卒

題

業

論

文

目
原子力電気推進システムにおける宇宙用原子炉の提案

氏

名

西山 貴章

所属教育分野プラズマ理工学

指 導 教 員中島 秀紀 教授

九州大学工学部エネルギー科学科
提出年月

平成 21 年 2 月

第 1 章 緒言........................................................................................................ 3
1.1 研究背景.................................................................................................... 3
1.2 原子力電気推進......................................................................................... 5
1.3 宇宙船概要................................................................................................ 7
1.4 目的........................................................................................................... 9
第 2 章 システム構成 ....................................................................................... 11
2.1 発電方式.................................................................................................. 11
2.2 設計手法.................................................................................................. 12
2.3 解析方法.................................................................................................. 12
2.4 冷却材による炉心の分類 ........................................................................ 13
第 3 章 ガス冷却炉 ........................................................................................... 15
3.1 炉心構成.................................................................................................. 15
3.2 炉心構成.................................................................................................. 15
3.3 炉心質量の軽量化 ................................................................................... 17
3.3.1 反射体 ............................................................................................... 17
3.3.2 減速材 ............................................................................................... 19
第 4 章 軽水炉 .................................................................................................. 25
4.1 放射パネル質量....................................................................................... 25
4.2 炉心構成.................................................................................................. 26
4.2.1 発電方式............................................................................................ 26
4.2.2 Thermionic Fuel Element (TFE).......................................................... 26
4.2.3 反射体厚さ ........................................................................................ 28
4.3 炉心質量.................................................................................................. 29
第 5 章 ナトリウム冷却炉 ................................................................................ 32
5.1 高速炉 ..................................................................................................... 32
5.1.1 計算体系............................................................................................ 34
5.1.2 計算方法............................................................................................ 35
5.1.3 臨界質量............................................................................................ 35
5.1.4 中性子スペクトル ................................................................................ 37
5.2 減速材を含んだナトリウム炉 ...................................................................... 38
5.2.1 計算方法............................................................................................ 38
5.2.2 臨界質量............................................................................................ 38
5.2.3 中性子スペクトル ............................................................................. 41
第 6 章 結論...................................................................................................... 44
参考文献 ........................................................................................................... 46
謝辞 .................................................................................................................. 47

第 1 章 緒言
1.1 研究背景2003 年 5 月 9 日、M-V ロケット 5 号機によって打ち上げられた探査機「はやぶさ（MUSEC-C）」は、2005 年 9 月に目標天体である小惑星「イトカワ」にランデブーを果たした。その航行中に、探査機「はやぶさ」の推進機であるマイクロ波放電型イオンエンジン（μ10）は、延べ 2 万 6 千時間に及ぶ作動実績を残した。一方、H-IIA ロケットの打ち上げ能力は年々上昇してきている。2006 年
12 月 18 日、技術試験衛星Ⅷ型「きく 8 号（ETS-Ⅷ）」を打ち上げた H- A204型ロケットの打ち上げ能力は 5700kg にもなる。このような推進機の長寿命化とロケット打ち上げ能力の向上に伴い、探査機はより遠い天体へ航行できるようになった。
しかし、そこにはいくつかの課題がある。その一つが電力の確保である。上記の探査機「はやぶさ（MUSEC-C）」は、その動力源に太陽光を利用している。
太陽光の強度は太陽からの距離の２乗に反比例する。そのグラフを図 1.1 に示す
1)。図から分かる通り、太陽から遠く離れた天体に航行するには太陽に依存しない発電システムが必要になるだろう。
現在、太陽電池以外の発電システムで、深宇宙探査に用いられている主な発電システムは原子力電池である。原子力電池とは、放射性元素の原子核崩壊の際に発生するエネルギーを利用する発電システムのことである。放射性同位体がすべて崩壊するか、あるいは発電に有効な温度差がなくなるまで発電することができるので、長期間の運用が可能である。この原子力電池を用いた探査機の例として挙げられるのが、1977 年 8 月 20 日に打ち上げられた惑星探査機「ボイジャー2 号」、1997 年 10 月 15 日に打ち上げられた土星探査機「カッシーニ」である。さらに、2006 年 1 月 19 日に打ち上げられた冥王星探査機「ニューホラ
イズンズ」は、太陽系外縁天体の観測という野心的な計画を立てている。
しかしこの原子力電池にも大きく２つの問題がある。1 つ目は、原子力電池の単位体積当たりの発電出力が小さいことである。前述の通り、原子力電池は放射性元素が原子核崩壊する時に発生する熱を利用する。そのため、核反応を積極的に利用する原子炉に比べて発電密度が小さく、大型の惑星探査機を設計する場合に原子力電池は不利になってしまう。２つ目は原子力電池の燃料が、放射能が強く α 崩壊する核種を使用していることである。具体的には、半減期が約 88 年のプルトリウム 238 や半減期が約 138 日のポロニウム 210 などを使用している。原子炉でもウランなどの放射性元素を使用しているが、ウラン 235 の場合、その半減期は約 7×108 年と長い。従って原子力電池に比べると、原子炉は放射能汚染による危険性は少ないと言える。
そこで本研究では太陽電池以外の発電システムとして、原子炉を熱源に発電して航行する「原子力電気推進システム」を検討する。この原子力電気推進シ
ステムは深宇宙探査に有利と考えられ、米国の JIMO（Jupiter Icy Moon Orbiter）
計画で検討された経緯がある。2)1.
図 1.1 各惑星での太陽光強度

原子炉はその規模、装置重量に比べて取り出せるエネルギーの量が他のシス
テムより非常に大きい。また燃料を装荷すればしばらくは補充、交換をする必要がなく、太陽との距離を考慮する必要もない。

1.2 原子力電気推進
原子力エネルギーを利用するロケットのことを「原子力ロケット」と呼ぶ。
その原子力ロケットには、原子炉で推進剤を加熱する「原子力熱推進」、ロケッ
トの後方で核爆弾を爆発させて推力を得る「核パルス推進」、原子炉を熱源に発電して推進剤を噴出させる「原子力電気推進」の 3 つの方式がある。本研究において検討した「原子力電気推進」について、米国及び旧ソ連で研究が行われた宇宙用原子炉を示す。
原子炉を搭載した推進システムの研究がアメリカ，ロシア等で1950年代から行われている。宇宙用原子炉は東西陣営の宇宙開発競争が盛んであった60 年代に開発された。米国ではNASA(航空宇宙局)を中心として宇宙炉の研究開発が進められ、1965年には電源用原子炉のSNAP-10Aが打ち上げられ地球集周回軌道に乗った後、起動され、500We実証実験に成功した。この後NERVA/ROVER計画が行われ技術基盤を確立したとされる。その後、1983年、NASA、国防省、エネルギー省は協力してSP-100の開発を開始した。この開発は宇宙でのエネルギー
需要の増加に対応するため、軽量で安全性に優れ、長期間稼働できる大容量の原子炉発電システムの実用化を目指していた。図1.2にシステム構成を示す3)。その後1991年に、予算の制約から開発の見直しがなされ、原子炉アセンブリ試験は大幅に延期された。熱輸送系、熱電変換系、放熱系などのサブシステムレベ
ルでの試験は1995年から1998年にかけて行われた。性能実証のための原子炉ア
センブリ試験は2003年に開始されて、総合システム試験が行われる計画であった。しかし、宇宙開発予算の削減に従って、現在では見送られている。
一方旧ソ連では、1963年ごろまでクルチャフト研究所が800Weの電源用原子炉
ロマーシュカの地上実験に成功した後、1970年代に入り、物理エネルギー研究
所が電気出力10Weの電源用原子炉TOPAZの開発を行った。この活動はTOPAZ-I及びII開発へと受け継がれた。この間1987年から1988年の間にこの原子炉を積載したCosmos1818及びCosmos1867を打ち上げた。TOPAZ-IIは800km高度の地球周回軌道上で、5kWの発電を維持して、342時間に及ぶ飛行試験に成功した。このTOPAZ-II炉を図1.3に示す。しかし1978年人工衛星コスモス954がカナダに墜落、
1989年にはコスモス1900が軌道上で故障し原子炉部分が衛星本体から切離され高軌道に移行するという事象も発生している。
原子炉には現在発電用に多く用いられている軽水炉(沸騰水型軽水炉[BWR]、
加圧水型[PWR]など)の他に高速炉、高温ガス炉などが存在するが、これまで米ソで運用されてきた宇宙用原子炉は濃縮度 90%以上のウラン酸化物もしくは炭化物，窒化物を燃料とした高速炉である。減速材，反射体としては黒鉛もしくはベリリウムを用いる。反応度の制御は主として側面反射体に配した回転ドラ

ムの一部にホウ素などの中性子吸収体を取り付け，回転制御することによって行われる。これらの回転ドラムは緊急時には炉心より切り離すことで反応度を下げ，核反応を停止させることが出来る。

図1.2 SP-100のシステム構成

図1.3 TOPAZ-II炉断面図

1.3 宇宙船概要
探査機は、大きく分けて電源系、駆動系、ペイロードの 3 つで構成される。
太陽電池が利用できない外惑星探査に用いる事から、到達までの時間を考慮す
ると、寿命が 7 年は必要である。また電力レベルでは現在 JAXA の大型イオンエンジン(150mN 級)の消費電力は 3.3kWe であり、これを駆動するには、その他の電力を考慮すると最低限 5kWe 程度の電源が必要である。逆に、100kWe の電力があったとしても、30 台のクラスター化はエンジンの放熱の問題等から現実的ではない。よって、10kWe 程度が現状では適切である。また安全性は当然であるが、以下のような事が要求される。
・

推進系の電源の場合、自らを加速する必要があるため、軽量である必要がある。
・ 排熱はラジエーターによる放射のみとなり、放射面積の低減のため、できるだけ高温なシステムとする必要がある。
・ 完全自律でノーメンテナンスの必要がある。
・ 微笑重力環境下で動作する必要がある。
もしこれらを満たす、出力 10kWe、寿命 7 年程度の電源が 500kg 未満で実現できると、複数の外惑星や小惑星を探査する宇宙機を実現可能である。
探査機全体の概念図を図 1.4 に示す。

図 1.4 宇宙船の概略図

1.4 目的
米国、ロシア(旧ソ連)が宇宙用原子炉を開発する中で、日本においては宇宙用
原子炉の検討は日本原子力研究所において行われているにとどまっている。日本で宇宙用原子炉を検討する際、その燃料であるウランの濃縮を考えると、日米原子力協定等の制約により高濃縮ウランの使用は困難である。故に使用でき
る濃縮ウランは低濃縮ウランにとどまり、その濃縮度は 20% が限度であると考えられる。そこで本研究では低濃縮ウランを用いる日本独自の原子力電気推進
システム(Nuclear Electric Propulsion : NEP)のための宇宙用小型原子炉の設計を検討する。
当研究に関して、原子炉の体系として黒鉛炉、軽水炉、ナトリウム冷却炉を検討した。その解析には汎用核計算コード SRAC を使用した。それによりこれまでのデータと比較し、宇宙用原子炉として検討する。
人工衛星や惑星探査等の深宇宙探査ミッションにおいて必要とされる条件として電源出力は上記の様に 10kWe、寿命は 7 年程度である。宇宙用原子炉を考える場合、実際の原子炉は熱電対発電や熱電子発電などにより発電を行う。このような直接発電方式が採用されているのは、打ち上げ時の衝撃や宇宙空間における無重力状態、軌道上の安全性の面から回転部分や循環部分を極めて少なく抑える為である。このエネルギー変換効率が 10%4)程度であり、それによって必要な熱出力は 100kWth である。以上、ロケットのエネルギー変換の流れをパワーフローとして図 1.5 に示す。この要求を満たし、かつ上記のように 500kg を目安にした原子炉の実現可能性を議論する。その為以下の手順で炉心設計を行
った。
①
②
③

冷却材の検討
原子炉の基本構成の検討
臨界をとれる炉心質量の調査

以上の手順を踏まえ炉心質量を評価し、質量を含めた冷却材別の原子炉の問
題点もともに考察する。

図 1.5 ロケットのエネルギー変換におけるパワーフロー

第 2 章 システム構成
2.1 発電方式
現在、宇宙利用が考えられている発電機として、熱電変換、熱電子変換、ス
ターリングエンジン、MHD発電機の４つが挙げられる。以下にそれぞれの発電機の概要を説明する。
熱電変換は、ゼーベック効果とペルチエ効果とトムソン効果の総称である熱電効果を利用した発電方式。熱電変換は構造が簡単で可動部がなく、堅固で保守も容易である。しかし、米国で開発された原子炉発電システムSP-100を例にとると、プラント効率は4.3％と低い。
熱電子変換は熱電子放出現象を利用して、熱エネルギーを直接電気エネルギ
ーに変換する発電方式である。熱電変換と同様に可動部がないという長所があり、発電効率は5〜10％と熱電変換より若干高い。しかし、熱源が2000Kといっ
た高温にする必要がある。1.2節で触れた、旧ソ連の宇宙用発電システムTOPAZ
で研究・開発がなされたという経緯がある。
スターリングエンジンは熱交換することによって、カルノーサイクルと同じ高い理論効率が得られる。具体的には、約30％のプラント効率が期待できる。
外燃機関のため排気ガスがクリーンで、熱源を選ばないが高温側の温度を高くしにくいという欠点がある。気体の熱膨張・熱収縮を利用して発電するため、どうしても出力の割に大型なエンジンになってしまう。膨張・収縮という一連のサイクルの間、高圧（10〜100気圧）の気体を密閉するのが技術的に困難であり、タービンを含むため耐久性に問題がある。
MHD発電は、ファラデーの電磁誘導の法則を利用した発電である。約50％以上という高いエネルギー効率が望めるため、エネルギー開発プロジェクトで、巨額の研究開発費を投じて研究が行われた。しかし高温流体を流すパイプ内の電極がすぐに腐食するため、短寿命である。大手企業もこの研究から撤退しているのが現状である。長期間の使用に耐えないため、最近では瞬間的に大電力を発生させるパルス発電機として研究されている。
このようにどの宇宙発電機にも長短があるが、これまで米ソで主に用いられてきた発電機は熱電変換、熱電子変換である。当研究では熱電子変換を採用した。

2.2 設計手法
探査機に搭載することを前提とするため、原子炉には小型・軽量、可動部の削減、制御安全性、長期間連続運転など様々な条件が課せられる。その中でも最も重要な条件は、原子炉・発電システムが軽量で小型であるということである。原子炉が臨界となるためには、最低限の炉心質量・大きさが必要であり、その下限は炉心構成によって大きく異なる。また、同じ炉心構成であっても動作温度や圧力などが異なる場合、配管の総質量や廃熱に必要なラジエーターの大きさなどが変化し、発電システムの質量も変化する。ただし、発電システムの質量は各コンポーネントの構造や配置などによっても異なり、その質量を見積もることは困難である。したがって本研究において発電システム全体の質量を具体的に見積もることはせず、主に炉心質量について議論している。
ここで炉心質量の調査に用いた中性子実効増倍率(keff)や、炉心特性の評価などには、日本原子力研究開発機構による汎用核計算コードシステム SRAC2006(5 を用いた。また、核データライブラリーに JENDL-3.3 を使用した。

2.3 解析方法
上記の様に解析には、汎用核計算コード SRAC(Standard Reactor Analysis Code)を用いた。SRAC は様々なタイプの原子炉の炉心解析に適用できる核計算コードシステムである。6 種類のデータライブラリー(ENDF/B-IV, -V, -VI, JENDLE-2,-3.1, -3.2)、統合された 5 つのモジューラーコード；16 種類の格子形状に適用でき る 衝 突確 率計 算モジ ュー ル(PIJ) 、Sn 輸送 計算 モ ジュ ール 、 (ANIS 及びTWOTRAN)、拡散計算モジュール(TUD(一次元)及び CITATION(多次元))、及び燃料集合体と炉心燃焼計算のための 2 つのオプションコード(ASMBURN、改良
COREBURN)により構成されている。今回使用したのは衝突確率計算モジュール(PIJ)、Sn 輸送計算モジュール、(ANIS 及び TWOTRAN)で、これを用いて臨界計算を行った。図 2.1 にフローチャートを示す。

図 2.1 SRAC を用いた臨界計算のフローチャート

2.4 冷却材による炉心の分類
原子炉はその冷却に用いる流体により軽水炉・ガス冷却炉・液体金属冷却炉の大きく 3 種類に分けられる。これらの炉について、冷却材の動作温度・動作
圧力・相変化の有無を比較し、探査機搭載用原子炉としてどの冷却材を用いるのが適切かどうか検討した。表 2.1.にそれぞれ冷却材の特徴を示す。
宇宙空間における廃熱は、すべて放射パネルからの熱放射によって行なわれる。放射パネルからの放射熱量は Stefan-Boltzmann の法則により放射温度の 4 乗、および放射面積に比例する。放射パネルの面積、すなわち質量を抑えるという観点から、炉心の動作温度は出来るだけ高いほうが望ましい。また、冷却材の動作圧力により、原子炉圧力容器や配管等の必要厚さが異なる。冷却材の動作圧力が低いほど、必要な圧力容器厚さおよび配管厚さは小さくなり、システム全体の質量を抑えられる。さらに、システム中で冷却材が相変化を起こす可能性がある場合、相変化による体積の変化や微少重力下での 2 層流等を考慮する必要が生じる。

表 2.1 冷却材による違い

以上の 3 つの観点からそれぞれを比較すると、高い温度での運転が可能であり、かつ冷却材の相変化もないガス冷却炉が、宇宙炉として最も適していると考えられる。そこで以下、ガス炉について検討を行った。

第 3 章 ガス冷却炉
3.1 炉心構成
表 2.1 のように、ガス冷却炉は宇宙探査機用原子炉として適当な特性を持つ。
高温ガス炉の原子炉質量を見積もるにあたり、まず炉心構成の検討を行った。
炉心構成は、日本原子力研究開発機構の高温工学試験研究炉(HTTR)(6 を参考として、黒鉛炉とした。黒鉛炉を採用する利点として、高温耐性、核分裂生成物(FP)の閉じ込め性能、黒鉛の熱容量が大きく、出力の変化に対する炉心温度の変化が比較的緩やかであり制御しやすいということが挙げられる。図 2.1 に黒鉛炉の概念図を示す。被覆燃料粒子は、二酸化ウラン(UO2)燃料核を黒鉛(C)・シリコン(Si)で被覆したものであり、それを黒鉛粉末と混合・焼結し、燃料コンパクトとする。燃料コンパクトを縦に積み上げ燃料棒を成し、それを束ねたものを炉心として考えた。

図 3.1 黒鉛炉炉心体系

3.2 炉心構成
臨界計算は図 3.2 のような直径と高さが等しい円筒体系について行った。炉心は UO2・C・Si が均一に混合したものとして扱い、黒鉛炉自体の臨界性を見るた

め、反射体は設置しないものとした。この体系について炉心直径、すなわち炉心質量を変化させ、それぞれの炉心質量における keff を求めた。
結果を図 3.3 に示す。図 3.3 は黒鉛炉心の質量に対する keff の変化を表す。炉
心質量 1000kg 辺りまでは、炉心質量の増加に伴い keff も大きく増加するが、その後勾配は小さくなり、2000kg 以上になると質量の増加に対して keff はあまり増加しなくなる。炉心質量が 9000kg となるまで計算を行ったが、臨界となる keff
=1.0 には届かなかった。反射体を考慮することで炉心の軽量化は見込めるが、目標である 500kg 以下に炉心質量を抑えるのは非常に困難である。この結果を受け、炉心質量をさらに小さく抑えるために炉心構成の再検討を行った。それに先立ち、反射体に用いる物質とその厚さ・減速材に用いる物質とそれが燃料に占める割合が keff へ与える影響について調査を行った。

図 3.2 黒鉛炉臨界計算体系

図 3.3. 黒鉛炉心質量と keff の関係

3.3 炉心質量の軽量化
3.3.1 反射体
炉心周囲に反射体を設置することは、炉心質量を抑えるために有効な手段である。反射体を設置することによる質量節約の効果は反射体に用いる物質とその厚さによって変化する。そこでまず代表的な反射体材料について、反射体厚さの変化が keff に与える影響について調べた。臨界計算を図 3.4 のような半径20cm の UO2 単体の燃料球があり、その周りに反射体があるような体系を考え、反射体の厚さを 0cm から 50cm まで変化させて行った。反射体材料として検討したのはベリリウム(Be)・酸化ベリリウム(BeO)・C・軽水の 4 物質である。

図 3.4 反射体を設置した球体炉心

反射体材料および厚さが keff に与える影響は図 3.5 に示す通りである。いずれの材料も keff の増加に寄与している。厚さ 10cm 程度までは Be、BeO および軽水
反射体による keff の増加効果は C と比べると非常に大きく、またそれらにほとん
ど差はない。ただし軽水の場合、厚さが 10cm 以上になるとそれ以降 keff は増加しない。Be、BeO については、20cm 程度までは軽水と同様に大きな効果が期待できるが、それ以上の厚さでは勾配が小さくなるため効果は小さくなっていく。
Be、BeO 反射体が 12cm の場合 keff が 1.0 を上回り、このときの炉心質量はそれぞれの場合で約 560kg、680kg となる。しかし、これは臨界をとる上で非常に理想的なモデルを用いて計算しているため、実際の円筒形の炉心、燃料の他に構造材などが含まれる場合にはさらに大きな炉心質量が必要となる。
以上の結果より、検討した材料のうち、C 以外であれば Be、BeO、軽水のどれを用いても keff を大きく増加させることができ、炉心質量を節約できることがわかる。ただし BeO は、Be と効果に違いがなく密度も Be よりも大きいため、
通常は Be を反射体として用いるのが適当である。反射体厚さが Be、BeO の場
合 20cm、軽水の場合は 10cm 以下であれば十分な効果が期待できる。

図 3.5 反射体厚さに対する keff の変化

3.3.2 減速材
反射体と同様に、減速材を炉心に導入することで keff を増加させ、炉心質量を節約することが出来る。減速材材料により keff に与える影響は異なり、また炉心に導入する減速材の量によっても効果に違いが出る。そこで図 3.6 のような球体
炉心について臨界計算を行い、それらが keff に与える影響を調査した。炉心はUO2 燃料と減速材が均一に混合したものとし、その減速材の体積混合率を 0%か
ら 90%まで変化させた。なお、それぞれの体系について炉心質量が常に一定となるように炉心半径を調整している。減速材材料として BeO、C を、また比較のため、ガス冷却炉で用いるのには適していない軽水についても検討した。
結果を図 3.7 に示す。図中の混合率 0%の値は UO2 単体の場合の keff である。Cを減速材として用いた場合は混合率の増加に伴い keff が減少してしまう。このことから、濃縮度 20%の UO2 を燃料として用いる場合、C は減速材として適していないといえる。一方、BeO を用いた場合、60%程度までは混合率に関わらず
keff はほぼ一定である。BeO 混合物の方が UO2 単体よりも密度が小さいため、同一質量の炉では体積が増加してしまうが、UO2 の使用量を節約することが出来る。しかし、図 3.8 に示すように BeO 混合率 60%の場合でも炉が臨界となるのに 1500kg 必要である。最後に、軽水を用いた場合 keff は混合率にほぼ比例して増加し、50%になると 1.0 を上回る。なおここで検討は行っていないが、他にも減速材として用いられる物質に水素化ジルコニウム(ZrH2-x)などの水素化合金属がある。減速能の高い水素を含むため、軽水と同様に keff の増加が期待されるが、これらもまた高温下で不安定な物質であるためガス冷却炉で用いるには適していない。

図 3.6 減速材-UO2 混合炉心の臨界計算体系

図 3.7 各減速材と UO2 の混合率による keff の変化

図 3.8 BeO(60%)- UO2 の場合の炉心質量と keff の関係(反射体なし・球体炉心)ガス冷却炉はその動作温度域で減速材や反射体として用いられる物質が限られる。濃縮度 20%のウラン燃料を用いた質量 500kg 以下の原子炉を考える場合、
比較的減速効果・反射体としての効果が高い BeO を用いたとしても実現は非常に困難である。原子炉の質量を 500kg 以下に収めるためには、軽水や水素化合
金属を減速材として用いる必要がある。本来、宇宙炉でこれらの物質を減速材に用いるのは原子炉の運転温度が低くなる点から望ましくないが、炉心質量を小さくする上でやむを得ない。そこで新たに軽水炉についての検討を行った。
表 3.1 に使用した濃縮度別 UO2 の密度、235U、238U、O の数密度を示す。これは他の炉においても同様に用いた。また表 3.2 に被覆燃料粒子の厚さ、密度、体積、質量を示す。ここにある実効半径とは被覆燃料粒子の周りに炭素の層があるとし、その被覆燃料球の集合体を燃料コンパクトと考えたものである。実効半径は次の式で表される。

req

3
2

pl

req：実効半径(等価セル半径)
pl ：冷却チャンネル間ピッチ
この関係を図 3.9 に示す。また表 3.3 に燃料コンパクトにおける材料別密度を示す。7)表 3.1 濃縮度別 UO2 の密度、235U、238U、O の数密度

表 3.2 被覆燃料粒子の厚さ、密度、体積、質量図 3.9 実効半径
表 3.3 燃料コンパクトにおける材料別密度

第 4 章 軽水炉
4.1 放射パネル質量
軽水炉を宇宙空間で用いる場合、運転温度がせいぜい 600K 程度である。したがって廃熱のために大きな放射パネルが必要となる。この放射パネルが大きくなり過ぎると、小型・軽量炉心といった軽水炉を用いる上で最大の利点がなくなってしまう。そこでまず、放射パネルの面積・質量がどの程度必要となるのか見積もりを行った。単位時間当たりの廃熱量 Wwaste [W]を放射するために必要なパネル面積 Arad [m2]は、Stefan-Boltzmann の法則から以下の式により求められ
る。

Arad

Wwaste4εσ TradTs4

σ：Stefan-Boltzmann 定数 5.6710×10-8 [W/m2 K4 ]ε：放射パネルの放射率 0.9
Trad, Ts：放射パネル温度、宇宙背景温度 4 [K]
放射率はパネル表面の材質や表面状態により異なった値をとる。ここでは簡単のため 0.9 とおいた。現在検討しているのは熱出力 100kW 程度の原子炉である。
また、放射パネル温度は軽水炉の運転温度を考慮すると 600K 以下となるはずである。そこで、Wwaste: 100kW、Trad=370〜570K とした場合を考え、上の式により Arad を算出した。また、単位面積当たりのパネル質量 ρ を 4 [kg/m2]とおき、以下の式から放射パネル質量を求めた。放射パネル形状を平板と仮定すると、Arad はパネル両面の合計面積となるため、放射パネル質量 Mrad [kg]は以下で与え
られる。

M rad

ρ

Arad
2

ρWwaste
42εσ TradTs4

図 4.1 に計算結果を示す。横軸に放射温度、右縦軸は放射パネル両面の合計面
積、左縦軸はそのときのパネル質量を表している。放射パネルの面積・質量は
放射温度とともに減少し、550K 以上になると 25m2、50kg 以下になる。放射パネルとしてはそれでも非常に大きいが、軽水炉にすることによる炉心質量軽量化の利点を打ち消すほどではない。したがって原子炉熱出力が 100kW 程度の場
合、宇宙炉として軽水炉は運転温度の低さを考慮しても、放射パネルの大きさ

は十分現実的な範囲に収まると言える。ただし放射パネルの面積・質量は、原子炉の出力に比例して大きくなるため、将来、1MW などのさらに大きな原子炉
熱出力を検討する場合には、もはや軽水炉を用いることは現実的ではない。

図 4.1 100kW 廃熱に必要な放射パネル質量

4.2 炉心構成
4.2.1 発電方式
宇宙では、軽水炉を用いる場合、蒸気タービンを用いた発電は難しい。地上
炉のように重力を用いた蒸気分離が行えず、蒸気分離機構を別に設ける必要があるためである。また、可動部を出来る限り減らすという観点からタービンを用いるのは望ましくない。従って、発電方式として候補となるのは熱電子発電
もしくは熱電発電である。本研究では熱電発電を考えず、熱電子発電を用いることを想定して構成を考えた。

4.2.2 Thermionic Fuel Element (TFE)
熱電子発電を行うため、TOPAZ-II の構成(3 を参考として燃料棒に Thermionic
Fuel Element(TFE)を用いる。TFE は、図 4.2 のように燃料領域と被覆管の間にエ
ミッタ、コレクタ、絶縁体を挟んだような構造をしている。エミッタとコレク
タとの間隔は 0.5mm 程度と非常に狭く、スペーサにより保持されている。電極間はほぼ真空であるため、エミッタとコレクタ間の熱移動は主に熱放射によるものとなる。このことから、コレクタ温度はエミッタ温度に比べ非常に低く、軽水を用いて冷却することが可能である。
炉心構成は図 3.3 に示すような体系を採用した。反射体で覆われた円筒炉心内に TFE を同心円状に数列並べ、その隙間を軽水冷却材の流路とした。3)

図 4.2 Thermionic Fuel Element (TFE)

図 4.3 軽水炉の炉心構成(横断面図)

4.2.3 反射体厚さ
反射体には Be を採用した。Be 反射体は、厚さ 20cm 程度まで大きな効果が期待できるが、炉心内に軽水のような強い減速材がある場合、その反射体効果が小さくなる。減速材により核分裂で発生する中性子を有効に使えるため、反射体による中性子閉じ込めの効果が相対的に弱くなるためである。それに伴い、反射体の適切な厚さも異なると考えられる。そこで、図 4.4 のように軽水の体積
混合率 50％の UO2 からなる半径 20cm の球体炉心を考え、その周りの Be 反射体
厚さに対する keff の変化を調べた。
図 4.5 はその結果と、比較のために図 3.5 から炉心物質を UO2 単体とした場合の値を示している。同じ反射体厚さにおいて、H2O の混合率 50％の場合は UO2単体の場合と比較して keff が非常に大きな値を示す。一方で、反射体厚さに対す
る keff の勾配は UO2 単体の場合に比べ小さくなる。この結果より、中性子の減速が十分な炉において Be 反射体を用いる場合、反射体厚さはせいぜい 5〜10cm 程度までが適切な範囲といえる。

図 4.4 軽水の体積混合率 50％の UO2 炉心

図 4.5 炉内減速材の有無による反射体効果の違い

4.3 炉心質量
軽水炉のおおよその寸法および質量を知るため、図 4.6 のような高さと直径の等しい円筒炉心について臨界計算を行った。炉心内の構成物は TFE と軽水である。軽水が炉心に占める体積割合を 50%、TFE の構成材料を UO2・H2O・Mo・
BeO・Fe とし、それぞれが TFE 全体に占める体積比を 40%・20%・20%・20%と仮定した。円筒炉心の周りには軸方向・径方向ともに厚さ 5cm の Be 反射体を設置している。

図 4.6 軽水炉心の簡易計算体系

図 4.7 にその結果を示す。横軸は反射体を除いた炉心半径を、左縦軸は keff、
右縦軸は反射体を含めた炉心質量を表している。炉心半径が 15cm あたりで keff >1 となり、そのときの炉心質量は 150kg 程度と非常に軽量である。炉心内の材料の比率は TFE の寸法や配置間隔等により多少変わるが、およそ半径 15cm・高さ30cm 程度の体系をその後の詳細構成を決定する際の目安とした。

図 4.7 軽水炉の炉心半径と keff・炉心質量の関係(炉心半径×2=炉心高さ, 径方向・軸方向反射体:Be 5cm)

このように軽水炉は炉心のみの質量は非常に軽量化が可能であり、100kWe 規
模での宇宙用原子炉として有望である。
表 4.1 に軽水炉で使用した材料の数密度を示す。但しウランは濃縮度 20%のものである。

表 4.1 材料の数密度

第 5 章 ナトリウム冷却炉
前章では軽水炉の可能性に触れた。調査の結果から炉心の質量は十分に低くとれることが分かった。但し、軽水炉は他の原子炉と比べ 4.1 で述べたラジエー
ターのみならず、圧力容器、ポンプなど重量増加につながる。そこでこれまで
米国、旧ソ連で既に打ち上げられた実績のあるナトリウム冷却炉を黒鉛炉、軽水炉と比較する為に検討し、どの程度軽量化できるか調べた。
現在打ち上げられている宇宙炉のほとんどは旧ソ連によるものである。そのため今回、旧ソ連によって開発された宇宙炉の一つである TOPAZ-II3)を参考にした。
ナトリウム冷却炉は相変化による体積変化が少ない。そのため高圧で稼動する必要がなく、高温にすることが可能である。つまり軽水炉と比べラジエータ
ーや他の構造物（例えば圧力容器など）の重量を減らせられる可能性がある。
エネルギー電気変換効率は軽水炉と同様 10%とした。

5.1 高速炉
核分裂性物質の原子核に 1 個の中性子が吸収されると、平均して η 個の核分裂中性子が吐き出される。この η が 2 より大きい時には、核分裂性核種が 1 個消費されるのに対し、1 個以上の核分裂性核種を作る事が出来るから、消費した核分裂物質以上の核燃料を得る事が可能となる。これは増殖と呼ばれる。図 5.1に 233U、235U、239Pu、241Pu の η を示す。

図 5.1 η の中性子エネルギーに対する変化 8)

この図から分かるように、熱中性子に対する η は、235U や 239Pu に対しては 2 をわずかに超える程度であり、さらにその上のエネルギーでは η が 2 より遥かに小さくなる領域があるので、中性子の漏れや、構造材や冷却材への吸収を考えると増殖をさせる事は難しい。
しかし、中性子のエネルギーが 100keV を超えると η はエネルギーとともに急激に大きくなっており、η＞2 の状態を比較的容易に実現出来る可能性があることが分かる。増殖を実現するためには原子炉の中性子エネルギーより高く保つ

のが有効な手段である。この様に η＞2 を実現する事を狙った原子炉が高速増殖炉である。高速増殖炉は、中性子エネルギーを 100keV より高く保つために、中性子を減速させる材料を用いる事はできない。現在一般的に考えられている高速増殖炉では、冷却材にナトリウムを用いる。
宇宙炉を設計するにあたり高速増殖炉は燃料が増える点で燃料寿命が延びる可能性がある。238U の非弾性散乱による減速などの問題はあるものの、今回は臨界質量に注目し調査した。

5.1.1 計算体系
ここでは第 4 章と同様に TOPAZ-II の構成を参考とする為、燃料棒に熱電子発電素子を用いる事としたが、簡単の為熱電子発電素子を Mo のみで表した。これはエミッタ、コレクタ間が 0.5mm 程度と非常に狭いため、また Mo はある程度
中性子を吸収するため臨界質量を大き目に見積もれるためである。また液体金
属冷却炉なので今回はまず高速炉としてどの程度の臨界質量になるかを求めた。
計算した燃料ピンは中心から順に UO2（濃縮度 20%)、Mo、SUS(Stainless Used
Steel)、ナトリウム、SUS を配置した。図 5.2 に燃料ピン体系を示す。この燃料ピンが炉心内に多数に配置され、炉心の巨視的断面積と燃料ピンの巨視的断面積が等しいと仮定し、計算を行った。4）

図 5.2 ナトリウム冷却炉計算体系

5.1.2 計算方法
この炉心では燃料ピンが多数並んでいるとして燃料ピンと炉心の巨視的断面積が等しいとし、円筒体系の炉心として計算した。また炉心寸法では半径と直径を等しいとした。炉心周りには反射体を配置した。反射体材料は BeO から成り、厚さは 5cm とした。図 5.3 に簡易炉心体系を示す。keff は 1.05 程度を目安にして体系を設定し、そこから臨界質量を求めた。

図 5.3 ナトリウム炉簡易炉心体系

5.1.3 臨界質量
図 5.4 に結果を示す。横軸は UO2 のウランの濃縮度を、縦軸は反射体を含めた臨界質量を表している。濃縮度が 80%のとき、臨界質量は 380kg 程度であるが濃縮度を 20%まで落とすと臨界質量は 10800kg まで上昇する。これは目標の500kg を遥かに超え宇宙炉として適切ではない。表 5.1 には濃縮度、反射体を含めた直径及び半径、keff、臨界質量を示した。

図 5.4 ナトリウム冷却炉の濃縮度別臨界質量

表 5.1 濃縮度、直径及び半径、keff、臨界質量比較

5.1.4 中性子スペクトル
そこで中性子がどの程度高速領域に存在するか炉内中心の中性子スペクトルを調べてみた。エネルギー郡は 1×107eV を上限、1×10-5eV を下限としてレサジ
ー幅が 0.025 で 107 群のエネルギーをとった。これを図 5.5 に示した。熱領域の中性子は常温で平均 0.0253eV 程度であり、この領域から高エネルギー領域までの中性子束が平坦であれば、中性子は減速されスペクトルは柔らかいと言え、また高エネルギー領域の中性子束が高ければ中性子は減速されておらずスペク
トルは硬いと言える。

図 5.5 ナトリウム炉の中性子スペクトル
中性子は高速領域に偏り、スペクトルは固くなっている。また Mo は吸収断面積が大きく、これは炉心重量が増える原因にもなっていると考えられる。
このようにこの炉心は高速炉である事ははっきしたものの、炉心重量は非常に重く、高速炉は宇宙炉として利用は難しい。

5.2 減速材を含んだナトリウム炉
高速炉としてのナトリウム冷却炉は炉心重量の面で宇宙炉としては不適だということが分かった。高速炉では核反応を起こす中性子が十分でなく、臨界が取れなかったためである。そのため高速中性子を減速させて熱領域まで中性子を減速させる必要がある。これにより中性子吸収断面積の小さい金属 Zr の水素化物、ZrH1.85 を減速材として各燃料ピン間に挟んだ体系を考える。これを図 5.6に示す。

図 5.6 減速材を含んだナトリウム炉の炉心体系

5.2.1 計算方法
5.1.2 と同様。

5.2.2 臨界質量比較のため、他の炉心の臨界質量も加えた結果を図 5.7 に結果を示す。横軸、縦軸は図 5.4 と同様である。濃縮度 40%では 500kg を下回っているものの濃縮度20%では 200kg 程度目標の 500kg を上回っている。表 5.2 も表 5.1 と同様に濃縮
度、反射体を含めた直径及び半径、keff、臨界質量を示した。

図 5.7 ナトリウム炉(ZrH1.85 含む)の臨界質量

表 5.2 濃縮度、直径及び半径、keff、臨界質量比較 (ZrH1.85 を含む)

濃縮度 20%で目標の 500kg を下回る事はできなかったが、臨界質量を大きく抑える事はできた。ここで ZrH1.85 を含めないナトリウム炉と ZrH1.85 を含むナト
リウム炉の質量に関して濃縮度 20%の場合、各々どの物質がどの程度質量を占めているのか調べた。その結果を表 5.2、表 5.3 に示す。

表 5.2 濃縮度 20%のナトリウム炉(ZrH1.85 を含まない)の構成材の質量(全質量 10783kg)

表 5.3 濃縮度 20%のナトリウム炉(ZrH1.85 を含む)の構成材の質量(全質量 780kg)

ZrH1.85 を含まないナトリウム炉は UO2 の全質量における割合が半分を占めている。これは熱中性子割合が低く、臨界がとれなかったために UO2 を増加させざるを得なかったためである。一方 ZrH1.85 を含むナトリウム炉は、全質量は低くなっているが、UO2 の割合は三分の一程度あり、熱中性子割合が高くなっているものと考えられるが、ZrH1.85 を含めるとやはり全質量の半分程度となっている。 また燃料部以外の部分の共通点として共に反射体(BeO)と Mo(熱電子発電
素子に相当)が質量として大きな割合を占めている。しかし反射体は質量における割合は多いものの、2.4.2 から反射体の質量と中性子反射効果との兼ね合いから厚さ 5cm と仮定しており、反射体自体の質量を減らすのは難しいと考えられる。一方 Mo に関してはそもそもその割合を多く見積もっているが、ZrH1.85 を含む炉に関しても 5.1.4 と同様の影響があると考えられ、その点でも炉心の重量増に寄与していると見られる。

5.2.3 中性子スペクトル
この計算で実際どの程度中性子を減速する事が出来たのかを見るため、5.1.4と同様に中性子スペクトルを調べた。またその結果を他の炉と比較するため、軽水炉、ガス炉、ZrH1.85 を含まないナトリウム炉の中性子スペクトルも併記した。その結果を図 5.8 に示す。ZrH1.85 を含むナトリウム炉の中性子スペクトルは平坦化されており、熱領域の中性子が増えている。これから ZrH1.85 を含まない
炉と比べ減速されている事が分かる。ただそれでも軽水炉と比較すると、全体
として 1 桁程低くなっている。これが軽水炉と比べ ZrH1.85 を含んだナトリウム炉の質量が大きくなっている原因の 1 つであると見られる。また 5.2.2 で述べたように Mo の影響が大きいのではないかと考えられる。

図 5.8 ナトリウム炉(ZrH1.85 を含む)の中性子スペクトル今回は燃料ピンの半径 1.5cm、中心間距離 3.5cm としてその隙間に ZrH1.85 を挟んだ体系とした。この結果により、すでに ZrH1.85 が質量の五分の一程度ある
ものの、ZrH1.85 の割合を増やすことで UO2 質量を減らせられる可能性がある。
また今回の研究では Mo の割合を大きく見積もったが、中性子吸収断面積の小さ
い材料を用いた熱電子発電素子の開発により臨界質量は小さくなると考察できる。
以上、減速材の材料、割合、反射材の厚さの最適化、熱電子発電素子配置の検討が今後の課題である。
表 5.4 にナトリウム冷却炉で使用した材料別数密度を示す。

表 5.4 材料の数密度

第 6 章 結論
日本で宇宙用原子炉を開発しようとした場合、日米原子力協定による制約が伴う。そこで日本が利用できる実質上上限である濃縮度 20%のウランを用いた深宇宙探査が可能な宇宙用原子炉の検討を行った。今回は宇宙用原子炉としてガス冷却炉、軽水炉、ナトリウム冷却炉に着目し、主に臨界質量に関しての検討を行った。出力を 10kWe、寿命を 7 年程度として原子炉以外のコンポーネントの質量、ロケットの打ち上げ性能も考慮すると、電源質量を 500kg 以下で実現
できれば、深宇宙探査用ロケットとして実現可能である。
そのため今回の研究では原子炉の臨界質量に着目し、臨界質量を 500kg 以下に抑えることを目標に研究を行った。炉心設計に関して、まず燃料種類、冷却材の設定を行い、さらに反射体を含めた炉心体系を設定し、そこから臨界質量を求めた。またそれぞれの冷却材別の特徴を調べ、その問題点を考察した。中性子実効増倍率(keff)や、炉心特性の評価などには、日本原子力研究開発機構による汎用核計算コードシステム SRAC2006 を用いた。また、核データライブラリ
ーに JENDL-3.3 を使用した。
本研究における検討・考察から以下の結論を得た。
1.

2.

3.

4.

ガス冷却炉に対して濃縮度 20%のウラン燃料を用いた質量 500kg 以下の原子炉を考える場合、比較的減速効果・反射体としての効果が高い BeO を用
いたが 1.0 以上の keff をとるには炉心は質量、体積ともに巨大になり、実現は非常に困難である。
軽水炉は低温運転であるためラジエーターの質量は重くなるが、それを加味しても寿命 7 年、出力 10kWe の条件で炉心として十分に軽量にすることが可能である事を確認した。
今回設計したナトリウム炉では中性子スペクトルは、ZrH を含まないナト
リウム炉では高速炉スペクトルであることが確認できた。ZrH を含む炉ではスペクトルは柔らかくなるものの、軽水炉ほど減速はできなかった。
ZrH を含まないナトリウム炉は高速炉であるが質量が膨大になり利用は難しい。しかし ZrH を炉心に装荷することにより目標の 500kg に近いところまで質量を減少させることが可能であると確認した。

以上のように、本研究で検討した各原子炉で、現在宇宙炉として実現可能性が高い炉は軽水炉であることを示せた。但し、軽水炉には高温に出来ずまた高圧にする必要がある点や相変化を起こしやすい点が、他の炉に比べまだ検討していない圧量容器や配管、ポンプ等の重量増につながる事になる。今後その事

も含め検討する必要がある。
また今後 1MWth 級の出力を要求された場合、放射によってしか熱廃棄できな
い宇宙において高温にすることの出来ない軽水炉ではラジエーターが巨大になり、現実的ではない。その時、高温運転が可能なナトリウム冷却炉やガス冷却炉が最適である。

参考文献
1) 星野健； “JAXA における宇宙用新エネルギー研究”, 47 回 航空原動機・
宇宙推進講演会, 2007
2) Richard Grammier;“An Overview of the JIMO Mission to Jupiter”,
ISTS2006-o-2-06V,2006
3) 安田秀志、滝塚貴和；“米国及びソ連の原子力ロケット”, JAERI–Review 96-015,
19964) 金子義彦；“宇宙炉の現在”, 日本航空宇宙学会誌 第 44 巻 第 515 号, 1996
5) 奥村啓介 他；“SRAC95 汎用核計算コードシステム”, JAERI-Data/Code96-015,
19956) 國富一彦 他；“高温ガス炉ガスタービン発電システム(GTHTR300)の設計研究”, 日本原子力学会和文論文誌, Vo166, No.4, 2002
7) 清水智也；“核熱励起レーザーの研究”, 東京工業大学 理工学研究科
核工学専攻, 修士論文, 19918) 平川直弘、岩崎智彦；“原子炉物理入門”, 東北大学出版, 2003原子

謝辞
三年生の課題集約演習から本研究の全般にわたり、指導教官である中島秀紀
教授には大変お世話になりました。この場を借りて御礼申し上げます。研究者のあり方を指導していただいた渡辺幸信准教授に深く感謝いたします。また叱咤激励で研究室全体に活気を与えていただいた山本直嗣助手に深く感謝します。
知識の全くない私に本研究に立ち上げから SRAC の使用方法、論文作成に至るまで幅広く懇切丁寧に指導いただいた修士二年永田英隆氏に深く感謝いたします。私の稚拙な質問にも理解できるまで説明していただき、本当にありがとうございました。
幅広い分野で知識の共有、共感の出来る場を与えていただいた修士二年本岡親英氏、修士一年安部晋一郎氏には深く感謝いたします。そのリーダーシップ
を遺憾なく発揮して私を導いていただき、ともに嗜好を共有し、研究室に溶け込ませていただいた松田伸夫氏に深く感謝いたします。自らを犠牲にして研究室をいつも盛り上げて下さった修士二年鶴哲平氏に深く感謝いたします。いつも鋭い指摘で研究室に勢いを与えて下さった修士一年の大宅将史氏に深く感謝します。深い見識と広いパソコンに関する知識で私を助けていただいた修士一
年前野旭弘氏に深く感謝いたします。いつも周りとは違う視点での物事の見方を示し、新たな発見をさせていただいた修士一年内藤有紀氏に深く感謝いたします。課題集約から様々な意見をいただいき、助けていただいた修士一年小谷優介氏に深く感謝いたします。いつも研究室の空気を緩やかにして緊張を解していただいた修士一年新谷將氏に深く感謝いたします。流暢な英語で私に英語に対する興味を湧かせていただき、英会話の練習もさせていただいた博士三年
叶涛氏、蘭長林氏に深く感謝いたします。いつも学生生活を笑顔でお世話してくださった秘書大神めぐみ氏に深く感謝いたします。最後に、ともに研究の苦しい時を励ましあった学部四年江崎徹氏、花屋倫生氏、平山嵩祐氏に深く感謝します。
最後に、学部生活四年間を共に過ごしたエネルギー科学科の友人達、苦しい時も楽しい時も悩みも笑いも共に分かち合ったサイクリング同好会の仲間達、そしてこれまでずっと私を支え続け、わがままを受け入れてくれた家族に深く感謝し、以上を謝辞とさせていただきます。
ありがとうございました。