Nuklea fuzio

[eta|La [deŭterio-tricia (D-T) kunfanda reakcio estas konsiderata kiel la plej promesanta por produktado de energio]]
eta|Deŭterio-tricia kunfanda reakcio plirapidiĝas rapide kun temperaturo ĝis maksimumo je proksimume 70 keV (800 milionoj kelvinoj) kaj poste malplirapidiĝas
eta|Nuklea kunfandiĝo en la Suno

**Nuklea fuzio** aŭ **nuklea kunfandiĝo** (), estas kuniĝo de subatomaj partikloj aŭ nukleoj (atomkernoj) por formi pli grandajn nukleojn. Kiam fuzio okazas al nukleoj pli malgrandaj ol nukleo de fero, la maso iomete malpligrandiĝas dum la reakcio, kaj konvertiĝas al elradianta energio.

## Malkovro 
Dum jaro 1920 la fizikisto Arthur Eddington publikigis skribaĵon kie ri konjektis ke nuklea fuzio de hidrogenio al helio estu la fonto de energio de steloj. Antaŭe fizikistoj ne havis taŭgan klarigon, la energiofonto de steloj estis enigmo. La teorio montriĝis prava.

## Kulomba forto kontraŭ forta interago 
Kunigi plurajn neŭtronojn ne eblas, eĉ kunigi neŭtronon kun protono ne indas. Do necesas kunigi du protonojn aŭ du atomkernoj. Laŭ la Kulomba leĝo, du protonoj kiuj kolizias emas disiĝi kaj reforiri kiel du pilkoj. Do la Kulomba forto formas kvazaŭ "barilegon" kiu malhelpas ĉiujn kuniĝojn. La kaŭzo ke atomkernoj tamen ekzistas nomiĝas **forta interago** aŭ **forta nuklea forto** (). Ĝi ebligas stabilajn atomkernojn, supoze ke taŭga miksaĵo de nukleonoj (nukleeroj) (protonoj kaj neŭtronoj) jam disponeblas sufiĉe dense. Do estas multe malfacile efektivigi fuzion. Tamen tiaj kuniĝoj povas okazi kaj okazas. Ili eblas nur kiam eksteraj kondiĉoj puŝpremegas la kernerojn tiel forte unu kontraŭ la aliaj ke la nukleeroj sukcesas transiri tiun "barilegon", do superi la Kulomban forton kaj "kaptiĝi" de la forta interago. Tiuj eksteraj kondiĉoj estas premegego kaj altega temperaturo.

## Utiligo de nuklea fuzio 
En jaro 1952 Usono eksplodigis la plej fruan fuzian bombon (). Tio estis la plej frua efektivigo de nuklea fuzio sur la Tero. Oni esperis ke post kelkaj jaroj disponeblos utilaj fuziaj reaktoroj ebligantaj kontrolatan reakcion. Montriĝis ke kontrolata fuzio estas iel ebla sed tiel malfacile kaj multekoste atingebla ke ĝi ĝisnune entute ne havis ŝancon fariĝi energiofonto. Dum la tuta tempo prezentiĝis kaj aŭdiĝis optimistoj kiuj fanfaronis kun laŭraportaj spektindaj progresoj kaj antaŭdiris aŭ promesis utiligon de la fuzio dum kelkaj jaroj. La lasta projekto kiu klopodas utiligi fuzion estas ITER. Ĝi komenciĝis en jaro 1987 kaj daŭre estas aktiva. Fuzian reakcion oni esperas ebligi en jaro 2035 . La projekto estas disputebla, ĝi estas ege multekosta dum ke la utilo estas necerta.

## Kreado de pezaj kernoj 
Por krei nukleojn pli grandajn ol la fera, necesas "investi" energion, kiu estas konvertata al maso. Ĉi-lasta reakcio nature nur okazas en la varmega kaj densega interno de certaj steloj dum ilia morto per eksplodo de supernovao . Ĝi nuntempe ne okazas en la Suno.

## Referencoj 
## Vidu ankaŭ 
* Atomeksplodo
* Fisio (kontraŭa procezo)
* Inercia kuntena fuzio
* ITER
* Nuklea energio
* Magneta celfuzio
* Stela nukleosintezo
* Tokamako

## Eksteraj ligiloj 
*  SCK * CEN Belgian Nuclear Research Centre
*  The Most Tightly Bound Nuclei

Kategorio:Atoma fiziko