Fuusioreaktio

Fuusioreaktio on ydinreaktio, jossa kaksi kevyttä atomiydintä yhtyy yhdeksi raskaammaksi. Samalla vapautuu energiaa sekä usein yksi tai useampi uuden ytimen kannalta "ylimääräinen" neutroni tai protoni. Auringon ja muiden tähtien energia on peräisin niiden sisäosissa tapahtuvista fuusioreaktioista. Maassa fuusiota on yritetty valjastaa sähköntuotantoon vuosikymmenten ajan, mutta toistaiseksi sen ainoa toimiva sovellus on vetypommi. Fuusiolle vastakkainen reaktio on fissio, jossa raskas ydin hajoaa kahdeksi kevyemmäksi.

Fuusiossa vapautuu erittäin paljon energiaa. Esimerkiksi, kun 1 kilogramma vetyä palaa eli yhtyy hapen kanssa vedeksi tavallisessa kemiallisessa reaktiossa, energiaa vapautuu 119 megajoulea. Mutta kun 1 kilogramma vetyä fuusioituu heliumiksi Auringon ytimessä, energiaa vapautuu noin 600 terajoulea eli viisi miljoonaa kertaa enemmän. Tämä johtuu siitä, että kemiallisessa palamisessa vapautuu ytimen ja elektronien välisen sähkömagneettisen sidoksen energiaa, kun taas fuusiossa vapautuu ydinhiukkasten eli nukleonien välisen vahvan ydinvoiman sidosenergiaa. Nukleonien sidosenergia on paljon suurempi, koska ne ovat paljon lähempänä toisiaan kuin ydin ja elektronit. Lisäksi vahva ydinvoima on sähkömagneettista voimaa vahvempi. Materiaalihävikki muuttuu lämpöenergiaksi gammasäteilyn kautta.

Fuusion edellytykset

Atomiydin koostuu protoneista ja neutroneista, joita yhdessä kutsutaan nukleoneiksi. Niiden välillä vaikuttaa vahva vuorovaikutus, joka pitää atomiytimen koossa. Lisäksi protonien, joilla on positiivinen sähkövaraus, välillä on hylkivä sähkömagneettinen voima. Vahva ydinvoima on näistä vahvempi, mutta sen kantama on hyvin lyhyt, kun taas sähkömagneettisen voiman kantama on rajaton. Siksi vahva voima jaksaa pitää pienet ytimet koossa, mutta kun ydintä kasvatetaan lisäämällä siihen protoneja ja neutroneja, saavutetaan ennen pitkää raja, jolla vahva voima ei enää yllä ytimen laidalta toiselle. Jaksollisessa järjestelmässä tämä raja on raudan kohdalla. Mentäessä rautaa raskaampiin alkuaineisiin ytimet käyvät huterammiksi, ja liian raskaat ytimet hajoavat itsestään fissioreaktiossa, kun protonien välinen hylkimisvoima voittaa vahvan voiman.

Kun kaksi kevyttä ydintä pääsee hyvin lähelle toisiaan, vahva ydinvoima vetäisee ne yhteen ja ne fuusioituvat. Mutta päästäkseen riittävän lähekkäin niiden on ensin ylitettävä niin sanottu Coulombin valli eli potentiaalienergiavalli, joka aiheutuu siitä, että vähänkin suuremmilla etäisyyksillä ytimet tuntevat ainoastaan hylkivän sähkömagneettisen voiman eli Coulombin voiman. Pystyäkseen ylittämään Coulombin vallin ytimet tarvitsevat suuren liike-energian. Hiukkasten keskimääräinen liike-energia on sama asia kuin niistä muodostuvan kaasun lämpötila, joten kaasun on oltava hyvin kuumaa, jotta siinä voisi tapahtua fuusioreaktioita. Lisäksi sen on oltava riittävän tiheää, jotta hiukkaset kohtaavat toisensa riittävän usein.

Coulombin valli on pienin vety-ytimille, joissa on vain yksi protoni. Vahva ydinvoima ei pysty yhdistämään kahta yksinäistä protonia, vaan mukaan tarvitaan neutroneja, joten helpoimmin fuusioituvia ytimiä ovat vedyn raskaat isotoopit deuterium ja tritium. Niiden seoksessa, jota suunnitellaan käytettäväksi fuusiovoimalan polttoaineena, Coulombin valli on 0,1 MeV. Tämä vastaa noin miljardin kelvinin (tai celsiusasteen) lämpötilaa. Lämpötila on kuitenkin vain kaasun hiukkasten keskimääräinen liike-energia, ja osalla yksittäisistä ytimistä energiaa on aina enemmän, osalla vähemmän. Selvästi viileämmässäkin kaasussa voi siis tapahtua fuusioreaktioita, koska pienellä osalla ytimistä on riittävästi energiaa.

Fuusio Auringossa

Aurinko, kuten muutkin tavalliset tähdet, tuottaa energiansa fuusioimalla vetyä heliumiksi. (Vanhoissa tähdissä, joiden ytimestä vety on loppunut, tapahtuu muitakin fuusioreaktioita, joissa syntyy raskaampia alkuaineita.) Vedyn muuttuminen heliumiksi voi tapahtua useita reittejä, joista tärkein Auringossa on niin sanottu protoni-protoni-ketju:

Tämän prosessin ensimmäisen vaiheen vaikutusala eli tapahtumistodennäköisyys on hyvin pieni, minkä ansiosta Aurinko kuluttaa vetypolttoainettaan niin hitaasti, että sitä riittää noin kymmeneksi miljardiksi vuodeksi. Näin siitä huolimatta, että Auringossa fuusioituu 600 miljoonaa tonnia vetyä sekunnissa 596 miljoonaksi tonniksi heliumia. Massasta neljä miljoonaa tonnia sekunnissa muuttuu energiaksi, joten kuuluisan Einsteinin kaavan E = mc² mukaan Auringon kokonaisteho on noin 3,86·1026 W.

Fuusioreaktori

Fuusioreaktorissa kaksi vedyn isotooppia (deuterium D eli 2H ja tritium T tai 3H) yhdistyvät heliumiksi (4He). Fuusioreaktio vaatii käynnistyäkseen erittäin korkean lämpötilan (108 kelviniä), jotta ytimien liike-energia ylittäisi niiden sähköisen poistovoiman. Tämän ylittyessä sähköistä hylkimisvoimaa paljon voimakkaampi ydinvoima vetää ytimet yhteen, ja samalla vapautuu runsaasti lämpöenergiaa. Tarvittava lämpötila saadaan kuumentamalla vety plasmaksi. Reaktorin toimintaperiaate on siis sama kuin Auringon.

Hallitun fuusioreaktion aikaansaaminen ratkaisisi energiaongelmat vuosituhansiksi, sillä deuteriumia saataisiin merivedestä ja tritiumia litiumista. Ongelmana on kuitenkin tarvittavan lämpötilan synnyttäminen ja näin suuressa lämpötilassa olevan plasman koossapito; sen on oltava riittävän tiheää jotta fuusioitumista tapahtuisi, ja myös pidettävä irti reaktorin seinämistä.

Fuusion käyttö ydinvoiman tuotannossa toisi monia etuja suhteessa nykyisissä voimaloissa käytettyyn fissioreaktioon. Polttoainetta olisi paljon enemmän ja sitä olisi helpompi hankkia kuin nykyisiä polttoaineita. Lisäksi reaktiotuotos (käytetty polttoaine) olisi vaaratonta heliumia.

Katso myös
ITER
Vetypommi

Aiheesta muualla

International Fusion Research and Prototype reactor
Fusion Science and Technology– Journal published by the American Nuclear Society.
JET – Nuclear Fusion Research at the Joint European Torus
Focus Fusion Society
 Helsingin Sanomien artikkeli fuusion toimintaperiaatteesta ja rakenteilla olevasta Iter-voimalasta

Ydinfysiikka
Ydinvoima
Seulonnan keskeiset artikkelit
Fuusiovoima
Tähdet