19.8: 核融合

非常に軽い原子核がより重い原子核に変わる際には、質量を大量のエネルギーに変換する「核融合」というプロセスを伴う。太陽の主なエネルギー源は、4個の水素原子核が融合して、最終的に1個のヘリウム原子核と2個の陽電子を生成する核融合反応です。

ヘリウム原子核の質量は、4個の水素原子核の質量よりも0.7％小さく、この失われた質量は核融合の際にエネルギーに変換されます。この反応は、核融合の経路にもよるが、生成されるヘリウム-4の1"モル"あたり約1.7 × 10⁹から2.6 × 10⁹キロジュールのエネルギーを生み出す。これは、1"モル"のU-235の核分裂によって生成されるエネルギー（1.8 × 10¹⁰ kJ）よりもわずかに少ません。しかし、ヘリウム4の1"グラム"の核融合では、約  6.5 × 10⁸ kJが得られ、これはU-235の1"グラム"の核分裂で得られるエネルギー（8.5 × 10⁷ kJ）よりも大きいです。このことは、ヘリウム核融合の反応物質がU-235よりも安価で豊富に存在することから、特に注目されています。

水素の重い同位体である重水素と三重水素の原子核は、超高温で熱核融合を起こし、ヘリウム原子核と中性子を形成することがわかっています。この変化は0.0188amuの質量減少を伴い、形成されるヘリウム-4の1モル当たり1.69 × 10⁹キロジュールの放出に相当します。非常に高い温度は、原子核の正電荷に起因する非常に強い反発力に打ち勝つだけの運動エネルギーを原子核に与え、それらを衝突させるために必要です。

有用な核融合反応を起こすためには、約1,500万 K以上という非常に高い温度が必要です。この温度では、すべての分子が解離して原子になり、その原子がイオン化してプラズマになります。このような状態は、宇宙の非常に多くの場所で発生しており、星の動力源は核融合です。

核融合炉の実現は、高温で安定な固体物質がないことや、核融合反応が起こるプラズマを機械的に封じ込めることができないことなどから、技術的に困難な課題となっています。現在、核融合反応に必要な密度と温度を兼ね備えたプラズマを封じ込める技術として、トカマク型原子炉における磁場による封じ込めと、集光レーザービームによる封じ込めの2つが研究されています。しかし、小規模な制御された核融合反応がごく短時間だけ行われたことはあっても、自立した核融合炉の稼働は未だ達成されていません。

上記の文章は以下から引用しました。 Openstax, Chemistry 2e, Section 21.4: Transmutation and Nuclear Energy.

水素のような小さな原子核が組み合わさって、ヘリウムのような大きな原子核を生成することを核融合と呼びます。原子核は静電反発に打ち勝たなければならないため、核融合反応には4000万ケルビン以上の温度が必要であり、熱核反応として知られています。

質量数が40〜100の核種は、核子あたりの結合エネルギーが高く、一般に安定しています。したがって、核子あたりの核結合エネルギーが低い軽い原子核は結合する傾向があり、結合エネルギーが高い重い原子核が得られます。

生成物と反応核種の核結合エネルギーの違いにより、膨大なエネルギーが発生します。注目すべきは、1グラムのヘリウム4の形成中に放出されるエネルギーは、1グラムのウラン235の核分裂よりも大幅に大きいことです。

では、核融合は電気を生み出すために使われているのでしょうか?いや、まだだよ!核融合に必要な高温では、すべての分子が原子に解離し、原子がイオン化してプラズマを形成します。このような反応には、強いトーラス状の磁場が反応器として機能します。しかし、その効率的な使用には、まだ技術的な課題があります。

実際、水素とヘリウムの融合は、太陽のような主系列星の主要な水素燃焼プロセスの1つです。

恒星がヘリウム核融合を始めると、2つのヘリウム原子核が合体してベリリウム8になります。ヘリウム4とは異なり、ベリリウム8は非常に不安定であるため、これは吸熱性で容易に逆転する融合反応です。

ヘリウム核融合が加速すると、ベリリウム8はより豊富になり、ヘリウム4と融合して励起状態の炭素12を生成し、時折安定した炭素12に緩和します。

大質量星では、炭素12とヘリウム4の組み合わせによって開始される核融合反応の連鎖により、マグネシウム24までの元素のシーケンスが生成されます。

さらなる核融合反応により重い核種が生成されると、反応物と生成物との間の結合エネルギーの差が減少するため、これらの反応から生成されるエネルギーが少なくなります。

この配列は、核子あたりの結合エネルギーが最も高いニッケル56で終了します。代わりに、より重い元素は、星のユニークな爆発、または超新星爆発の直前と最中に、複数の中性子または陽子捕獲イベントによって生成されます。