นิวเคลียร์ฟิวชั่น

จากวิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี
เส้นโค้งพลังงานยึดเหนี่ยวนิวเคลียส, นิวคลีออน (หมายถึงองค์ประกอบของนิวเคลียส หมายถึงโปรตอนหรือนิวตรอน) ที่มีมวลสูงถึง Iron-56 โดยทั่วไปจะปลดปล่อยพลังงานออกมา ส่วนพวกที่หนักกว่านั้นโดยทั่วไปจะดูดซับพลังงาน
ดวงอาทิตย์จะผลิตพลังงานออกมาโดยการทำฟิวชันของนิวเคลียสของไฮโดรเจนจนกลายเป็นฮีเลียม ในแกนกลางของมัน ดวงอาทิตย์จะทำการฟิวชันไฮโดรเจน 620 ล้านเมตริกตันทุกวินาที

นิวเคลียร์ฟิวชั่น (อังกฤษ: Nuclear fusion) ในทางฟิสิกส์นิวเคลียร์ เป็นปฏิกิริยานิวเคลียร์อย่างหนึ่งที่นิวเคลียสของอะตอมหนึ่งตัวหรือมากกว่าเข้ามาอยู่ใกล้กัน แล้วชนกันที่ความเร็วสูง รวมตัวกันกลายเป็นนิวเคลียสของอะตอมใหม่ที่หนักขึ้น ในระหว่างกระบวนการนี้ มวลของมันจะไม่เท่าเดิมเพราะมวลบางส่วนของนิวเคลียสที่รวมต้วจะถูกเปลี่ยนไปเป็นพลังงานโปรตอน

การฟิวชั่นของสองนิวเคลียสที่มีมวลต่ำกว่าเหล็ก-56 (ที่ พร้อมกับนิกเกิล-62 มีพลังงานยึดเหนี่ยวต่อนิวคลีออนที่ใหญ่ที่สุด) โดยทั่วไปจะปลดปล่อยพลังงานออกมา ในขณะที่การฟิวชั่นของนิวเคลียสที่หนักกว่าเหล็กจะ"ดูดซับ"พลังงาน การทำงานที่ตรงกันข้ามเรียกว่า "นิวเคลียร์ฟิชชัน" ซึ่งหมายความว่าโดยทั่วไปองค์ประกอบที่เบากว่าเท่านั้นที่สามารถทำฟิวชั่น เช่นไฮโดรเจนและฮีเลียม และในทำนองเดียวกันโดยทั่วไปองค์ประกอบที่หนักกว่าเท่านั้นที่สามารถทำฟิชชันได้ เช่นยูเรเนียมและพลูโตเนียม มีเหตุการณ์ทางดาราศาสตร์แบบสุดขั้วอย่างมากที่สามารถนำไปสู่​​ช่วงเวลาสั้น ๆ ของการฟิวชั่นด้วยนิวเคลียสที่หนักกว่า นี้เป็นกระบวนการที่ก่อให้เกิด nucleosynthesis ที่เป็นการสร้างธาตุหนักในช่วงเหตุการณ์ที่เรียกว่าซูเปอร์โนวา

หลังการค้นพบ'อุโมงค์ควอนตัม' โดยนักฟิสิกส์ นายฟรีดริช Hund ในปี 1929 นายโรเบิร์ต แอตกินสันและนายฟริตซ์ Houtermans ใช้มวลขององค์ประกอบเบาที่วัดได้ในการคาดการณ์ว่าจำนวนมากของพลังงานสามารถที่จะถูกปลดปล่อยจากการทำฟิวชันนิวเคลียสขนาดเล็ก การฟิวชั่นในห้องปฏิบัติการของไอโซโทปของไฮโดรเจน เมื่อสร้างขึ้นระหว่างการทดลองการแปรนิวเคลียสโดยเออร์เนสต์ รัทเทอร์ฟอร์ด ที่ได้ดำเนินการมาหลายปีก่อนหน้านี้ ก็ประสบความสำเร็จเป็นครั้งแรกโดยนายมาร์ค Oliphant ในปี 1932 ในช่วงที่เหลือของทศวรรษนั้น ขั้นตอนของวงจรหลักของนิวเคลียร์ฟิวชันในดวงดาวได้รับการทำงานโดยนายฮันส์ Bethe การวิจัยในฟิวชั่นเพื่อวัตถุประสงค์ทางทหารเริ่มต้นขึ้นในช่วงต้นของทศวรรษที่ 1940 เมื่อเป็นส่วนหนึ่งของโครงการแมนฮัตตัน การฟิวชั่นก็ประสบความสำเร็จในปี 1951 ด้วยการทดสอบนิวเคลียร์แบบ'รายการเรือนกระจก' นิวเคลียร์ฟิวชันในขนาดที่ใหญ่ในการระเบิดครั้งหนึ่งได้มีการดำเนินการคั้งแรกในวันที่ 1 พฤศจิกายน 1952 ในการทดสอบระเบิดไฮโดรเจนรหัสไอวีไมค์ (Ivy Mike)


การวิจัยเพื่อการพัฒนา thermonuclear fusion ที่ควบคุมได้สำหรับวัตถุประสงค์ทางพลเรือนก็ได้เริ่มขึ้นอย่างจริงจังในปี 1950 เช่นกัน และยังคงเป็นไปจนทุกวันนี้ บทความปัจจุบันเป็นเรื่องที่เกี่ยวกับทฤษฎีของฟิวชั่น สำหรับรายละเอียดของการแสวงหาสำหรับฟิวชั่นที่ควบคุมได้และประวัติศาสตร์ของมัน โปรดดูบทความ พลังงานฟิวชั่น

กระบวนการ[แก้]

การฟิวชันของดิวเทอเรียมกับทริเทียมทำให้เกิดฮีเลียม-4 และปลดปล่อยนิวตรอนหนึ่งตัวเป็นอิสระ พร้อมทั้งพลังงาน 17.59 MeV เมื่อปริมาณที่เหมาะสมของมวลมีการเปลี่ยนแปลงรูปแบบไปเป็นพลังงานจลน์ของผลผลิต เป็นไปตาม kinetic E = Δmc2, เมื่อ Δm เป็นการเปลี่ยนแปลงในมวลนิ่งของอนุภาคเหล่านั้น[1]

ต้นกำเนิดของพลังงานที่ปล่อยออกมาในการหลอมรวม (อังกฤษ: fusion) ขององค์ประกอบเบาจะเกิดจากการมีปฏิสัมพันธ์ของสองแรงที่ตรงข้ามกัน แรงหนึ่งคือแรงนิวเคลียสซึ่งรวมแรงจากโปรตอนและนิวตรอนเข้าด้วยกัน อีกแรงหนึ่งคือแรงคูลอมบ์ซึ่งเป็นสาเหตุให้โปรตอนทั้งหลายผลักกันเอง โปรตอนจะมีประจุบวกและผลักกันเอง แต่พวกมันก็ยังคงอยู่ติดกัน แสดงให้เห็นถึงการดำรงอยู่ของอีกแรงหนึ่งที่เรียกว่าแรงดึงดูดของนิวเคลียส แรงนี้ถูกเรียกว่าแรงนิวเคลียร์ที่แข็งแกร่ง มันเอาชนะแรงผลักไฟฟ้าในระยะที่ใกล้กันมาก ผลของแรงนี้จะไม่สังเกตได้นอกนิวเคลียส นั่นคือความแรงจะขึ้นอยู่กับระยะทาง ทำให้มันเป็นแรงวิสัยใกล้ แรงเดียวกันยังดึงนิวคลีออน (นิวตรอนและโปรตอน) ให้อยู่ด้วยกัน[2] เนื่องจากว่าแรงนิวเคลียสจะแข็งแกร่งกว่าแรงคูลอมบ์สำหรับนิวเคลียสของอะตอมที่มีขนาดเล็กกว่าธาตุเหล็กและนิกเกิล การสร้างนิวเคลียสเหล่านี้ขึ้นจากนิวเคลียสที่เบากว่าโดยการฟิวชั่น จะปลดปล่อยพลังงานมากขึ้นจากแรงดึงดูดสุทธิของอนุภาคเหล่านี้ อย่างไรก็ตาม สำหรับนิวเคลียสที่มีขนาดใหญ่กว่า จะไม่มีพลังงานถูกปล่อยออกมา เนื่องจากแรงนิวเคลียสเป็นแรงพิสัยใกล้และไม่สามารถกระทำต่อเนื่องกับนิวเคลียสขนาดใหญ่ที่อยู่นิ่งๆได้ ดังนั้นพลังงานจะไม่ถูกปล่อยออกมาอีกต่อไปเมื่อนิวเคลียสดังกล่าวถูกทำขึ้นโดยการฟิวชั่น; แต่พลังงานจะถูกดูดซึมในกระบวนการดังกล่าวแทน

ปฏิกิริยาฟิวชั่นของธาตุเบาเป็นผู้ให้พลังงานกับดวงดาวและเป็นผู้ผลิตแทบทุกธาตุในกระบวนการที่เรียกว่าการสังเคราะห์นิวเคลียส การฟิวชั่นของธาตุที่เบากว่าในดวงดาวจะปลดปล่อยพลังงานออกมา(และมวลที่มักจะออกมาพร้อมกับมัน) ยกตัวอย่างเช่นในการฟิวชั่นของสองนิวเคลียสไฮโดรเจนให้เป็นฮีเลียม, 0.7% ของมวลจะหลุดออกไปจากระบบในรูปแบบของพลังงานจลน์หรือรูปแบบอื่น ๆ ของพลังงาน (เช่นรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า)[3]

ในการวิจัยเพื่อการควบคุมฟิวชั่น โดยมีวัตถุประสงค์เพื่อผลิตพลังงานฟิวชั่นสำหรับการผลิตไฟฟ้า มีการดำเนินการมานานกว่า 60 ปี มันพบกับความยุ่งยากทางวิทยาศาสตร์และเทคโนโลยีอย่างมาก แต่ก็มีผลคืบหน้า ในปัจจุบันปฏิกิริยาฟิวชั่นที่ควบคุมได้ไม่สามารถที่จะผลิตปฏิกิริยาฟิวชั่น(ด้วยตนเองอย่างยั่งยืน)ที่คุ้มค่าการลงทุนได้[4] การออกแบบที่ใช้การได้สำหรับเครื่องปฏิกรณ์ที่ในทางทฤษฎีแล้วจะส่งพลังงานฟิวชั่นเป็นสิบเท่าของจำนวนพลังงานที่จำเป็นเพื่อสร้างความร้อนให้กับพลาสม่าจนถึงอุณหภูมิที่ต้องการอยู่ในระหว่างการพัฒนา (ดู ITER) สิ่งอำนวยความสะดวกใน ITER คาดว่าจะเสร็จสิ้นขั้นตอนการก่อสร้างในปี 2019 มันก็จะเริ่มติดตั้งเครื่องปฏิกรณ์ในปีเดียวกันและเริ่มต้นการทดลองพลาสม่าในปี 2020 แต่ไม่คาดว่ามันจะเริ่มการฟิวชั่นดิวเทอเรียม-ไอโซโทปเต็มรูปแบบจนกว่าจะถึงปี 2027[5]

มันต้องใช้พลังงานอย่างมากในการที่จะบังคับให้นิวเคลียสหลอมละลาย แม้แต่ธาตุที่มีน้ำหนักเบาที่สุดเช่นไฮโดรเจน เป็นเพราะว่านิวเคลียสทุกตัวมีประจุบวกอันเนื่องมาจากโปรตอนในตัวมัน และเป็นอย่างเช่นกกแรงผลักของประจุ นิวเคลียสจะต่อต้านอย่างแรงถ้าถูกวางอยู่ใกล้กัน เมื่อถูกเร่งให้มีความเร็วสูง พวกมันสามารถเอาชนะแรงผลักไฟฟ้าสถิตนี้และจะถูกบังคับให้อยู่ใกล้พอสำหรับแรงดึงดูดนิวเคลียร์จนมีความแข็งแรงพอที่จะบรรลุการฟิวชั่น การฟิวชั่นของนิวเคลียสที่เบากว่า ซึ่งจะสร้างนิวเคลียสที่หนักขึ้นและมักจะเป็นนิวตรอนอิสระหรือโปรตอน โดยทั่วไปจะปลดปล่อยพลังงานมากขึ้นกว่าที่มันได้รับเพื่อที่จะบังคับให้นิวเคลียสทั้งหลายอยู่ด้วยกัน นี้เป็นกระบวนการคายความร้อนแบบหนึ่งที่สามารถผลิตปฏิกิริยาด้วยตนเองอย่างยั่งยืน สถานีจุดระเบิดแห่งชาติของสหรัฐ ซึ่งใช้การฟิวชั่นในภาชนะปิดที่เฉื่อยแบบขับเคลื่อนด้วยเลเซอร์ (อังกฤษ: laser-driven inertial confinement fusion) ได้รับการคาดการณ์ว่าจะสามารถสร้างปฏิกริยาฟิวชั่นที่คุ้มทุนได้

การทดลองเป้าหมายเลเซอร์ขนาดใหญ่ได้ดำเนินการเป็นครั้งแรกในเดือนมิถุนายนปี 2009 และการทดลองการจุดระเบิดเริ่มต้นขึ้นในช่วงต้นปี 2011[6][7]

พลังงานที่ถูกปล่อยออกมาในปฏิกิริยานิวเคลียร์ส่วนใหญ่จะมีขนาดใหญ่กว่าในปฏิกิริยาเคมีอย่างมาก เพราะพลังงานยึดเหนี่ยวที่ยึดนิวเคลียสเอาไว้จะมีขนาดใหญ่กว่าพลังงานที่ยึดอิเล็กตรอนไว้กับนิวเคลียส ยกตัวอย่างเช่นพลังงานจากการแตกตัวเป็นไอออน (อังกฤษ: ionization energy) ที่ได้รับโดยการเพิ่มอิเล็กตรอนหนึ่งตัวกับนิวเคลียสไฮโดรเจนหนึ่งตัวเป็น 13.6 eV -น้อยกว่าหนึ่งในล้านของ 17.6 MeV ที่ถูกปล่อยออกมาในปฏิกิริยาดิวเทอเรียม-ไอโซโทป (D-T) ที่ได้แสดงในแผนภาพทางขวา (หนึ่งกรัมของสารจะปล่อย 339 GJ ของพลังงาน) ปฏิกิริยาฟิวชั่นมีความหนาแน่นของพลังงานมากกว่าปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิชชันหลายเท่า; ปฏิกิริยาฟิวชั่นจะผลิตพลังงานต่อหน่วยของมวลมากกว่าอย่างมากแม้ว่าปฏิกิริยาฟิชชันแต่ละครั้งโดยทั่วไปจะมีพลังมากกว่าปฏิกิริยาฟิวชั่นแต่ละครั้ง และปฏิกิริยาทั้งสองแบบยังมีพลังมากกว่าปฏิกิริยาทางเคมีหลายล้านเท่า มีแต่การแปลงโดยตรงของมวลไปเป็นพลังงานเท่านั้นที่มีพลังต่อหน่วยของมวลมากกว่านิวเคลียร์ฟิวชัน เช่นที่เกิดจากการชนกันแบบทำลายล้างของสสารและปฏิสสาร

นิวเคลียร์ฟิวชันในดวงดาว[แก้]

ห่วงโซ่โปรตอน-โปรตอนเป็นปฏิกิริยาหลักในดวงดาวที่มีขนาดเท่าดวงอาทิตย์หรือเล็กกว่า
วัฏจักร CNO เป็นปฏิกิริยาหลักในดวงดาวที่หนักกว่าดวงอาทิตย์

กระบวนการฟิวชั่นที่สำคัญที่สุดในธรรมชาติเป็นสิ่งที่ให้พลังงานกับดวงดาว ในศตวรรษที่ 20 มีการตระหนักว่าพลังงานที่ปล่อยออกมาจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นเป็นตัวกำหนดอายุขัยของดวงอาทิตย์และดาวอื่น ๆ โดยเป็นแหล่งที่มาของความร้อนและแสงสว่าง การฟิวชั่นของนิวเคลียสทั้งหลายในดาวดวงหนึ่งเริ่มต้นจากความอุดมสมบูรณ์ของไฮโดรเจนและฮีเลียมในช่วงแรก เกิดเป็นพลังงานและการสังเคราะห์นิวเคลียสขึ้นใหม่เป็นผลพลอยได้จากกระบวนการฟิวชั่นนั้น ผู้ผลิตพลังงานหลักในดวงอาทิตย์เป็นฟิวชั่นของไฮโดรเจนก่อตัวเป็นก๊าซฮีเลียมซึ่งเกิดขึ้นที่อุณหภูมิแกนกลางของดวงอาทิตย์ที่ 14 ล้านเคลวิน ผลสุทธิคือการหลอมรวมของสี่โปรตอนกลายเป็นหนึ่งอนุภาคแอลฟาพร้อมกับการปลดปล่อยโพสิตรอนสองตัวและนิวตริโนสองตัว (ซึ่งเปลี่ยนสองโปรตอนไปเป็นนิวตรอน) และพลังงาน ห่วงโซ่ปฏิกิริยาที่แตกต่างกันเข้ามามีส่วนร่วม ขึ้นอยู่กับมวลของดาว สำหรับดาวขนาดดวงอาทิตย์หรือเล็กกว่าห่วงโซ่โปรตอน-โปรตอนจะเป็นปฏิกิริยาหลัก ในดาวที่หนักกว่า วัฏจักร CNO (อังกฤษ: Carbon Nitrogen Oxigen Cycle) มีความสำคัญมากกว่า

เมื่อดาวใช้ขึ้นส่วนที่สำคัญของไฮโดรเจนของมันหมดไปเรื่อย ๆ มันก็เริ่มที่จะสังเคราะห์ธาตุที่หนักกว่าโดยเป็นส่วนหนึ่งของการสังเคราะห์นิวเคลียสแบบดารา (อังกฤษ: stellar nucleosynthesis) อย่างไรก็ตามธาตุที่หนักที่สุดจะมีการสังเคราะห์โดยฟิวชั่นที่เกิดขึ้นเมื่อดาวที่มีมวลขนาดใหญ่มากกว่าผ่านการซูเปอร์โนวาที่มีความรุนแรงในตอนท้ายของชีวิตของมัน กระบวนการนี้เรียกว่าการสังเคราะห์นิวเคลียสแบบซูเปอร์โนวา (อังกฤษ: supernova nucleosynthesis)

ข้อกำหนด[แก้]

ดูเพิ่ม[แก้]

แหล่งข้อมูลอื่น[แก้]

อ้างอิง[แก้]

  1. Shultis, J.K. and Faw, R.E. (2002). Fundamentals of nuclear science and engineering. CRC Press. p. 151. ISBN 0-8247-0834-2. 
  2. Physics Flexbook. Ck12.org. Retrieved on 2012-12-19.
  3. Bethe, Hans A. "The Hydrogen Bomb", Bulletin of the Atomic Scientists, April 1950, p. 99.
  4. "Progress in Fusion". ITER. สืบค้นเมื่อ 2010-02-15. 
  5. "ITER – the way to new energy". ITER. 2014. 
  6. "The National Ignition Facility: Ushering in a new age for high energy density science". National Ignition Facility. สืบค้นเมื่อ 2014-03-27. 
  7. "DOE looks again at inertial fusion as potential clean-energy source", David Kramer, Physics Today, March 2011, p 26