Kernfusie
Zie Kernfusie (doorverwijspagina) voor andere betekenissen van Kernfusie.
Kernfusie is het samensmelten van twee atoomkernen, waarbij een andere, zwaardere kern (en daarmee een ander chemisch element) wordt gevormd. Wanneer twee atoomkernen van een licht element, bijvoorbeeld waterstof, samensmelten, komt een deel van de interne bindingsenergie vrij in de vorm van warmte. Dit is te meten als verschil in massa (het product is lichter dan de som van de fuserende kernen), volgens Einsteins beroemde formule E = mc². Het verbinden van zwaardere kernen kóst energie. De overgang tussen 'licht' en 'zwaar' ligt bij het element ijzer.
De afbeelding geeft de nucleosynthese van de waterstof-isotopen deuterium en tritium, die fuseren tot helium-4. Hierbij komt een neutron en veel 'kern'energie vrij. Kernfusie is de energiebron van sterren en dus de zon. De zon zet per seconde ongeveer 700 miljoen ton waterstof om in circa 695 miljoen ton helium. Het verschil in de massa, rond de 4,4 miljoen ton, komt overeen met de vrijgekomen energie. Dat is ongeveer 3,8 × 1026 joule.
Kernfusie kan alleen plaatsvinden onder extreem hoge temperatuur en druk, zoals die heersen in het centrum van sterren. Op aarde zijn zulke omstandigheden moeilijk te bereiken, en de technologische mogelijkheden zijn vooralsnog gering. De fusie-energie die bij kernfusie vrijkomt heeft een enorm energie-potentieel, omdat er grote hoeveelheden lichte atomen op aarde aanwezig zijn waardoor de brandstof vrijwel eindeloos voorradig is. Dat zijn vooral de verschillende isotopen van waterstof. Daarnaast komen er bij het proces geen broeikasgassen vrij en minder radioactief afval dan bij kernsplijting. Daarom proberen atoomwetenschappers kernfusie op aarde te ontwikkelen als schone en veilige energiebron. Hoewel de omstandigheden voor kernfusie inmiddels routinematig kunnen worden gecreëerd in gespecialiseerde laboratoria, is er anno 2024 nog geen prototype van een fusiereactor die daadwerkelijk energie produceert.
Kernfusie wordt al wel toegepast bij de waterstofbom, het krachtigste ontwikkelde kernwapen. Hierbij creëert een eerste bomontploffing, op gang gebracht door kernsplijting, de extreme omstandigheden om vervolgens de fusie-reactie in gang te zetten.
Natuurkundige principes
[bewerken | brontekst bewerken]
Om de energieproductie bij kernfusie te begrijpen is basiskennis van kernenergie nodig. Een atoomkern bestaat uit positief geladen protonen en deeltjes zonder elektrische lading, de neutronen. De elektromagnetische kracht of coulombkracht zorgt ervoor dat de protonen elkaar sterk afstoten. Dat de kern desondanks niet desintegreert (uit elkaar valt) is omdat er een tweede kracht in het spel is, de sterke kernkracht. Deze aantrekkende kracht werkt zowel op protonen als neutronen, maar alleen op extreem korte afstanden (ca. 10−15 m). Op elke afstand buiten de atoomkern overheerst dus de elektromagnetische kracht. Dit betekent dat twee kernen elkaar altijd afstoten, omdat er alleen positieve elektrische lading aanwezig is, en gelijke ladingen stoten elkaar af.
In de atoomkernen van verschillende atomen zijn verschillende hoeveelheden protonen en neutronen aanwezig. Dit betekent ook dat de balans tussen de twee eerder genoemde krachten, de coulombkracht en de sterke kernkracht, per soort atoom verschilt. De ene atoomkern is stabieler dan de andere. Dit is uit te drukken in de gemiddelde bindingsenergie per kerndeeltje of nucleon. Deze bindingsenergie per nucleon staat in de grafiek afgezet tegen het totaal aantal nucleonen in de atoomkern. Als de stap wordt gemaakt van een lagere naar een hogere bindingsenergie per kerndeeltje komt er energie vrij in het proces. Dit kan zowel door lichte kernen te fuseren tot zwaardere, als door zwaardere kernen te splijten in lichtere. De relevante bindingsenergie bij kernfusie staat aan de linkerkant van de grafiek, die bij kernsplitsing aan de rechterkant van de grafiek.
Links onderaan staat een waterstofkern H1, waarvan de bindingsenergie nul is omdat ze uit één enkel proton bestaat. Verder naar rechts neemt de bindingsenergie toe met het aantal kerndeeltjes, tot de top bereikt wordt bij nikkel-62. Dit is dus de sterkst gebonden kern (per kerndeeltje), gevolgd door ijzer-58 en ijzer-56.[1] Nog verder naar rechts wordt de atoomkern dusdanig groot dat de sterke kernkracht niet meer de volle omvang van de kern overspant en de afstotende elektromagnetische kracht weer de overhand krijgt. Kernen groter en zwaarder dan nikkel zijn daardoor minder stabiel.
De vorm van de grafiek laat ook zien waarom zowel kernfusie als kernsplijting energie kan opleveren. Er komt energie vrij als de kernen van een lage bindingsenergie per nucleon naar een hogere bindingsenergie gaan. Dit kan zowel door lichte deeltjes te fuseren tot zwaardere (aan de linkerkant van de grafiek naar rechts bewegen) als door zwaardere deeltjes te splijten in lichtere (aan de rechterkant van de grafiek naar links bewegen).[2]
De bindingsenergie levert bij atoomkernen een meetbare bijdrage aan hun massa. Massa en energie zijn vanwege de massa-energierelatie equivalent. Als er energie vrijkomt, zullen de eindproducten dus lichter zijn dan de som van de massa's van de reagerende kernen.
Zoals gesteld stoten twee atoomkernen elkaar af met de coulombkracht. Die kracht wordt sterker naarmate ze elkaar dichter naderen, dus is er een enorme hoeveelheid energie nodig om de kernen dicht genoeg bij elkaar te brengen voordat de aantrekkende sterke kernkracht sterker is dan de afstotende coulombkracht, waarna er nucleosynthese kan plaatsvinden. Dit is waarom het proces alleen bij zeer hoge temperatuur en druk verloopt - in het centrum van de zon bedraagt de temperatuur zo'n 15 miljoen graden celsius, in zwaardere sterren en kernfusie-reactoren is dat nog veel hoger.
In lichte sterren zoals de zon verloopt de kernfusie van waterstof volgens de proton-protoncyclus, in zwaardere volgens de koolstof-stikstofcyclus. In oudere sterren volgt na het opbranden vaak het tripel-alfaproces waarbij het element koolstof wordt gevormd, eventueel gevolgd door bijvoorbeeld de nucleosynthese van het element ijzer uit koolstoffusie. Atoomkernen zwaarder dan ijzer worden niet gevormd bij kernfusie in sterren: het fuseren van die kernen levert geen energie meer op, maar kost energie. Deze zwaardere elementen kunnen alleen worden gevormd met de hitte en druk in supernova's.
Geschiedenis
[bewerken | brontekst bewerken]De energiebron van de zon (en andere sterren) was gedurende de negentiende eeuw een onopgelost probleem. Helmholtz had berekend dat als de zon langzaam instort onder haar eigen zwaartekracht, dit zo'n 30 miljoen jaar lang de gewenste energie kon leveren. Uit de evolutietheorie was echter inmiddels bekend dat de aarde (en dus ook de zon) vele honderden miljoenen jaren oud moest zijn, en dit werd begin twintigste eeuw bevestigd door onderzoek aan radioactiviteit. Het idee dat atoomkernen kunnen samensmelten tot zwaardere chemische elementen werd voor het eerst rond 1915 geopperd door de Amerikaanse scheikundige William Draper Harkins. In 1921 suggereerde Arthur Eddington dat de fusie van waterstof tot helium het probleem van de energieproductie in de zon kon oplossen. Robert Atkinson en Fritz Houtermans gebruikten de gemeten massa's van lichte elementen om te laten zien dat het fuseren hiervan grote hoeveelheden energie kon opleveren. Zo ontstond het idee van kernfusie als de primaire energiebron van de zon en de sterren. De eerste kernfusie van waterstofisotopen in een laboratorium werd bereikt in experimenten van Mark Oliphant in 1932, voortbouwend op eerdere experimenten met kunstmatige transmutatie van kernen door Patrick Blackett. De Duitse fysicus Hans Bethe werkte uiteindelijk in detail de belangrijkste processen in sterren uit (de hierboven genoemde cycli), en publiceerde zijn werk in 1938. Hij ontving hiervoor de Nobelprijs voor natuurkunde in 1967.[3]
Al tijdens het Manhattanproject in de Tweede Wereldoorlog werd onderzoek naar gebruik van kernfusie in kernwapens gedaan. Na de Tweede Wereldoorlog werd onder leiding van Edward Teller verder gewerkt aan de waterstofbom, de "Super" en op 1 november 1952 werd deze tijdens de Ivy Mike-test tot ontploffing gebracht. Dit was de eerste door mensen geïnitieerde grootschalige kernfusiereactie.
Hoewel het gebruik van kernfusie in kernwapens steeds verder is ontwikkeld, is voor meer vredelievende toepassingen een betere beheersing van het proces nodig. Sinds de jaren vijftig wordt hier actief onderzoek naar gedaan, Vanaf de jaren 2010 worden de benodigde dichtheden en temperaturen van miljoenen graden Celsius routinematig onder gecontroleerde omstandigheden bereikt in fusiereactoren zoals JET en NIF, maar dit kost enorm veel energie, zodat de energiebalans van fusie-energie onvoldoende is voor commerciële toepassing in energiecentrales.
Websites
[bewerken | brontekst bewerken]- The European Fusion Education Network (FuseNet)
- Fusiegroep van de Technische Universiteit Eindhoven
- Dutch Institute for Fundamental Energy Research
- Studiecentrum voor Kernenergie SCK.CEN, Mol, België
- ↑ Fewell, M. P. (1995). The atomic nuclide with the highest mean binding energy. American Journal of Physics 63 (7): 653–658. DOI: 10.1119/1.17828.
- ↑ Braams, C. M., Stott, P. E. (2002). Nuclear Fusion: Half a Century of Magnetic Confinement Fusion Research, 1st edition. CRC Press, Boca Rocca, Florida. DOI:10.1201/9780367801519.
- ↑ Bethe, H.A. (11 december 1967). Nobel Lecture: Energy production in stars. Elsevier Publishing Company, Amsterdam.
