Термоядерная реакция

Термоядерная реа́кция (синоним: ядерная реакция синтеза) — разновидность ядерной реакции, при которой лёгкие атомные ядра объединяются в более тяжёлые ядра. В 1939 г. известный американский физик Бете дал количественную теорию ядерных источников звёздной энергии. Что же это за реакции? Как уже и упоминалось, это термоядерные реакции. Как известно, звёзды по большей части состоят из водорода, (правда есть и исключения) поэтому вероятность столкновения двух протонов очень велика. При столкновении протона с другим протоном (или другим ядром) он может притянуться к ядру за счёт ядерных сил. Ядерные силы действуют на расстояниях порядка размеров самого ядра.

Для того, чтобы произошла реакция синтеза, расстояние между ядрами приблизительно должно быть равно 0,000 000 000 001 см. Но ядра должны преодолеть силу электростатического отталкивания, для этого они должны иметь большую кинетическую энергию. Если предположить, что кинетическая энергия ядер определяется их тепловым движением, то можно сказать, что для реакции синтеза нужна большая температура. Поэтому реакция названа «термоядерной».

Атомные ядра имеют положительный  электрический заряд. На больших  расстояниях их заряды могут быть экранированы электронами. Однако для  того, чтобы произошло слияние  ядер, они должны сблизиться на расстояние, на котором действует сильное  взаимодействие. Это расстояние — порядка размера самих ядер и во много раз меньше размера атома. На таких расстояниях электронные оболочки атомов (даже если бы они сохранились) уже не могут экранировать заряды ядер, поэтому они испытывают сильное электростатическое отталкивание. Сила этого отталкивания, в соответствии с законом Кулона, обратно пропорциональна квадрату расстояния между зарядами. На расстояниях порядка размера ядер величина сильного взаимодействия, которое стремится их связать, начинает быстро возрастать и становится больше величины кулоновского отталкивания.

где — сила, с которой заряд 1 действует на заряд 2; q₁, q₂ — величина зарядов; — радиус-вектор (вектор, направленный от заряда 1 к заряду 2, и равный, по модулю, расстоянию между зарядами — r₁₂); k — коэффициент пропорциональности. Таким образом, закон указывает, что одноименные заряды отталкиваются (а разноименные – притягиваются).

Таким образом, чтобы вступить в  реакцию, ядра должны преодолеть потенциальный  барьер. Например, для реакции дейтерий-тритий величина этого барьера составляет примерно 0,1 МэВ. Для сравнения, энергия  ионизации водорода — 13 эВ. Поэтому вещество, участвующее в термоядерной реакции, будет представлять собой практически полностью ионизированную плазму.

Если перевести 0,1 МэВ в температуру, то получится примерно 10⁹ К. Однако есть два эффекта, которые снижают температуру, необходимую для термоядерной реакции. Во-первых, температура характеризует лишь среднюю кинетическую энергию, есть частицы как с меньшей энергией, так и с большей. На самом деле в термоядерной реакции участвует небольшое количество ядер, имеющих энергию намного больше средней (т. н. «хвост максвелловского распределения»). Во-вторых, благодаря квантовым эффектам, ядра не обязательно должны иметь энергию, превышающую кулоновский барьер. Если их энергия немного меньше барьера, они могут с большой вероятностью туннелировать сквозь него. Этот же факт туннелирования используется в мюонном катализе реакций ядерного синтеза.

Применение реакции ядерного синтеза  как практически неисчерпаемого источника энергии связано в  первую очередь с перспективой освоения технологии управляемого термоядерного  синтеза (УТС). В настоящее время научная и технологическая база не позволяет использовать УТС в промышленных масштабах.

Вместе с тем, неуправляемая  термоядерная реакция нашла своё применение в военном деле. Впервые  термоядерное взрывное устройство было испытано в ноябре 1952 года в США, а уже в августе 1953 года в Советском  Союзе испытали термоядерное взрывное устройство в виде авиабомбы. Мощность термоядерного взрывного устройства (в отличие от атомного) ограничена лишь количеством используемого для его создания материала, что позволяет создавать взрывные устройства практически любой мощности.

Для слияния необходимо, чтобы расстояние между ядрами приблизительно было равно 0,000 000 000 001 см. Однако этому препятствуют кулоновские силы. Они могут быть преодолены при наличии у ядер большой кинетической энергии. Особенно большое практическое значение имеет то, что при термоядерной реакции на каждый нуклон выделяется намного больше энергии, чем при ядерной реакции, например, при синтезе ядра гелия из ядер водорода выделяется энергия, равная 6 МэВ, а при делении ядра урана на один нуклон приходится »0,9 МэВ. 
Управляемая термоядерная реакция - энергетически выгодная реакция. Однако она может идти лишь при очень высоких температурах (порядка несколько сотен млн. градусов). При большой плотности вещества такая температура может быть достигнута путем создания в плазме мощных электронных разрядов. При этом возникает проблема - трудно удержать плазму. Самоподдерживающиеся термоядерные реакции происходят в звездах.

Простые расчеты показывают, что энергия  соответствующая этому переходу - 1000 кэВ. Между тем независимые  оценки показывают, что в Солнце протоны имеют энергию около 1 кэВ, т. е. в 1000 раз меньшую. Протонов с нужной энергией в недрах звёзд  практически не будет. Казалось бы, при такой ситуации никаких ядерных  реакций там происходить не может. Но это не так. Дело в том, что согласно законам квантовой механики протоны, энергия которых даже незначительно  меньше 1000 кэВ, всё же, с некоторой  небольшой вероятностью, могут попасть  в ядро. Эта вероятность быстро уменьшается с уменьшением энергии  протона, Но она не равна нулю. В  то же время число протонов по мере приближения их энергии к средней тепловой будет стремительно расти. Поэтому должна существовать такая «компромиссная» энергия протонов, при которой малая вероятность их проникновения в ядро «компенсируется» их большим количеством. Оказывается, что в условиях звёздных недр эта энергия близка к 20 кэВ. Только приблизительно одна стомиллионная доля протонов имеют такую энергию. И всё же этого оказывается как раз достаточно, чтобы ядерные реакции происходили с такой скоростью, что выделяющаяся энергия точно соответствовала бы светимости звёзд.