Redigerer Kjernefysisk fusjon (avsnitt)

== Viktige fusjonsreaksjoner ==
Her betraktes bare fusjon mellom to og to atomkjerner. Reaksjoner mellom tre og flere kjerner er kjent, men vil bare opptre i stjerner og supernovaer, og i svært lav grad under forhold som kan gjenskapes på jorden.

I datatabeller beskrives ofte reaksjoner ved X<sub>1</sub>(X<sub>2</sub>,X<sub>4</sub>)X<sub>3</sub> der to kjerner («brensel» X<sub>1</sub> og X<sub>2</sub>) fusjonerer og skaper en eller flere atomkjerner («slagg» X<sub>3</sub> og en lettere partikkel X<sub>4</sub>). Ofte vil det være flere mulige reaksjoner, både mellom brenselsionene og mellom disse og slaggionene. Hvilke reaksjoner som går er avhengig av reaktiviteten ved de aktuelle energibetingelsene.

=== Reaksjoner i stjerner ===
De viktigste fusjonsprosessene er de som utvikler energi i stjernene. De foregår under betingelser som neppe kan opprettholdes på jorden og involverer også [[svak kjernekraft|svak vekselvirkning]] som har meget lav reaktivitet. De er derfor forskjellig fra de som er aktuelle for fusjonskraftverk.

[[Fil:Fusion in the Sun.svg|thumb|300px|Proton-Proton fusjonskjeden dominerer i stjerner på størrelse med solen, og mindre.]]
I p-p kjeden som er hovedreaksjonen på sola og lettere stjerner vil to protoner først fusjonere til Deuterium. Dette er en såkalt [[svak kjernekraft|svak vekselvirkning]] som krever at et proton omdannes til et nøytron. Protonet består av to oppkvarker og en nedkvark. Ved tilførsel av energi kan en av nedkvarkene omformes til en oppkvark med avgang av et W<sup>+</sup> [[boson]] som så brytes ned til et [[positron]] og en anti[[nøytrino]]. Vi har reaksjonene

:: 2 • p(p, e<sup>+</sup>+ν)D
:: 2 • D(p,&gamma;)<sup>3</sup>He
:: <sup>3</sup>He(<sup>3</sup>He,2p)<sup>4</sup>He

Dette representerer bare 70&nbsp;% av de følgende reaksjonene. I tillegg får man sidereaksjoner med lavere reaktivitet som D(D,p)T D(D,n)<sup>3</sup>He og D(<sup>3</sup>He, p)<sup>4</sup>He

p-p reaksjonen er meget langsom, og under forholdene i solens kjerne (13,6 mill. K, og 25 PPa ([[Peta]][[Pascal (enhet)|Pascal]]) vil det i gjennomsnitt ta ca. 8 milliarder år før to protoner reagerer. Dette forklarer den lange levetiden på 8-10 mrd år for solen, og enda lengre for mindre stjerner der reaktiviteten i kjernen er mindre. Denne reaksjonen bestemmer den totale hastigheten siden de følgende reaksjonene er raskere og vil bruke opp brenselsioner ettersom de blir tilgjengelig. Energiproduksjonen i solens kjerne er bare ca. 11 watt/m³. Til sammenligning genererer menneskekroppen ca. 2500 W/m³. Men totalt når energiproduksjonen ca. 3,86•10<sup>26</sup> W og utstrålingen fra overflaten blir omkring 62 MW/m².

I disse uttrykkene er e<sup>+</sup> et [[positron]], ν en [[nøytrino]] og &gamma; er [[gammastråling]]

[[Fil:CNO Cycle.svg|thumb|300px|Karbon-Nitrogen-Oksygen (CNO) sykelen dominerer i stjerner som er tyngre enn solen]]

For tyngre stjerner dominerer CNO sekvensen der man isteden har en <sup>12</sup>C og <sup>14</sup>N katalysert svak interaksjon. Karbon, Nitrogen og Oksygen forbrukes ikke. Forbruket av hydrogenbrensel og produksjon av helium er netto det samme, men mer av energien avgis i form av gammastråling. Denne sekvensen foregår ved høyere densitet og temperatur og er raskere enn p-p reaksjonen. Slike stjerner kan brenne ut i løpet av noen hundre millioner år (og enda kortere for svært massive stjerner). CNO reaksjonen går ved:

:: <sup>12</sup>C(p,&gamma;)<sup>13</sup>N &nbsp; &nbsp; &nbsp;''C katalysert svak interaksjon) trinn 1''
:: <sup>13</sup>N(,e<sup>+</sup>+ν)<sup>13</sup>C &nbsp; &nbsp; &nbsp;''trinn 2''
:: <sup>13</sup>C(p,&gamma;)<sup>14</sup>N
:: <sup>14</sup>N(p,&gamma;)<sup>15</sup>O &nbsp; &nbsp; &nbsp;''N katalysert svak interaksjon trinn 1''
:: <sup>15</sup>O(,e<sup>+</sup>+ν)<sup>15</sup>N &nbsp; &nbsp; &nbsp;''trinn 2''
:: <sup>15</sup>N(p,<sup>4</sup>He)<sup>12</sup>C

Når forbruket av H og produksjonen av He har nådd et visst nivå vil fusjon basert på hydrogen avta. Samtidig danner helium et slaggskall og som følge av disse effektene blir kjernen presset sammen. Nå øker trykket og temperaturen i kjernen ytterligere. På dette nivået vil derfor nye reaksjoner begynne å løpe og føre til [[Nukleosyntese]] av tyngre stoffer som C N og O. For tyngre stjerner vil temperatur og trykk fortsette å øke og føre til nukleosyntese av stadig tyngre stoffer opp til jern og nikkel, som i noen av karbonreaksjonene i stjerner med mer enn 4 ganger solens masse:

:: <sup>12</sup>C(<sup>12</sup>C,p)<sup>23</sup>Na
:: <sup>12</sup>C(<sup>12</sup>C,<sup>4</sup>He)<sup>20</sup>Ne
:: <sup>12</sup>C(<sup>12</sup>C,&gamma;)<sup>24</sup>Mg

Til slutt vil stjerner med mer enn 8 ganger solens masse eksplodere som en type II [[supernova]] der trykket og energiutviklingen tillater syntese av tyngre stoffer enn jern, selv om syntesen krever netto energitilførsel.

=== Reaksjoner og kriteria for fusjon på jorden ===
I kontrollerte fusjonsreaksjoner, kan man ha reaksjoner som løper under høyere energinivåer (temperatur) og gir vesentlig større energiutvikling per volumenhet en de som finner sted i stjernene. Fordi høyere energi og brensel med høyere reaktivitet (for eksempel D-T) har større tverrsnitt kan disse reaksjonene starte og løpe raskere. Noen trekk ved de reaksjonene en ser etter er:
	
* '''Eksoterm reaksjon'''. Det vil si at reaksjonen produserer netto energi, noe som begrenser utvalget av brensel og slagg til grunnstoff med lavere atomnummer enn 57.
* '''Bruk av brenselioner med lavt protontall'''. Dette gir lavest elektrostatisk frastøtning mellom ionene; høyere protontall gir høy coulomb energi og krever høyere hastighet eller temperatur. Dette medfører at fleste aktuelle reaksjoner har <sup>4</sup>He som sluttprodukt, selv om også <sup>3</sup>He og <sup>3</sup>H er mulig.
* '''To reaktanter'''. som nevnt over er sannsynligheten for reaksjoner med tre reaktanter svært lav og ikke praktisk oppnåelig.
* '''To eller flere produkter'''. Dette gir flere muligheter til bevaring av energi og moment.
* '''Bevare nøytrontall og protontall'''. Som betyr at reaksjonen ikke krever svak interaksjon der tverrsnitt er svært lavt og gir lav reaksjonsrate.
* '''Nøytronproduksjon'''. Nøytronproduksjon er i seg selv ikke ønskelig, og raske nøytroner vil ta energi bort fra reaksjonsområdet fordi de ikke er elektrisk ladet og derfor ikke kan innelukkes elektromagnetisk. De vil avgi energien som sekundærreaksjoner i reaktorveggen noe som fører til dannelse av radioaktive isotoper. Nøytronstråling er også svært skadelig for levende organismer. Reaksjoner som løper uten dannelse av frie nøytroner kalles ''anøytroniske''. I noen tilfelle er nøytroner allikevel ønskelige dersom sekundærreaksjonen kan produsere brenselioner, for eksempel <sup>6</sup>Li(n,T)<sup>4</sup>He som produserer tritium. Det er derfor bare et fåtall reaksjoner som møter disse kriteriene. De aktuelle med høyest reaktivitet er:

{|class="wikitable" align="center"
!Nr!!Reaksjon!!Energi!!Sannsynlighet!!Tverrsnitt Max(Barn)!!Ved Energi
|- align="center"
|(1)||D(T,n)<sup>4</sup>He||14,1 + 3,5 MeV||&nbsp;||5,0||60 keV
|- align="center"
|(2i)||D(D,p)T||3,02 + 1,01 MeV||''50&nbsp;%''||0,096||1250 keV
|- align="center"
|(2ii)||D(D,n)<sup>3</sup>He||0,82 + 2,45 Mev||''50&nbsp;%''||0,11||1750 keV 
|- align="center"
|(3)||D(<sup>3</sup>He, p)<sup>4</sup>He||14,7+ 3,6 MeV||&nbsp;||0,9||250 keV
|- align="center"
|(4)||T(T,2n)<sup>4</sup>He||11,33 MeV||&nbsp;||0,16||1000
|- align="center"
|(5)||<sup>3</sup>He(<sup>3</sup>He,2p)<sup>4</sup>He||12,9 MeV||&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;
|- align="center"
|(6i)||<sup>3</sup>He(T,p+n)<sup>4</sup>He||12,1 MeV||''51&nbsp;%''||&nbsp;||&nbsp;
|- align="center"
|(6ii)||<sup>3</sup>He(T,D)<sup>4</sup>He||9,5 + 4,8 MeV||''43&nbsp;%''||&nbsp;||&nbsp;
|- align="center"
|(6iii)||<sup>3</sup>He(T,n+p)<sup>4</sup>He||1,9+11,9+0,5 MeV||''6&nbsp;%''||&nbsp;||&nbsp;
|- align="center"
|(7)||<sup>6</sup>Li(D,)2<sup>4</sup>He||22,4 MeV||&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;
|- align="center"
|(8)||<sup>6</sup>Li(p,<sup>3</sup>He)<sup>4</sup>He||2,3 + 1,7 MeV||&nbsp;||0,22||1500 keV
|- align="center"
|(9)||<sup>6</sup>Li(<sup>3</sup>He, p)2<sup>4</sup>He||16,9 MeV||&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;
|- align="center"
|(10)||<sup>11</sup>B(p,)3<sup>4</sup>He||8,7 MeV||&nbsp;||1,2<br />(0,098)||550 keV<br />(148 keV)
|- align="center"
|(11)||<sup>7</sup>Li(n, n+<sup>4</sup>T)<sup>4</sup>He||&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;
|- align="center"
|(12)||<sup>6</sup>Li(n,<sup>4</sup>T)<sup>4</sup>He||&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;
|}

''p ([[protium]]), D ([[deuterium]]) og T ([[tritium]]) er notasjon for de tre isotopene av hydrogen.'' For reaksjoner med flere mulige produkter er relativ reaksjonsrate gitt over.

En del reaksjoner er ikke spesielt egnet, for eksempel er (7) omtrent like vanskelig å få til å gå som (10), men produserer vesentlig flere uønskede nøytroner ved sidereaksjoner (D-D). (11) og (12) krever noe energi og er kun viktig for produksjon (breeding) av Tritium fra Litium til bruk i D-T fusjon.

I en reaktor med plasma i '''tilnærmet likevekt''' vil man bruke [[Lawson-kriteriet]] og beregne høyeste mulige ytelse etter trippelproduktet <math>n_{\rm e}T\tau_{\rm E}</math> som beskrevet over. Ettersom et brenselion alltid er hydrogen (Z=1) vises atomnummer for det andre brenselionet, videre total fusjonsenergi, energien til ladede partikler og neutronisitet uttrykt ved den energiandelen som avgis i ikke ladede partikler, alle etter veide sannsynligheter for reaksjon og mulige sidereaksjoner:

{| class="wikitable"  align="center"
!Brensel !! ''T'' [keV] !! <σv>/T² [m³/s/keV²]!!''Z''!!''E''<sub>fus</sub> [MeV]!!''E''<sub>ch</sub> [MeV]!!neutronisitet
|-
|D-T || 13.6 || 1.24{{e|-24}}||  1 || 17.6 || 3.5 || 0.80
|-
|D-D || 15 || 1.28{{e|-26}}||  1 || 12.5 || 4.2 || 0.66
|-
|D-<sup>3</sup>He || 58 || 2.24{{e|-26}}||  2 || 18.3 ||18.3 || ~0.05
|-
|p-<sup>6</sup>Li || 66 || 1.46{{e|-27}}||  3 ||  4.02 || 4.02 ||
|-
|p-<sup>11</sup>B || 123 || 3.01{{e|-27}}||  5 || 8.7 || 8.7 || ~0.001
|}
Neutronisiteten er her et uttrykk for vanskelighetene knyttet til sikkerhet og skjerming knyttet til nøytroner, for eksempel fra sekundære reaksjoner i reaktorvegg.

For å få en optimal blanding av brensel kreves det at hver type ion utgjør halvparten av det totale trykket i plasmaet. Men fordi totaltrykket er konstant, er [[partialtrykk]]et for det ionet som ikke er hydrogen lavere med en faktor 2/(''Z''+1), dette fordi tilhørende elektroner bidrar til trykket. Disse deltar ikke i selve reaksjonen, og reaksjonsraten reduseres med samme faktor. For D-D er imidlertid raten dobbelt så stor som om det var to forskjellige ioner. Dette uttrykkes ved Reduksjon i tabellen under. Reaksjonskriterium uttrykkes ved <σv>/T² faktor relativt til D-T og beskriver hvor mye langsommere disse reaksjonene vil gå. Lawson-kriteriet uttrykker relativt hvor vanskelig det er å oppnå antenning, og Effekttetthet relativt til D-T er et uttrykk for reaktorens økonomiske potensial.

{| class="wikitable"  align="center"
!Brensel!!<σv>/T²!!Reduksjon!!Reaksjonskriterium!!Lawson-kriterium!!Effekttetthet
|-
|D-T || 1.24{{e|-24}} ||  1 ||    1 ||   1 ||    1
|-
|D-D || 1.28{{e|-26}} ||  2 ||   48 ||  30 ||   68
|-
|D-<sup>3</sup>He || 2.24{{e|-26}} || 2/3 ||   83 ||  16 ||   80
|-
|p-<sup>11</sup>B || 3.01{{e|-27}} || 1/3 || 1240 || 500 || 2500
|}

Energi vil videre tapes ved [[bremsstrahlung]] som oppstår når elektronene i plasmaet kolliderer med brenselionene og tar opp energi som stråles ut i form av elektromagnetisk (gamma) stråling. Fordi plasmaet er optisk transparent vil denne energien forsvinne ut av plasmaet og typisk absorberes i reaktorveggen. Tapet angår her tap av energi fra plasmaet som er nødvendig for å opprettholde reaksjon. Energien er imidlertid en del av den utnyttbare energi som kan tas ut fra reaktoren. Bremsstrahlungtapene minimaliseres ved en relativt høy temperatur i forhold til Lawson-kriteriet, og vises i følgende tabell ved denne temperatur. Ved lavere temperaturer er tapet til bremsstrahlung relativt høyere. Også energi fra reaksjonsproduktene (askeionene) tapes på denne måten og reduserer reaksjonsproduktenes bidrag til oppvarming av plasmaet.

{| class="wikitable" align="center"
!fuel!!''T''<sub>i</sub> (keV)!!''P''<sub>fus</sub>/''P''<sub>Bremsstrahlung</sub>
|-
|D-T ||   50 || 140
|-
|D-D ||  500 ||   2.9
|-
|D-<sup>3</sup>He ||  100 ||   5.3
|-
|<sup>3</sup>He-<sup>3</sup>He || 1000 ||   0.72
|-
|p-<sup>6</sup>Li ||  800 ||   0.21
|-
|p-<sup>11</sup>B ||  300 ||   0.57
|}

Selv med disse begrensningene er forholdene som skissert over idealiserte. I virkeligheten vil for eksempel fusjonsproduktene (aske) etterhvert forurense plasmaet. Det er vanskelig å innelukke brenselet uten samtidig å innelukke aske like effektivt. Det er en rekke ytterligere tap og praktiske faktorer som må løses før en slik reaktor kan produsere netto utnyttbar energi.

=== Fusjonsbomber (H-Bomber) ===
[[Fil:Teller-Ulam device-lang-no.svg|thumb|300px|Typisk Teller–Ulam prinsipp fusjonsbombe.]]
Fusjon for [[kjernefysiske våpen|atomvåpen]] stiller krav til leverbarhet (størrelse, vekt, form og kontroll), men kan også operere med betydelig høyere trykk og temperatur enn fredelig utnyttelse. Spesielt betyr dette at fusjonsområdet kan gjøres relativt optisk opakt slik at gammastråling fra bremsstrahlung ikke tapes og reduserer energien for raskt. Det er grunnen til at man allerede i 1952 kunne detonere den første fusjonsbomben ([[Ivy Mike]]). Detaljerte beskrivelser av slike våpen er generelt ikke tilgjengelig gjennom primærkilder og man baserer seg på sekundær informasjon fra forskjellige kilder som for eksempel en klassisk artikkel i «The Progressive» som er beheftet med feil.<ref>{{Kilde www | utgiver= The progressive | forfatter= Howard Norland | utgivelsesdato= november 1979 | tittel= The H-Bomb Secret: How we got it and why we’re telling it | url= http://progressive.org/?q=node/2252 | besøksdato= 2007-02-03 | kommentar= Hovedartikkel side 3-12}}</ref>

Den enkleste varianten er såkalt forsterket fisjon (Boosted fission) der en vanlig fisjonsbombe har hulrom med Deuterium-Tritium blanding (som for primærtrinnet i figuren). Denne blandingen komprimeres ved fisjonsreaksjonen, fusjonerer og avgir nøytroner som igjen forsterker fisjonsreaksjonen. Fordi bare rundt 1&nbsp;% av energien kommer fra D-T fusjon regnes dette ikke som en egentlig fusjonsbombe.

For egentlige fusjonsbomber er Teller-Ulam prinsipp to- eller tretrinns kompresjon med stråling enerådende. Her brukes typisk en forsterket implosjonstype fisjonsbombe som første trinn. Det er først og fremst gammastråling fra denne som innelukkes i kappen (såkalt «hohlraum») og varmer en «forladning» (i figuren Uran 238) slik at [[ablasjon]] komprimerer forladning og dermed fusjonsbrenselet innenfor. Forladningen og kappen er av materiale som er optisk opakt for gammastråling, som bly eller uran eventuelt med beryllium.<ref>{{Kilde www | utgiver= Nuclear Weapons Frequently Asked Questions | forfatter= Carey Sublette | utgivelsesdato= 20. februar 1999  | tittel= Elements of Thermonuclear Weapon Design | url= http://nuclearweaponarchive.org/Nwfaq/Nfaq4-4.html#Nfaq4.4.1.4 | besøksdato= 2007-02-03 | kommentar= Se Kap 4.4.1.4}}</ref>

Det er ønskelig med brensel i fast form mens D-D og D-T er i gassform og flytende ved svært lav temperatur. Oppbevaring av Tritium et problem fordi det har kort halveringstid (12,3 år) og reagerer kjemisk med uran og plutonium. Derfor bruker man generelt LiD (Litium-Deuterid) og noe LiT som raskt går over til plasma. <sup>6</sup>Li nedbrytes til Tritium ved nøytronbestråling. Det kan også <sup>7</sup>Li gjøre ved nøytroner med høyere energi (endoterm reaksjon), og en blanding kan derfor brukes. For å sette i gang reaksjonene raskt og presist når tilstrekkelig densitet er oppnådd må både primær og sekundær enhet ha en trigger. For primærladningen brukes gjerne en presist trigget «tett rør» type kilde (se over), mens for sekundærladningen brukes en «tennplugg», typisk av plutonium eller høyanriket uran, som komprimeres til kritikalitet og gir svært hurtig oppvarming til å starte fusjon. Når sekundærladningen tenner er primæreksplosjonen allerede over, men det er fremdeles en mindre mengde nøytroner igjen samt nøytroner fra tidlig D-D fusjon som kan antenne tennpluggen. Først får man ren D-D forbrenning som følges av D-T ettersom tritium produseres og noe D-<sup>3</sup>He (som beskrevet i forrige avsnitt) samt en rekke andre sidereaksjoner.

Forladningen vil først komprimere fusjonsbrenselet, senere også reflektere nøytroner slik at Litium produserer mer Tritium og innelukke gammastråling slik at energien ikke tapes fra fusjonsområdet. Den må derfor være mekanisk intakt til fusjonen er ferdig. Ved rene totrinns bomber kan forladningen for eksempel være bly. Ved tretrinns bomber kan forladningen bestå av fisjonsbrensel, for eksempel noe anriket uran, som antennes av nøytronstrålingen fra fusjonsreaksjonen. Dette kan typisk doble eller tredoble den totale energien, men medfører også vesentlig høyere [[radioaktivt nedfall]]. Dette kan utnyttes spesifikt ved at forladningen «salter» bomben slik at det dannes isotoper til radioaktivt nedfall som nedbrytes med intens gammastråling.

Primærladningen forbrenner i løpet av 5-15 nanosekunder mens sekundærladningen antennes og forbrenner i løpet av noen hundre nanosekunder. Svært presis beregning av de forskjellige trinn, materialvalg og presis dimensjonering er nødvendig for at stråling, trykksjokk, forsinkelser, temperaturøkning og antenning skal følge rett sekvens.