Jak to bylo s fúzí – část první

Maják termojaderné fúze, coby zdroje energie, se tyčí na rozmezí tří oblastí vědy: atomové fyziky, astrofyziky a fyziky výbojů v plynech. Astrofyzika položila otázky, atomová fyzika je vyřešila a fyzika výbojů v plynech nabídla možnosti jak poznatky průmyslově využít.

Albert Einstein ve svém annus mirabilis – zázračném roce – publikoval známý vzorec E = mc² , který neříká nic jiného, než že hmotnost je ekvivalentní energii. Stejně jako teplo, záření, pohyb. A jak dobře víme, jednotlivé formy energie lze přeměňovat jednu na druhou. Šlechtičnou mezi různými formami energie je pro lidskou společnost energie elektrická. Elektřinu přeměňujeme (chybně říkáme, že elektřinu vyrábíme) z energie fosilních paliv, atomového jádra, z tzv. obnovitelných zdrojů (voda, vítr, sluneční záření, mořský příliv či zemské teplo).

Dusík na kyslík

Ernestu Rutherfordovi udělalo radost rozdělit  nedělitelné – v atomu (atomos = nedělitelný) objevil jádro a obal. Při svých pokusech odstřeloval různé prvky projektily, které mu poskytla příroda. Zdrojem projektilů byly přirozeně radioaktivní prvky. V roce 1919 se mu podařilo to, co ještě nikomu před ním na světě a po čem toužili alchymisté dlouhá staletí. Transmutoval jeden prvek v druhý a změnil dusík na kyslík.

Od atomu k vesmíru

Obraťme však naši pozornost od rozměrů nepředstavitelně malých (10^-14 metru) ke vzdálenostem nepředstavitelně velikým – od atomu k samotnému vesmíru. Dlouho lidé zápolili se záhadou, co vlastně pohání Slunce, které Zemi zásobuje životadárnou energií. Na přelomu století se uvažovalo o Helmholtzově-Kelvínově gravitační kontrakci – Slunce získává energii prostě tím, že se zmenšuje a zhušťuje (přičemž se jeho hmotnost nemění), ale dlouho by to při měřeném výdaji energie nevydrželo a odhad doby existence Slunce byl v rozporu s poznatky přírodovědců a geologů.

Vzhledem k tomu, že jádro atomu helia je stabilní útvar, musí mít energii menší než jeho stavební prvky. Podle Einsteina tedy musí mít hmotnost menší než součet hmotností nukleonů, ze kterých se skládá. Dokázat toto tvrzení se podařilo Francisu Williamu Astonovi, objeviteli hmotnostního spektrometru. (Pozn. red.: Francis William Aston žijící v letech 1877-1945 byl britský chemik a fyzik, který pomocí hmotnostního spektrometru dokázal izotopy mnoha prvků a přesně určil jejich relativní atomovou hmotnost. Za tyto objevy získal v roce 1922 Nobelovu cenu za chemii). „Chybějící část“ nazval hmotnostním deficitem. Při rozpadu jádra helia je energii třeba dodat, při tvorbě jádra helia se energie uvolňuje.

Této skutečnosti využil Arthur Eddington, když v roce 1920 před slovutnou Britskou asociací pro pokroky vědy prohlásil, že stačí, aby 5 % hmoty Slunce tvořil vodík a ten se nějakým (v tom okamžiku neznámým) procesem měnil na helium. Energie uvolněná Astonovým hmotnostním deficitem by tak vysvětlila činnost Slunce jako zdroje energie fungujícího po dobu vyhovující potřebám všech oblastí vědy.

Transmutace nebo anihilace?

Eddington předpokládal, že proces měnící vodík na helium by mohl být obdobou transmutace, kterou předvedl E. Rutherford rok před jeho vystoupením. Nebyl o tom ale skálopevně přesvědčen a ve své proslulé knize „The Internal Constitution of the Stars (Stavba nitra hvězd)“ transmutaci nahradil raději anihilací. Fúze sice byla předvedena, ale nezdála se poskytovat energii, zatímco anihilace dokázana nebyla, ale energie nabízela nadbytek. Čemu dát přednost?

Co na to kvantová fyzika

Na přelomu 19. a 20. století se formoval jiný mezník, a to kvantová fyzika, která resolutní „ano – ne“ nahradila „možná“. Jistotu nahradila pravděpodobností. George Gamow v roce 1928 použil kvantovou fyziku na atomové jádro a zdůvodnil tak alfa a beta rozpad.

Pak vybuchla sopka poznání…  Fritz Houtermans, žák Gamowa a Robert Atkinson, žák Eddingtona zjistili, že průnik protonu do jádra lehkého prvku má slušnou pravděpodobnost úspěchu ve vnitřním prostředí hvězd za předpokladu Maxwellova rozdělení rychlostí srážejících se částic. Parametrem Maxwellova rozdělení je teplota. A termojaderná fúze spatřila světlo světa! Zajímavé přitom bylo, že se pánové ve svých úvahách prý dopustili dvou chyb. Obě byly v řádu 1 000. Mířily však proti sobě, takže se eliminovaly!

Urychlovač

Optimismus Gamowa ohledně úspěšného průniku Coulombovou bariérou bránící vniku kladného protonu do jádra stejného znaménka byl natolik inspirující, že se John Cockcroft v Cambridgi po setkání s Gamowem pustil do stavby urychlovače. Rutherford při svých pokusech koncem dvacátých let urychlovač částic k dispozici neměl a jako zdroje α-částic malé energie použil přírodní radioaktivitu! Urychlovač Cockcroft-Walton byl uveden do provozu v roce 1932 – a hned s úspěchem. Urychlené protony rozbily jádro lithia. Nesmírně důležité bylo, že se uvolnilo 17 MeV energie na jednu reakci.

D-D reakce kandidátem fúzních reaktorů

Američan Gilbert Lewis poslal Rutherfordovi do Anglie těžkou vodu a ten si spolu se Sirem Marcusem Laurencem Elwinem Oliphantem (Rutherford byl Novozélanďan a Oliphant Australan) pozval německého chemika Hartecka, s nímž připravili další, ještě těžší izotop vodíku - tritium. V roce 1934 pak trojice uskutečnila v Cavendish laboratory reakci mezi těžkými izotopy vodíku! Reakce D-D je dnes kandidátem pro fúzní reaktory budoucnosti.

Při pokusech s urychlovačem se však většina vložené energie při ionizaci terčíku ztrácela a jádro terčíku bylo zasaženo pouze jednou střelou ze stovek miliónů. O reakci jako praktickém zdroji energie si bylo možné pouze nechat zdát. Z té doby pochází známý výrok Lorda Ernesta Rutherforda o tom, že člověk, který uvažuje o průmyslovém využití jaderné energie je nenapravitelným snílkem… A řešení? To je ve hvězdách!

Řešení ve hvězdách

Skutečně. V jádru hvězdy zvané Slunce se nachází plazma s plně ionizovanými atomy a horkými elektrony. Střely ionizací atomů a ohřevem elektronů energii neztrácejí. Mají-li střely (jádra atomů) dostatečnou teplotu – a teplota je parametrem Maxwelova rozdělení –, může dojít k reakci a tím i k termojaderné fúzi. (Sluší se připomenout, že teplota uvnitř hvězdy je podstatně nižší než ta, která odpovídá reakci. Proto hvězda neexploduje, ale jen „doutná“: jen nepatrná, ale přece jen dostatečná část částic má náhodně – podle Maxwellova rozdělení – energii postačující pro fúzi.)

Po objevu neutronu Chadwickem, pozitronu Andersonem, Fermiho teorie beta rozpadu a přijetí Pauliho principu byl v polovině třicátých let k dispozici moderní obraz atomového jádra s neutrony a protony.

V roce 1938 Edward (Ede) Teller a George Gamow vyhlásili téma jarní konference o teoretické fyzice každoročně pořádané George Washington University a Carnegie Institution of Washington jako „Termojaderná fúze ve hvězdách“. Krátce před zahájením konference Charles Critchfield (žák Gamowa) navrhl CNO (uhlík-dusík-kyslík) coby řetězec uvolňující fúzní energii ve hvězdách. Během zasedání pak Hans Bethe navrhl konkurenční proton-protonový řetězec. Ukázalo se, že p-p řetězec je odpovědný za hvězdy do jasnosti Slunce a pro svítivější hvězdy pracuje CNO řetězec. Bohužel v pozemských podmínkách nemají tyto procesy jako zdroje energie naději na úspěch. Pro pozemské použití v nepatrném množství (ve srovnání s hvězdou) jsou příliš pomalé.

Vzpomeňme si na tritium T objevené jako produkt D-D reakce uskutečněné trojicí Rutherford, Oliphant, Harteck. A podle Rutherforda mělo dosud neizolované tritium fúzovat s deuteriem velmi snadno: reakce deuteria a tritia by měla uvolnit 17,6 MeV energie při „teplotě“ odpovídající 3,5 MeV, zatímco reakce deuteria s deuteriem uvolní 12,5 MeV při teplotě odpovídající 4,2 MeV.

Prima facie energetického zisku fúzní reakce => Cesta k pozemské fúzi byla volná!

Obrázky použity s laskavým svolením ITER Organization