Fuzio

El Vikipedio, la libera enciklopedio
Jump to navigation Jump to search
La deŭterio-tricia (D-T) kunfanda reakcio estas konsiderata kiel la plej promesanta por produktado de enegrio
Deŭterio-tricia kunfanda reakcio plirapidiĝas rapide kun temperaturo ĝis maksimumo je proksimume 70 keV (800 milionoj kelvinoj) kaj poste malplirapidiĝas
Nuklea kunfandiĝo en la Suno

Fuzionuklea kunfandiĝo (angle nuclear fusion), estas kuniĝo de subatomaj partikloj aŭ nukleoj (atomkernoj) por formi pli grandajn nukleojn. Kiam fuzio okazas al nukleoj pli malgrandaj ol nukleo de fero, la maso iomete malpligrandiĝas dum la reakcio, kaj konvertiĝas al elradianta energio.

Malkovro[redakti | redakti fonton]

Dum jaro 1920 la fizikisto Arthur Eddington publikigis skribaĵon kie ri konjektis ke nuklea fuzio de hidrogenio al helio estu la fonto de energio de steloj. Antaŭe fizikistoj ne havis taŭgan klarigon, la energiofonto de steloj estis enigmo. La teorio montriĝis prava.

Kulomba forto kontraŭ forta interago[redakti | redakti fonton]

Kunigi plurajn neŭtronojn ne eblas, eĉ kunigi neŭtronon kun protono ne indas. Do necesas kunigi du protonojn aŭ du atomkernoj. Laŭ la Kulomba leĝo, du protonoj kiuj kolizias emas disiĝi kaj reforiri kiel du pilkoj. Do la Kulomba forto formas kvazaŭ "barilegon" kiu malhelpas ĉiujn kuniĝojn. La kaŭzo ke atomkernoj tamen ekzistas nomiĝas forta interagoforta nuklea forto (angle strong interaction). Ĝi ebligas stabilajn atomkernojn, supoze ke taŭga miksaĵo de nukleonoj (nukleeroj) (protonoj kaj neŭtronoj) jam disponeblas sufiĉe dense. Do estas multe malfacile efektivigi fuzion. Tamen tiaj kuniĝoj povas okazi kaj okazas. Ili eblas nur kiam eksteraj kondiĉoj puŝpremegas la kernerojn tiel forte unu kontraŭ la aliaj ke la nukleeroj sukcesas transiri tiun "barilegon", do superi la Kulomban forton kaj "kaptiĝi" de la forta interago. Tiuj eksteraj kondiĉoj estas premegego kaj altega temperaturo.

Utiligo de nuklea fuzio[redakti | redakti fonton]

En jaro 1952 Usono eksplodigis la plej fruan fuzian bombon (angle thermonuclear weapon hydrogen bomb H-bomb). Tio estis la plej frua efektivigo de nukea fuzio sur la Tero. Oni esperis ke post kelkaj jaroj disponeblos utilaj fuziaj reaktoroj ebligantaj kontrolatan reakcion. Montriĝis ke kontrolata fuzio estas iel ebla sed tiel malfacile kaj multekoste atingebla ke ĝi ĝisnune entute ne havis ŝancon fariĝi energiofonto. Dum la tuta tempo prezentiĝis kaj aŭdiĝis optimistoj kiuj fanfaronis kun laŭraportaj spektindaj progresoj kaj antaŭdiris aŭ promesis utiligon de la fuzio dum kelkaj jaroj. La lasta projekto kiu klopodas utiligi fuzion estas ITER. Ĝi komenciĝis en jaro 1987 kaj daŭre estas aktiva. Fuzian reakcion oni esperas ebligi en jaro 2035 [1]. La projekto estas disputebla, ĝi estas ege multekosta dum ke la utilo estas necerta.

Kreado de pezaj kernoj[redakti | redakti fonton]

Por krei nukleojn pli grandajn ol la fera, necesas "investi" energion, kiu estas konvertata al maso. Ĉi-lasta rakcio nature nur okazas en la varmega kaj densega interno de certaj steloj dum ilia morto per eksplodo de supernovao [2]. Ĝi nuntempe ne okazas en la Suno.

Referencoj[redakti | redakti fonton]

  1. angle iter.org/faq#When_will_ITER_be_operational
  2. angle (1998) “Diverse Supernova Sources for the r-Process”, Astrophysical Journal 494 (1), p. 285–296. doi:10.1086/305198. 

Vidu ankaŭ[redakti | redakti fonton]

Eksteraj ligiloj[redakti | redakti fonton]