Reakcja termojądrowa

Reakcja termojądrowa, synteza jądrowa lub fuzja jądrowa – zjawisko polegające na złączeniu się dwóch lżejszych jąder w jedno cięższe, często z uwolnieniem się dużej ilości energii. Cięższe jądro może jednak być lżejsze niż suma jego składników. Tę różnicę nazywamy energią wiazania albo defektem masy. Jest to zysk energetyczny, który może być przekształcony w energię, np. cieplną. Jądra atomowe mają dodatni ładunek elektryczny i dlatego się odpychają – aby doszło do ich połączenia muszą zbliżyć się na tyle, by siły oddziaływań jądrowych pokonały odpychanie elektrostatyczne. Niezbędnym warunkiem do tego jest prędkość (energia) jąder. Wysoką energię jąder uzyskuje się w bardzo wysokich temperaturach lub rozpędzając jądra w akceleratorach cząstek.

Przedrostek termo pochodzi od głównego sposobu, w jaki wywoływana jest ta reakcja, w gwiazdach i bombie wodorowej, czyli przez podniesienie temperatury do kilkunastu milionów kelwinów.

Reakcja termojądrowa jest głównym źródłem energii gwiazd i przemian we Wszechświecie.

Cykl wodorowy

W niezbyt masywnych gwiazdach ciągu głównego podstawową reakcją jest synteza jądra helu. Aby synteza nastąpiła, jądra wodoru (protony) muszą się zbliżyć na odległość zasięgu oddziaływania jądrowego (około 1 fm=10^-13 cm). Protony odpychają się jednak elektrostatycznie, a zatem muszą pokonać barierę potencjalną o wysokości około E=1 MeV. Taką energię termiczną mają cząstki o temperaturze 10¹⁰ K. Tak wysokiej temperatury nie ma we wnętrzu gwiazd.

W oparciu o fizykę klasyczną nie da się więc wytłumaczyć promieniowania gwiazd. Nie istnieje również jądrowy stan związany dwóch protonów ²H. Istnieje tylko stan związany protonu i neutronu - czyli jądro deuteru (D). Aby nastąpiła synteza, jeden proton musi zamienić się na neutron. W próżni to neutron jest niestabilny i rozpada się zgodnie z rozpadem β:

$n+\nu _{e}\rightarrow p+e^{-}$

Proces ten jest konsekwencją oddziaływań słabych (wymiany bozonu W). Podczas syntezy następuje odwrotny rozpad β:

$p\rightarrow n+e^{+}+\nu _{e}$.

Reakcja ta, jako konsekwencja oddziaływań słabych, jest bardzo powolna. Powoduje to, że gwiazdy świecą długo, a nie spalają się w jednej chwili, lecz w ciągu milionów czy miliardów lat. W wyniku tej reakcji i w wyniku oddziaływania jądrowego tworzy się deuter:

$p+p\rightarrow d+e^{+}+\nu _{e}$

Reakcja ta jest niezmiernie wolna. Następna reakcja:

$p+d\rightarrow {}^{3}He+\gamma$

prowadzi do powstania izotopu helu, po którym następuje fuzja dwóch jąder helu:

${}^{3}He+{}^{3}He\rightarrow {}^{4}He+2p$

Opisany powyżej ciąg reakcji jądrowych zwany jest cyklem węglowym. W pojedynczym cyklu emitowane jest 26.7 MeV energii i jest to główne źródło energii gwiazd. Część energii jest tracona przez uchodzące neutrina (1.6 MeV).

Zderzające się jądra mają zazwyczaj energię mniejszą od energii potrzebnej do pokonania bariery potencjału elektrycznego, ale przenikają przez nią na skutek zjawiska kwantowego zwanego efekt tunelowy. W wyniku syntezy produkowane są nowe jądra, neutrina i fotony. Wysokoenergetyczne fotony przekazują najpierw energię materii gwiazd, podgrzewając ją, aby po pewnym czasie jako promieniowanie cieplne wydostać się z gwiazdy. Neutrina opuszczają wnętrza gwiazd niemal natychmiast po powstaniu. Dla fotonów środowisko wnętrza gwiazdy nie jest przezroczyste. Średnia droga swobodna wysokoenergetycznego fotonu we wnętrzu Słońca wynosi około $10^{-3}$ m. Wydostawanie się energii z wnętrza gwiazdy na zewnątrz następuje w wyniku promieniowania wysokoenergetycznego, promieniowania cieplnego oraz konwekcji gazu w gwieździe. Na procesy te wpływa też zmiana ruchu cząstek w polu magnetycznym.

Reakcje syntezy cyklu wodorowego nastąpiły w młodym Wszechświecie (kosmologia) podczas procesu nukleosyntezy. Podczas ekspansji Wszechświata rosła objętość ($V(t)=a^{3}(t)V_{0}$, a(t) jest czynnikiem skali), malała temperatura $T(t)={\frac {T_{0}}{a(t)}}$, tak że gęstość entropii była stała. Oznacza to, że w pewnym okresie istniały warunki odpowiednie do syntezy lekkich pierwiastków. Zjawiskiem tym tłumaczy się stały stosunek ilościowy wodoru do helu w obłokach kosmicznych. W przeciwieństwie do gwiazdy, gdy temperatura jest w wyniku równowagi stała, w młodym Wszechświecie temperatura ciągle spadała (i spada nadal).

Cykl węglowo-azotowo-tlenowy

Dla bardziej masywnych gwiazd ciągu głównego, takich jak Syriusz A, zachodzi cykl węglowo - azotowy. wymaga on obecności jąder ${}^{12}C$ jako katalizatora. Cykl składa się z reakcji:

$p+{}^{12}C\rightarrow {}^{13}N+\gamma \rightarrow {}^{13}C+e^{+}+\nu _{e}+\gamma$

$p+{}^{13}C\rightarrow {}^{14}N+\gamma$

$p+{}^{14}N\rightarrow {}^{15}O+\gamma \rightarrow {}^{15}N+e^{+}+\nu _{e}+\gamma$

$p+{}^{15}N\rightarrow {}^{12}C+{}^{4}He$

W procesie tych reakcji wyłaniana jest energia 23.8 MeV. Około 98.4% energii w Słońcu jest produkowane w wyniku cyklu wodorowego a tylko 1.6% w wyniku cyklu węglowo - azotowego. Znaczenie tego ostatniego cyklu wzrasta gdy jest temperatura gwiazdy jest wyższa.