Transcript ppt
Synteza termojądrowa we Wszechświecie i na Ziemi Robert Rydz Prezentacja ta została wykonana w ramach zaliczenia przedmiotu "Metody i techniki jądrowe w środowisku, przemyśle i medycynie". w roku akademickim 2003/20024 na Wydziale Fizyki Politechnik Warszawskiej. Prowadzący prof. dr hab. Jan Pluta W ciągu ostatnich dziesięcioleci zapotrzebowanie na energie stale rosło. Wobec rosnących cen ropy naftowej, gazu i innych paliw kopalnianych oraz perspektywie ich wyczerpania w niedługim czasie, poszukuje się alternatywnych źródeł energii. Energetyka jądrowa tylko częściowo rozwiązała tą kwestię. Problem odpadów radioaktywnych, ryzyko awarii (Three Mile Island 1979, Czarnobyl 1986) oraz bardzo duży sprzeciw opinii publicznej i tzw. ekologów sprawia, ze energetyka jądrowa stanowi niewiele ponad 20% całkowitej produkcji energii elektrycznej. Zużycie energii elektrycznej w dużym mieście (Las Vegas) – fot. autor Odkąd w 1933 r. - Hans Bethe i Carl von Weizsaecker podali prawidłową teorię wytwarzania energii we wnętrzu gwiazd (proces łączenia jąder atomów wodoru w hel, czyli tzw. synteza termojądrowa) człowiek stara się lepiej poznać ten proces, by móc wykorzystać go do produkcji energii na Ziemi. Kontrolowana synteza termojądrowa mogłaby przyczynić się do zapewnienia ciągłości dostaw energii elektrycznej, tym samym będąc podstawą zrównoważonego rozwoju. Pierwsze próby wykorzystania syntezy lekkich pierwiastków do produkcji energii miały miejsce w latach 50 tych ubiegłego stulecia. Do niedawna jedynym procesem syntezy jądrowej o dodatnim bilansie był wybuch bomby wodorowej. Jednak już w 1997 r. w europejskim tokamaku JET (Joint European Torus) uzyskano stan breakeven, w którym ilość uzyskiwanej energii równa się ilości energii dostarczanej do urządzenia. Słońce. Zdjęcie wykonane w promieniach Roentgena. Fot pochodzi z [14] Kliknij aby zobaczyć aktualne zdjęcie Słońca! Synteza jądrowa, fuzja jądrowa to proces łączenia się jąder lekkich pierwiastków w jądra cięższych pierwiastków (nukleosynteza). Jądra posiadają dodatni ładunek elektryczny i wzajemnie się odpychają. Ich zbliżenie się do siebie na odległości, przy których przyciąganie powodowane przez oddziaływanie silne przezwycięży to odpychanie najłatwiej osiąga się w wysokich temperaturach (większych niż 10 mln °C). Stąd reakcje syntezy jądrowej nazywane są reakcjami termojądrowymi. W reakcjach syntezy jądrowej wydzielają się znaczne ilości energii. W naturze procesy te odpowiadają za produkcje energii w gwiazdach - cykl proton-proton, cykl CNO. Na Ziemi udaje się przeprowadzić reakcję syntezy jądrowej w skali modelowej (pojedyncze jądra w eksperymentach akceleratorowych), niekontrolowane reakcje wybuchowe (broń termojądrowa), lub w sposób kontrolowany przez bardzo krótki okres czasu (tokamak). Masa każdego jądra jest mniejsza od sumy mas nukleonów wchodzących w jego skład. Różnica ta, zwana defektem masy, jest określana zależnością: m Zmp Nmn mA gdzie: N liczba neutronów jądrze (N=A-Z), mp mn masa protonu i neutronu, mA masa jądra. Zgodnie z prawem Einsteina, defekt masy wyrażony w jednostkach energii jest równoważny energii wiązania nukleonów w jądrze Ew mc2 gdzie: c prędkość światła w próżni Wykres energii wiązania na nukleon od masy atomowej– rysunek pochodzi z [15] Gwiazdy Gwiazdy powstają w obłokach pyłowo gazowych na wskutek kurczenia grawitacyjnego. Podczas takiej kontrakcji obłok ma tendencje do rozpadania się na mniejsze, indywidualnie kurczące się obszary (nazywamy je globulami), które stają pojedynczymi gwiazdami, tworzącymi gromady gwiazd. Kurczący się obłok gazu ogrzewa się aż do momentu osiągnięcia równowagi, przy której siły związane z ciśnieniem gazu równoważą się z siłami grawitacyjnymi. Powstały obiekt nosi nazwę protogwiazdy. Następuje dalsze kurczenie się i powiększanie protogwiazdy, przy jednoczesnym, ciągłym wypromieniowaniu energii. Dalsze losy protogwiazdy zależą od jej masy. Jeśli masa jest mniejsza od 1/12 masy Słońca to świeci ona stosunkowo krótko kosztem energii grawitacyjnej i stygnie. Takie niedoszłe gwiazdy nazywamy brązowymi karłami. W przypadku masy nieco większej kurcząca się protogwiazda staje się właściwą gwiazdą w chwili osiągnięcia w jej centrum temperatury 10 milionów Kelwinów. W tych warunkach możliwa jest synteza wodoru w hel w tak zwanym cyklu protonowo protonowy (w skrócie p-p). Mgławica Orła – miejsce narodzin gwiazd. Fot pochodzi z [16] Wielkości gwiazdowe i typy widmowe (barwy) gwiazd mogą być naniesione na wykres nazywany diagramem Hertzsprunga-Russella (w skrócie H-R), według którego gwiazdy dzielą się na kilka dobrze zdefiniowanych grup: gwiazdy ciągu głównego, olbrzymy, nadolbrzymy i białe karły. Gwiazda wchodzi w okres stabilności, zajmując miejsce na ciągu głównym diagramu HR, zależnie od masy. W jądrze Słońca temperatura wynosi 15 mln Kelwinów i zachodzi cykl pp (taki cykl zachodzi w gwiazdach położonych na prawo od Słońca na ciągu głównym). Jeżeli temperatura jądra jest wyższa niż 16 mln K (gwiazdy na ciągu głównym na lewo od Słońca) efektywniejszy energetycznie jest cykl węglowo - azotowy (w skrócie C-N), składający się z sześciu reakcji, gdzie jądra atomowe węgla i azotu odgrywają rolę katalizatorów. Diagram Hertzsprunga-Russela – rysunek pochodzi z [12] Typ widmowy gwiazd określany jest na podstawie obserwacji spektroskopowych ciągłych widm emisyjnych gwiazd. Dzięki tym obserwacjom można określić rozkład energii w widmie, który wskazuje na temperaturę powierzchni gwiazdy. Natomiast badanie rozkładu i szerokości ciemnych linii absorpcyjnych na tle widma ciągłego pozwala na wyznaczenie gęstości i ciśnienia w atmosferze gwiazdy. Oczywiście można także określić skład chemiczny. Oprócz tego, dzięki uwzględnieniu poszerzeniu linii widmowych spowodowanych efektem Dopplera wyznaczono pośrednio prędkość rotacji gwiazd. Wyróżniono siedem głównych typów widma gwiazd oraz 10 podtypów. Typy to Tempo ewolucji a masa gwiazdy temperatura gwiazd od 25000K do najniższej 3000K i Masa Czas życia zostały oznaczone przez litery: O, B, A, F, G, i M. Poniższa [1=masa Słońca] (miliony lat) tabelka przedstawia temperatury charakterystyczne dla 15 10 każdego typu, barwę powierzchni gwiazdy, przykładowych 5 100 przedstawicieli oraz masę. Im większa masa gwiazdy tym temperatura jest wyższa i 1 10000 reakcje przebiegają gwałtowniej i czas życia na ciągu głównym jest krótszy. Typy widmowe gwiazd Typ widmowy Temperatura powierzchni [K] Barwa Przykłady Masa [1=masa Słońca] Typ O 25000 - 50000 niebiesko-biała Alnitak 16-100 Typ B 11000 - 25000 niebiesko-biała Rigel, Regulus 2,5-16 Typ A 7500 - 11000 biała Syriusz, Wega, Altair 1,6-2,5 Typ F 6000 - 7500 żółto-biała Procjon, Kanopus 1,1-1,6 Typ G 5 000 - 6 000 żółta Słońce, Kapella 0,9-1,1 Typ K 3 500 - 5 000 pomarańczowa Arktur, Aldebaran 0,6-0,9 Typ M poniżej 3 500 K czerwona Betelgeza, Antares 0,08-0,6 Po wyczerpaniu zapasów wodoru następuje synteza helu. W zależności od masy gwiazda staje się czerwonym olbrzymem lub nadolbrzymem powiększając swoje rozmiary setki razy. Po wyczerpaniu zapasów helu spada temperatura i ciśnienie. Siły grawitacji ponownie zgniatają jądro, co powoduje wzrost temperatury. Następuje zapłon węgla. Po jego wyczerpaniu gwiazdy o masie nieprzekraczającej Ewolucja gwiazdy w zależności od masy początkowej. Fot pochodzi z [18] 2,5 masy Słońca odrzucają swoje zewnętrzne warstwy tworząc mgławicę planetarną. W centrum mgławicy pozostaje tylko bardzo gorące i ściśnięte jądro czerwonego olbrzyma, które jest już pozbawione otoczki. Takie gwiazdy nazywamy białymi karłami. Są wielkości Ziemi jednak mają masę naszego Słońca, a cechują się 1000x większą gęstością niż woda. Białe karły nie rozwijają się już dalej tylko zaczynają stygnąć. Po miliardach lat przekształcają się w czerwone karły. Mgławica planetarna Menzel 3. Fot pochodzi z [17] Nie wszystkie gwiazdy umierają przy stadium białego karła. Te bardzo duże, zawierające dużo więcej materii niż Słońce, mają bardziej złożoną ewolucje i na swój koniec demonstrują bardzo widowiskową śmierć. Dzięki olbrzymiej temperaturze i ciśnieniu gwiazdy „spalają” takie pierwiastki takie jak węgiel tlen, neon i krzem. W wyniku tego ostatniego etapu formuje się jądro żelazne o temperaturze ok. 3 miliardów stopni Kelwina. Ponieważ synteza żelaza jest reakcją endotermiczną synteza we wnętrzu gwiazdy ustaje. Gwieździe zaczyna brakować energii, która mogłaby zrównoważyć siłę grawitacji. Gwiazda zaczyna się zapadać pod własnym ciężarem. Dochodzi do olbrzymiej eksplozji – wybuchu supernowej – rozbłysk dorównuje jasnością miliardowi Słońc. W wyniku eksplozji powstaje gwiazda neutronowa lub czarna dziura. Mgławica Krab – w centrum znajduje się pulsar. Fot pochodzi z [20] Cykl p-p Wśród trzech gałęzi cyklu p-p najczęstszym (86%) i wytwarzającym najwięcej energii jest cykl ppI: p p 2 H e ν e (1,44 MeV) 2 H p 3 He γ (5,494 MeV) 3 He 3 He 4 He 2p γ (12,860 MeV) W czternastu przypadkach na sto zamiast ostatniej reakcji może dojść do utworzenia berylu w reakcji: 3 He 4 He 7 Be (1,586 MeV) co umożliwia powstanie helu na dwa sposoby. Najczęściej, bo w 99%, w łańcuchu reakcji ppII: 7 Be e 7 Li e (0,862 MeV) 7 Li p 2 4 He (17,348 MeV) W nawiasach podana jest ilość energii uwalniana w reakcji, wyrażona w megaelektronowoltach (MeV). Hel może również powstać w wyniku znacznie rzadziej zachodzącego łańcucha ppIII: 7 Be p 8 Be (1,44 MeV) 8 Be 8 Be* e e (5,494 MeV) 8 Be* 2 4 He (12,860 MeV) W przedostatniej reakcji powstaje wzbudzone jądro berylu, które szybko rozpada się na dwie cząstki alfa. Niezwykle rzadko, w jednym przypadku na czterysta, zamiast fuzji dwóch protonów rozpoczynającej cykl zachodzi tzw. reakcja pep: p e 2 H e (1,442 MeV) Udział ostatniej reakcji w produkcji energii można zaniedbać, ale jest ona źródłem wysokoenergetycznych neutrin, których strumień daje się obserwować na Ziemi. Cykl protonowo - protonowy. Fot pochodzi z [7] Jeżeli temperatura jądra jest wyższa niż 16 mln K (gwiazdy na ciągu głównym na lewo od Słońca) efektywniejszy energetycznie jest cykl węglowo - azotowy (w skrócie C-N), składający się z sześciu reakcji, gdzie jądra atomowe węgla i azotu odgrywają rolę katalizatorów. Cykl węglowo-azotowo-tlenowy: W tej reakcji syntezy wodoru, której produktem jest hel węgiel służy wyłącznie jako katalizator reakcji. Podsumowując: Anihilacja pozytronów dostarcza dodatkowo 2MeV, więc otrzymana energia wynosi 26,7MeV Tokamaki Aby zaszła reakcja syntezy jąder użyte paliwo musi mieć wystarczająco wysoką temperaturę (aby przezwyciężyć energię odpychania dodatnio naładowanych jąder). Dodatkowo liczba nukleonów w jednostce objętości musi być dostatecznie duża - duża gęstość. W warunkach wysokiej temperatury i dużej gęstości paliwo występuje w postaci plazmy. Na Ziemi nie dysponujemy wystarczająco silnymi polami grawitacyjnymi żeby uwięzić plazmę. W celu kontroli gorącej plazmy stosuje się tzw. pułapką magnetyczną. Reakcja syntezy zachodzi tylko wtedy, kiedy prędkość zderzających się jąder atomów jest wystarczająco duża do pokonania sił odpychania elektrostatycznego. Aby doprowadzić do syntezy deuteru i trytu potrzebna jest więc temperatura powyżej 100mln°C. Osiągnięcie takich temperatur wymaga zastosowania bardzo intensywnego „grzania”. Jednocześnie straty ciepła muszą być ograniczone do minimum poprzez termiczne izolowanie plazmy od ścian reaktora. Zadanie to wymaga zarówno zrozumienia złożonych procesów fizycznych zachodzących w plazmie, jak też opracowania i zastosowania nowych wyrafinowanych technologii. W ostatnich latach badania naukowców skupiają się głównie na urządzeniach zwanych TOKAMAKami (z ros. Torid kamiera magnit katuszka, czyli komora w kształcie torusa z cewką magnetyczną). Konstrukcja ta opiera się na pomyśle fizyków rosyjskich, Andrieja Sacharowa i Igora Tamma. Wnętrze tokamaka JET. Fot pochodzi z [5] Elektrycznie naładowane cząstki plazmy – jony i elektrony – mają właściwość poruszania się po spiralnych torach wokół linii sił pola magnetycznego. Poprzez odpowiednie ukształtowanie tego pola utrzymuje się plazmę we wnętrzu komory reaktora w pewnej odległości od jej ścian, co zdecydowanie zmniejsza straty termiczne gorącej plazmy. Pole magnetyczne wytwarzane jest przez cewki elektromagnetyczne umieszczone wokół komory reaktora oraz przez prąd elektryczny płynący w strumieniu samej plazmy. Magnetyczne utrzymywanie plazmy umożliwia uzyskanie ciągłego procesu syntezy jądrowej. Najczęstszym kształtem przyjmowanym przez tego rodzaju naczynia dla plazmy jest torus. Silne toroidalne pole magnetyczne tokamaka (kilka tesli) wytwarzane jest przez cewki elektromagnetyczne otaczające pierścieniową komorę reaktora. Toroidalny prąd o dużym natężeniu (10 do 20 milionów amper) płynący przez plazmę indukowany jest przez transformator i wytwarza własne poloidalne pole magnetyczne. Ponieważ transformator nie jest w stanie indukować prądu stałego, przepływ prądu przez plazmę musi Schemat tokamaka. Fot. pochodzi z [23] Kliknij aby sterować wirtualnym tokamakiem! być podtrzymywany innymi metodami. Podobnie jak w przypadku zwykłych przewodników, prąd elektryczny płynąc przez plazmę podgrzewa ją. Jest to wynikiem zderzeń elektronów z innymi cząstkami plazmy. Ten sposób ogrzewania ma jednak swoiste ograniczenia, ponieważ: - wraz ze wzrostem temperatury zmniejsza się częstość zderzeń, co stopniowo zmniejsza efektywność grzania, - nawet przy doskonałej izolacji termicznej plazma traci energię na skutek elektromagnetycznego promieniowania elektronów plazmy. Grzaniem oporowym można więc podnieść temperaturę plazmy najwyżej do 10 - 20 milionów stopni. Aby jednak doprowadzić do syntezy jądrowej potrzebne są temperatury dziesięciokrotnie wyższe. Przy ogrzewaniu plazmy strumieniem wysokoenergetycznych cząstek obojętnych, są one wytwarzane w źródle jonów i przyspieszane dużą różnicą potencjałów (rzędu 100 kV i więcej), a następnie neutralizowane podczas przejścia przez cylinder wypełniony gazem (neutralizator). Pole magnetyczne reaktora nie oddziałuje na strumień cząstek obojętnych, co umożliwia wstrzelenie ich do komory plazmowej, gdzie zderzając się z cząstkami plazmy przekazują im swoją energię. W ogrzewaniu wysokoczęstotliwościowym stosuje się mikrofale, bądź fale radiowe dużej mocy o częstotliwościach zbliżonych do drgań Rozgrzana plazma w tokamaku w Instytucie im. Maxa Plancka. Fot pochodzi z [22] własnych cząstek plazmy w polu magnetycznym (rezonans). Umożliwia to przekazywanie energii plazmie i ogrzewanie jej. Stosuje się tu systemy rezonansowego grzania cyklotronowego jonów (klistrony - 20 MHz-10 GHz), bądź rezonansowego grzania cyklotronowego elektronów (girotrony – 50-200 GHz). Powstałe w wyniku reakcji syntezy wysokoenergetyczne jądra atomów helu – cząstki α - zderzając się z innymi cząstkami plazmy ogrzewają ją. Gdy reakcja ta osiągnie stan samopodtrzymywania się, to znaczy, gdy wszystkie straty energetyczne plazmy zostaną skompensowane przez ogrzewanie cząstkami α, będzie można powiedzieć, że osiągnięto stan zapłonu plazmy. Paliwo plazmowe będzie mogło wtedy ogrzewać się w zasadzie samoistnie bez potrzeby stosowania dodatkowych źródeł energii. Plazma może być też utrzymywana w stanie nieco poniżej punktu zapłonu. Umożliwi to precyzyjne sterowanie przebiegiem syntezy poprzez użycie grzania zewnętrznego. Dla zapewnienia kontroli przebiegu reakcji syntezy potrzebna jest zawsze pewna część energii z dodatkowych źródeł grzania. W tokamakach, w których przez plazmę płynie prąd elektryczny zewnętrzne systemy grzania potrzebne są do podtrzymywania temperatury Wnętrze tokamaka TEXTOR w Instytucie fizyki plazmy w Jülich. Film pochodzi z [9] Kliknij dla pełnego ekranu! plazmy zarówno w warunkach długich pulsów jak i pracy ciągłej. ITER (International Thermonuclear Experimental Reactor) ITER powstał we współpracy międzynarodowej. Wspólnota Europejska, Japonia, Federacja Rosyjska, Chiny, Stany Zjednoczone Ameryki i Korea Południowa uczestniczą w negocjacjach mających na celu wybór miejsca budowy reaktora i utworzenie organizacji do zrealizowania tego przedsięwzięcia. ITER ma zademonstrować naukową i techniczną możliwość zrealizowania samopodtrzymującej się syntezy jądrowej. ITER ma wytwarzać 500 MW energii pochodzącej z syntezy jądrowej w 15-30 minutowych pulsach, które będą wydłużane w celu uzyskania pracy ciągłej. ITER bazuje na naukowych osiągnięciach uzyskanych przy pomocy różnych urządzeń rozsianych po całym świecie ze szczególnym uwzględnieniem reaktora JET. Obecnie rozpatruje się dwie kandydatury lokalizacji ITER. Jedną z nich jest Wspólnota Europejska (Francja), a drugą Japonia (Rokkasho-mura). Obydwie propozycje zostały ocenione jako technicznie odpowiednie dla budowy reaktora. Ostateczny wybór lokalizacji i podjęcie decyzji budowy ma nastąpić w 2004 roku. Przekrój tokamaka ITER. Fot pochodzi z [8] Broń atomowa Wraz z odkryciem w 1938 roku istoty rozszczepienia, otworzyła się droga do konstrukcji bomby atomowej. Broń nuklearna jest najbardziej destruktywną środkiem bojowym jaki kiedykolwiek stworzono. Pierwsza bomba atomowa - GADGET. Fot pochodzi z [6] Test pierwszej w historii bomby atomowej został przeprowadzony na Jornada del Muerto (Podróż śmierci) w Bazie Lotnictwa Bombowego Alamangordo w stanie Nowy Meksyk. Bomba nazywała się Gadget, zaś cały test otrzymał kryptonim Trinity. Miało to miejsce 16 lipca 1945 roku. Pierwsza próba atomowa – projekt TRINITY. Fot pochodzi z [6] Podstawą działania bomby atomowej jest proces rozpadu jądrowego. Rozszczepienie jądrowe zachodzi, gdy jądra pewnych izotopów bardzo ciężkich pierwiastków, na przykład uranu czy plutonu, pochłaniają neutrony. W bombie atomowej jako materiał rozszczepialny stosuje się najczęściej 235U lub 239Pu. Jądra tych izotopów są mało stabilne i dodanie małej ilości energii (np. pochodzącej z neutronu) spowoduje nagłe rozszczepienie na dwa jądra, o podobnej masie, czemu towarzyszy uwolnienie ogromnej ilości energii (180 MeV natychmiastowo dostępnej energii) i kilku nowych neutronów (średnio 2.52 dla U-235, i 2.95 dla Pu-239). Jeżeli średnio jeden neutron z każdego rozszczepienia jest pochłaniany i powoduje reakcję rozszczepienia kolejnego jądra dochodzi do samo podtrzymywania, zwanego reakcją łańcuchową. Gdy natomiast średnio więcej niż jeden neutron z każdego rozpadu wywołuje rozszczepienie kolejnego jądra liczba neutronów i ilość wydzielonej energii rośnie wykładniczo do czasu. Przykładowe reakcje rozszczepienia uranu 235U: 235 92 236 94 1 U 01n 92 U 140 54 Xe 38 Sr 2 0 n 200 MeV 235 92 236 89 1 U 01n 92 U 144 56 Ba 36 Kr 3 0 n energia Bomba wodorowa Ideę budowy bomby wodorowej jako broni stopniowej (fazowej) opracował w 1951 r. Stanisław Ulam. Pomysł polegał na wykorzystaniu energii uwolnionej przez bombę atomową do wytworzenia odpowiednich warunków umożliwiających syntezę lekkich jąder – wysokiej temperatury i ciśnienia. Fazową broń jądrową możemy podzielić na dwa typy: rozszczepienie-fuzja i rozszczepienie-fuzja-rozszczepienie. Głowice tego typu wykorzystują reakcje syntezy izotopów lekkich pierwiastków (wodoru, litu) w celu usunięcia ograniczeń wielkości bomb opartych o rozszczepienie i zwiększenia jej możliwości. Pociąga to za sobą znaczącą redukcję kosztów związanych z wzbogacaniem uranu lub stosowaniem drogiego plutonu - ma to oczywiście niebagatelny wpływ na masę oraz rozmiary całości. Reakcja syntezy odbywa się w materiale fuzyjnym (stanowiącym człon drugi), który jest fizycznie oddzielony od zapalnika rozszczepialnego (człon pierwszy), tworząc w ten sposób bombę dwustopniową. Bomby, które uwalniają znaczną ilość energii przez reakcję termojądrową, ale nie wykorzystują powstałych neutronów do rozszczepienia U-238, nazywane są bronią jądrową dwufazową Stanisław Ulam pomysłodawca fazowej. (rozszczepienie-fuzja). Jeżeli zaś dodatkowo rozszczepiają szybkimi bomby Fot pochodzi z [25] neutronami U-238 określane są jako broń trójfazowa (rozszczepienie-fuzja-rozszczepienie). Najbardziej wydatne reakcje syntezy termojądrowej to: H 13 H 24 He 01n (17, 6 MeV ) 2 1 H 12 H 23 He 01n (3, 27 MeV ) 3. 2 1 H 12 H 13 H 11 p 4. 3 2 5. 6 3 Li 01n 13 H 24 He 6. 7 3 Li 01n 13 H 23 He 01n 1. 2 1 2. He 12 H 24 He 11 p (4, 03 MeV ) (18, 4 MeV ) (4, 78 MeV ) (2, 47 MeV ) W temperaturze uzyskiwanej w bombie opartej o rozszczepienie reakcja 1 przebiega 100 razy szybciej niż reakcje następne (2 i 3), które z kolei są 10 krotnie szybsze niż reakcja 4. Szybkość reakcji 1-4 wzrasta szybko Synteza Deuteru i Trytu. Rys pochodzi z [10] (wykładniczo) z temperaturą, ale nie w takich samych proporcjach. W wyższych temperaturach uzyskanych przez fuzję, reakcja 4 przekracza szybkością reakcje 2 i 3. Reakcje 5 i 6 nie są reakcjami termojądrowymi w dosłownym znaczeniu. Są reakcjami neutronowymi, jak rozszczepienie, i nie wymagają szczególnej temperatury czy ciśnienia - niezbędnej energii dostarczają neutrony. Ta różnica jest zazwyczaj lekceważona w literaturze dotyczącej broni nuklearnej. Reakcja Li-6+n wymaga neutronu o małej energii (zbliżonej do MeV lub mniejszej). Reakcja Li-7+n jest znacząca tylko gdy energia jest mniejsza niż 4 MeV. Pierwszą próba z bronią termojądrową była bomba Greenhouse George. Zawierała ona cylindryczną implozyjną głowicę zaprojektowaną przez fizyka Georga Gamowa. Test miał na celu sprawdzenie możliwości przekazywania ciepła bezpośrednio z rdzenia do ładunku fuzyjnego. Było to pierwsze zainicjowanie reakcji termojądrowej przez bombę atomową. Detonacja: 9.05.1951 o 9:30 (czasu lokalnego) na 60 metrowej wieży na wyspie Ebireru/Ruby na atolu Eniwetok. Siła wybuchu: 225 kt Wybuch bomby Greenhouse George. Fot pochodzi z [6] Pierwszym testem fazowej broni termonuklearnej był Ivy Mike zdetonowany 31 października 1953 na wyspie Elugelab/Flora na atolu Enewetok. Ta eksperymentalna bomba, nazywana Sausage (Kiełbasa), używała czystego deuteru jako paliwa i naturalnego uranu jako jego obudowy (trzeci stopień). Była zaprojektowana przez grupę z Los Alamos kierowaną przez Carsona Marka. Detonacja: 1.11.1952 o 7:14:59. (czasu lokalnego) na wyspie Elugelab/Flora (atol Eniwetok) Wybuch bomby Ivy Mike . Fot pochodzi z [6] Literatura i linki [1] – Jaroszyński M „Galaktyki i budowa Wszechświata”, Warszawa PWN, 1993 [2] – Hawking S. W. „Krótka historia czasu” Warszawa, Alfa, 1993 [3] – Davies Paul „Ostatnie trzy minuty”, Warszawa, Cis, 1995 [4] – MRÓWCZYŃSKI STANISŁAW - Jądrowa menażeria „Wiedza i życie” 07/96 [5] – http://www.jet.efda.org (Joint European Torus) [6] – http://www.atominfo.org/ [7] – http://www.rzg.mpg.de/ [8] – http://www.iter.org/ [9] – WWW.fz-juelich.de [10] – http://www.wo.amu.edu.pl/fuzja/pdf/fuzja_pl.pdf [11] – http://w3.pppl.gov/~dstotler/SSFD/ [12] – http://www.kheper.net/ [13] – http://www.wiw.pl/astronomia/0702-c2-slonce.asp [14] – http://www.psc.edu/ [15] – http://teacher.nsrl.rochester.edu [16] – http://www.ccastronomy.org/ [17] – http://www.wiw.pl [18] – http://www.astronomia.friko.pl/ [19] – http://www.astro.uni.wroc.pl/kma/snazywo.html [20] – http://quarksea.cafe24.com/Hubble/2002/24.jpg [21] – http://fusedweb.pppl.gov FusEdWeb: Fusion Energy Educational Web Site [22] – http://www.mpg.de/ [23] – http://crppwww.epfl.ch/ [24] – http://www.atomowe.kei.pl/bombas.html [25] – http://www.amphilsoc.org/ [25] – Fusion Expo - Instytut Fizyki Plazmy i Laserowej Mikrosyntezy