their own challenges to contend with.
단면의 수학적 서술
또한 참조하기
참고문헌
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아룬델 백작이 17일 전에 마지막으로 편집한 것입니다
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https://en.m.wikipedia.org/wiki/Nuclear_fusion