თერმობირთვული რეაქცია

თერმობირთვული რეაქცია — მსუბუქ ატომბირთვებს შორის რეაქცია, რომელიც ეფექტურად მიმდინარეობს მხოლოდ ზემაღალ (107K რიგის და უფრო მაღალ) ტემპერატურაზე.

მსუბუქ ბირთვებს შორის მიმდინარე თერმობირთვული რეაქციების დროს გამოიყოფა უზარმაზარი ენერგია, რომელიც ხელს უწყობს ზემაღალი ტემპერატურების შენარჩუნებას, ამიტომ თერმობირთვული რეაქცია გარკვეულ პირობებში აღმოჩნდება თვითხელშემწყობი. მსუბუქ ბირთვებს შორის თერმობირთვული რეაქციიის დროს გამომყოფილი ენერგია გაცილებით აღემატება ბირთვების გამოყოფის ჯაჭვური რეაქციის დროს გამოყოფილ ენერგიას. მაგალითად 1 კგ წყალბადის (^1_1H) ჰელიუმად (^4_2He) სრული გარდაქმნისას გამოიყოფა დაახლოებით  ჯ, რაც რვაჯერ მეტია ვიდრე 1 კგ ურანის ^{235}_{92}U იზოტოპის გამოყოფისას. თერმობირთვული რეაქციის დროს ენერგიის მაქსიმალური რაოდენობა გამოიყოფა იმ შემთხვევაში, თუ შეერთების საბოლოო პროდუქტია ჰელიუმის ^4_2He იზოტოპის ატომები, ვინაიდან ამ იზოტოპის ბმის კუთრი ენერგია უდიდესია მეზობელი მსუბუქი ელემენტების ბირთვების ბმის კუთრ ენერგიასთან შედარებით. 

გამოყენება
თერმობირთვული რეაქციის, როგორც ენერგიის პრაქტიკულად ამოუწურავი წყაროს გამოყენება, უპირველეს ყოვლისა, დაკავშირებულია მართვადი თერმობირთვული სინთეზის ტექნოლოგიის დაუფლების პერსპექტივასთან. ამჟამად სამეცნიერო და ტექნოლოგიური ბაზა არ იძლევა მართვადი თერმობირთვული სინთეზის სამრეწველო მასშტაბის გამოყენებას.

მინი|მარცხნივ|წყალბადის ბომბის პროტოტიპის პირველი გამოცდები. 1952 წლის 1 ნოემბერი, აშშ. Ivy Mike-ს პროექტი
არამართვადი არასტაციონარული თერმობირთვული რეაქციები ხელოვნურად ჯერჯერობით მხოლოდ წყალბადის ბომბებშია განხორციელებული, ამასთან მთელი პროცესი მიმდინარეობს წამის მემილიონედზე ნაკლებ დროში. პირველი თერმობირთვული ასაფეთქებელი მოწყობილობა 1952 წლის ნოემბერში გამოსცადეს აშშ-ში, ხოლო უკვე 1953 წლის აგვისტოში საბჭოთა კავშირში გამოსცადეს თერმობირთვული ასაფეთქებელი მოწყობილობა საჰაერო ბომბის სახით. თერმობირთვული ასაფეთქებელი მოწყობილობის სიმძლავრე (ატომურისგან განსხვავებით) შემოიფარგლება მხოლოდ მის შესაქმნელად გამოყენებული მასალის რაოდენობით, რაც შესაძლებელს ხდის თითქმის ნებისმიერი სიმძლავრის ასაფეთქებელი მოწყობილობების შექმნას.

მინი|მსოფლიოში პირველი ტოკამაკი Т-1
არააფეთქებადი ხელოვნური თერმობირთვული რეაქციების, ე. ი. ნელა მიმდინარე მართვადი თერმობირთვული რეაქციების განხორციელება მეტად რთული ამოცანაა. ამ პრობლემის გადაწყვეტა დიდ ინტერესს იწვევს, რადგან კაცობრიობა ამ შემთხვევაში უზრუნველყოფილი იქნებოდა ენერგიის პრაქტიკულად უშრეტი წყაროთი, რამდენადაც უზარმაზარია მსუბუქი ელემენტების მარაგი. მართვადი თერმობირთვული რეაქციების განხორციელების მთავარი სიძნელეა ეფექტური სისტემის შექმნა, რომელიც უზრუნველყოფს თერმობირთვული მუშა ნივთიერების ხანგრძლივ იზოლაციას გარემომცველი გარემოსაგან. ამ მხრივ მეტად პერსპექტიულია საბჭოთა მეცნიერების მიერ შექმნილი ექსპერიმენტული დანადგარი ტოკამაკი.

500 მეგავატიანი საერთაშორისო ექსპერიმენტული თერმობირთვული რეაქტორი, რომელიც დაფუძნებულია ტოკამაკის მაგნიტური შეზღუდვის გეომეტრიაზე ამჟამად მიმდინარეობს საფრანგეთში. ასევე განიხილება ალტერნატიული გეომეტრიები და მეთოდები, რომლებიც აერთიანებს პლაზმის დაჭერის ორივე მეთოდს - პოლიუელ რეაქტორებს.

თერმობირთვული რეაქციები სამყაროში
თერმობირთვული რეაქციები მიმდინარეობს მზესა და ვარსკვლავებში. თანამედროვე წარმოდგენით თერმობირთვული რეაქციები მზისა და ვარსკვლავების ენერგიის ძირითადი წყარო და ნუკლეოგენეზის ერთ-ერთი მექანიზმია. მზესა და ვარსკვლავებში ენერგია შეიძლება გამოიყოს სხვადასხვა ციკლის შედეგად. ერთ-ერთი მათგანია ნახშირბად-აზოტური (CN) ანუ ნახშირბადოვანი ციკლი (რომელიც განიხილა პ. ბეთემ, 1939).

+ნახშირბადოვანი ციკლირეაქციარეაქციის საშ. დროp + ^{12}C -> ^{13}N + \gamma წ^{13}N -> ^{13}C + e^+ + \nu_{e}7 წთp + ^{13}C -> ^{14}N + \gamma წp + ^{14}N -> ^{15}O + \gamma წ^{15}O -> ^{15}N + e^+ + \nu_{e}82 წმp + ^{15}N -> ^{12}C + ^{4}He წსულ: 4p -> ^4He + 2e^+ + 2\nu_{e}; გამოიყოფა ≈26.7 მეგევ.

ამ ციკლის შედეგად ჰელიუმის ერთი ბირთვი მიიღება 4 პროტონისაგან. ამ დროს უცვლელია რაოდენობა ნახშირბადისა, რომელიც კატალიზატორის როლს ასრულებს. 

მეორეა პროტონ-პროტონული (pp), ანუ წყალბადური ციკლი (ბეთე-კრიჩფილდის ციკლი, 1938).

+წყალბადური ციკლირეაქციარეაქციის საშ. დროp + p -> d + e^+ + \nu_{e} წe^+ + e^- -> 2\gamma—p + d -> ^{3}He + \gamma5.7 წმ^{3}He + ^{3}He -> ^{4}He + 2p წსულ: 4p -> ^4He + 2e^+ + 2\nu_{e}; გამოიყოფა ≈26.7 მეგევ.

მზესა და ნაკლებად კაშკაშა ვარსკვლავებში ჭარბობს pp-ციკლი, ხოლო უფრო კაშკაშა ვარსკვლავებში — CN-ციკლი.

ლიტერატურა