fusion

fusion, sammensmeltning af to lettere atomkerner til en kerne af et tungere grundstof, dvs. en grundstofforvandling. Fusionsprocessen blev opdaget af E. Rutherford, der i 1919 viste, hvorledes heliumkerner (He) i form af alfastråler kunne reagere med kvælstofkerner (N) i luftens molekyler og danne ilt (O) plus en proton (H):
⁴₂He + ¹⁴₇N  → ¹⁷₈O + ¹₁H.
I nyere tid udnyttes fusionsreaktioner til kunstig fremstilling af nye grundstoffer. For eksempel kan kerner af grundstof 102, nobelium (No), dannes, ved at en stråle af calciumioner (Ca) fra en accelerator rettes mod et tyndt blyfolie (Pb):
⁴⁸₂₀Ca + ²⁰⁸₈₂Pb → ²⁵⁵₁₀₂No + n.
Acceleratoren giver projektilkernen (Ca) tilstrækkelig bevægelsesenergi til, at den elektriske frastødning mellem de to kerner overvindes og bringer dem så nær, at kernekræfterne får dem til at smelte sammen. Ved processen frigøres en neutron n fra den dannede compoundkerne. Fusionsreaktioner af denne type anvendes i også stor udstrækning til fremstilling af radioaktive isotoper til teknisk, videnskabelig og medicinsk brug.

For hver enkelt fusionsproces kan der opstilles en energibalance ud fra kendskabet til de indgående kerners bindingsenergier. Til at danne de tunge grundstoffer kræves i almindelighed tilførsel af energi, mens der ved den omvendte proces, fission, i så fald vindes energi. For de letteste grundstoffer er det omvendt; der skal tilføres energi til at spalte dem, mens der frigøres meget store energimængder ved at sammensmelte dem, når blot den elektriske frastødning kan overvindes. I 1938 kom Hans Bethe til den erkendelse, at Solens og stjerners enorme energiudstråling måtte skyldes fusionsprocesser i deres indre, hvor hydrogen (H) vil kunne danne helium (He) og endnu tungere grundstoffer. Den nødvendige bevægelsesenergi til overvindelse af den elektriske frastødning vil her være til stede i kraft af de meget høje temperaturer, der hersker i stjernernes indre. Fusionsprocesser, hvor den tilførte energi er termisk, kaldes termonukleare. De vigtigste af disse processer i Solen er:
H + H → D + e⁺ + ν H + D → ³He ³He + ³He → ⁴He + 2H,
hvor D betegner den tunge hydrogenisotop deuterium, e⁺ en positron og ν en neutrino. To af hver af de første processer og en af den sidste fører samlet til:
4H → ⁴He + 26,7 MeV.
Der frigøres således en energimængde på ca. 27 mio. elektronvolt (MeV) pr. dannet heliumkerne. Dette skal sammenlignes med en almindelig kemisk forbrænding, hvor den tilsvarende energimængde pr. atom beløber sig til ca. 1 eV. Den første af de tre delprocesser skiller sig ud derved, at de to protoner bliver til deuterium (D) ved et betahenfald, som tilmed kun kan finde sted, når de to protoner med sjældne mellemrum er i tæt kontakt. Resultatet er en uhyre lav reaktionsrate. Det er derfor denne proces, der afgør, hvor hurtigt energiproduktionen i Solen foregår. Den nødvendige temperatur er ca. 10 mio. °C.

I stjerner, der er varmere og mere lysstærke end Solen, kan helium dannes ud fra fire protoner ved den såkaldte kulstofcyklus, hvor kulstof-12 (¹²C) indgår, men er gendannet efter processen:
H + ¹²C → ¹³N ¹³N → ¹³C + e⁺ + ν H + ¹³C → ¹⁴N H + ¹⁴N → ¹⁵O ¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + ν H + ¹⁵N → ¹²C + ⁴He
og samlet:
4H → ⁴He + 26,7 MeV.
Her veksler fusionsprocesser med betahenfald, og en del af den samlede fusionsenergi (ca. 1,7 MeV) udsendes i form af neutrinoer. Disse vekselvirker så lidt med stof, at de undslipper stjernen. På samme måde undslipper en energimængde på ca. 0,5 MeV pr. dannet heliumatom fra Solen i form af neutrinoer. Ældre stjerner, som har opbrugt deres brint, producerer energi, ved at helium brænder videre til ¹²C og endnu tungere grundstoffer.

Brintbomben er et eksempel på, at termonukleare processer kan realiseres under jordiske forhold. For den fremtidige energiforsyning ligger der et meget stort perspektiv i forbrænding af deuterium til helium i fusionskraftværker, idet alt vand indeholder tilstrækkelige mængder deuterium til, at der heri ligger en praktisk taget uudtømmelig energikilde (se fusionsenergi).