Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - H. 22. 3 juni 1950 - Vätebomben, av SHl
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
Below is the raw OCR text
from the above scanned image.
Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan.
Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!
This page has never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
10 juni 1950
527
Vätebomben
623.454.9
Kärnreaktioner kan ske under energiutveckling, när lätta
atomkärnor förenas till mer komplicerade eller när tunga
kärnor sprängs i lättare stycken. Den förra processen
kallas atomsyntes (eng. "fusion"), den senare
atomklyvning (eng. "fission"). I mitten av periodiska systemet finns
atomslag, som varken vid syntes eller klyvning ger energi.
Dessa element kan därför icke användas för alstrande
av atomenergi, endast de lättaste och tyngsta kan
komma ifråga (fig. 1). Vid klyvning av uran omvandlas blott
0,1 % av massan till energi, vid syntes av helium ur
väte övergår 0,7 % till energi.
Många föreställer sig kanske, att man så småningom
skall finna utvägar att helt och hållet omvandla en
atomkärna till energi. Detta är emellertid otänkbart, ty man
kan nu med stor säkerhet påstå, att en proton eller
neutron aldrig kan förintas under energiutveckling.
Visserligen har man funnit att detta är möjligt för andra
partiklar, nämligen positiva och negativa elektroner och
me-soner, men alla dessa fenomen hör samman med någon
partikel, som icke normalt förekommer i naturen och
soin därför först måste framställas. Till denna process
åtgår lika mycket energi, som den vid
förintelsereaktionen frigjorda. Det kan kanske tyckas, att mänskligheten
lever i en atomkrutdurk, eftersom kolossala
energimängder enligt Einstein anses bundna i varje liten bit
materia. Denna föreställning är tydligen alldeles felaktig,
eftersom en total omvandling av materien är utesluten.
Dessutom är denna indifferent, därför att arbete i allmänhet
måste presteras även för att utlösa en liten del av dess
potentiella energi. Huvudproblemet är härvid att hitta
en process, enligt vilken energiutvecklingen sker med
tillräcklig hastighet.
För atomklyvning är nödvändig utlösningsenergi relativt
liten, ty den inträffar, när en atom U235, Pu239 eller U333
infångar en neutron. Sådana måste emellertid
tillhandahållas, och detta blir möjligt, därigenom att neutroner
bildas vid klyvningen. Om ett stycke uran eller plutonium
är så stort, att alltför många av de vid klyvning uppkomna
neutronerna icke kan lämna det utan att infångas med en
ny sprängning som följd, uppstår en kedjeprocess, som
leder till explosion på ca 5 X 10-7 s, dvs.
reaktionshastigheten är mycket stor. Ett uran- eller plutoniumstycke har
alltså en kritisk storlek, som bestämmer konstruktionen
av en klyvningsbomb. För att bringa en sådan till
detonation fordras snabbt sammanförande av en överkritisk
massa. Den största uppfinningsförmåga har behövts för
att åstadkomma ögonblicklig koncentration av en mängd
material, som överstiger den kritiska med några få
procent. För närvarande synes det icke möjligt att konstruera
en bomb med en massa t.ex. 2—3 gånger den kritiska,
ty den skulle explodera i förtid. Klyvningsbombens storlek
är alltså begränsad, men kan man göra en syntesbomb,
finns ingen motsvarande gräns för dess storlek.
Det är emellertid icke på långt när så lätt att framkalla
en explosionsartad omvandling av massa till energi genom
atomsyntes. För att bringa två lätta atomer så nära
varandra, att deras kärnor kan förenas, behövs nämligen
oerhört stora kollisionshastigheter för att övervinna de
elektrostatiska repulsionskrafterna. På jorden har sådana
kärnreaktioner hittills blott kunnat utföras i mycket liten
skala genom att beskjuta ett ämne med mycket snabba
atomer, men de antas ske i jättestor omfattning i solen
och i fixstjärnorna (Tekn. T. 1950 s. 507). Orsaken härtill
Referat av uppsatser av L N Ridenour i Sci. Amer. mars 1950 och
H A Bithe i Sci. Amer. apr. 1950.
är dessa himlakroppars oerhört höga centrala täthet och
temperatur (ca 20 milj. °C). Vid denna har atomkärnorna
förlorat sina elektronskal och deras genomsnittliga
kinetiska energi är ca 1 700 eV. Några av dem kan dock ha
flera gånger större energi, och atomkollisioner inträffar
så ofta, att syntesreaktioner sker i betydande omfattning.
Blott stjärnor med tillräcklig storlek kan uppnå denna
höga temperatur trots den starka energiutstrålningen, ty
i sådana fall behöver energin lång tid att passera från
himlakroppens centrum till dess yta. Man har t.ex.
beräknat, att det tar 10 000 år för strålningen att gå genom
solen. En stjärna, som bar tiondelen av dennas massa,
skulle emellertid utstråla så litet energi, att den var
osynlig, och en himlakropp av Jupiters storlek kan över huvud
taget icke vidmakthålla kärnreaktioner. Möjligheten att
"sätta eld" på jordskorpan med något slag av atombomb,
varigenom vår planet skulle förvandlas till en stjärna, är
alltså utesluten därför att energin skulle utstråla snabbare,
än den alstrades.
För att en kärnsyntes i större skala skall kunna
åstadkommas på jorden, måste den ske mycket snabbt, ty
tillräckligt hög temperatur kan icke vidmakthållas.
Reaktions-tider på miljarder år, som förekommer i solen, är
otänkbara, man måste i stället räkna med tider på miljondelar
av en sekund. I atombomben har man fått ett medel att
under mycket kort tid nå upp till ca 50 milj. °C. Vid
denna temperatur kan syntesreaktioner kanske ske i en
tät massa av lätta atomer i så stor omfattning, att
betydande energimängder utvecklas, framför allt därför att
man på jorden har fritt val mellan alla isotoper med
rimlig livslängd. Reaktionerna i stjärnor kan däremot blott
ske med protoner, som förekommer rikligast.
Vill man utnyttja denna valfrihet, skall man naturligtvis
söka den reaktion, som har största hastigheten. Denna
beror främst av två kärnladdningars produkt, och den
måste därför bli störst för vätekärnor, då dessa har den
minsta tänkbara laddningen. Härvid kan man välja
mellan de tre isotoperna väte (H1), deuterium (H2), tritium
(113) och kombinationer av dem, varigenom följande
kärnreaktioner blir tänkbara:
H1 + H1—>-H2 + e+ + 1,4 Me V 100 000 milj. år (1)
H® + H1—>-He3 + hv + 5 MeV 0,5 s (2)
H8 + H1—*He4 + hv + 20 MeV 0,05 s (3)
H-+ H-—>He3 + n1 + 3,2 MeV 0,0000:5 s (4)
H2 + H2 –>HS + H1 + 4 MeV 0,00003 s (5)
Hs + H- ->He4 + n1 + 17 MeV 0,0000012 s (6)
H3 + H3—>-He4 +2nv+ 11 MeV okänd (7)
där e+ är en positron, n1 en neutron och hv y-strålning.
Reaktionen enligt (1) antas försiggå i vissa stjärnor.
Fig. 1. Nödvändig utlösningsenergi för frigörande av
kärnenergi hos olika atomslag.
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
