Kernphysik

SS 2013, HHU Duesseldorf, Prof. Dr. Thomas Heinzel
Vorlesung: Kern- und Elementarteilchenphysik, inoffizielle Mitschrift
by: Christian Krause, Matr. 1956616 6 KERNREAKTIONEN
sowie 239
94 P u α,T 1/2=24.000a
−→ Spaltung + n
• + keine Moderation nötig
• + Brüten von Pu, bis zu 30% des Pu kann herausgenommen werden, ohne Zyklus zu
unterbrechen → Gesamter Vorrat an 238 U steht als Brennstoff zur Verfügung → reicht ca. 2000
a
• - Wärmeabtransport durch flüssiges Na (T≈ 550 ◦ C), gefährlich
• - nicht inhärent sicher
• - Ausgangsmaterial hoch angereichert C( 235 U) oder C( 294 P u) ≈ 20%, größter in Betrieb
befindlicher schneller Brüter Belojarsk (ru) 600 MW.
(iv) ADS-Reaktor (Rubbiatron) Carlo Rubbia (Nobelpreis für Physik 1984, schwache WW, Leiter
Cern 1989-1993)
Brennstoff: Thorium / Spaltungsreaktor Abfälle
Synchrotron: p(1GeV ): p + 207
82 P b → A−j
82 P b + j · n mit j 20 “Spallation“
n + 232
90 T h β−
−→ 233
91 P a β−
−→ 233
92 U; 233
92 U + n → Spaltung + n
n+ Abfall normaler Spaltungsreaktor, → Umwandlung in Abfall mit T 1/2 ≈ 500a (statt sonst ca.
10 5 a)
6.7 Kernfusion
= Verschmelzung von kleinen Kernen zu größeren Kernen, E-Gewinn bis zur Fusion von 56 F e
möglich. Coulomb-Barriere muss überwunden werden.
E kin
!
≥
z 1 z 2 e 2
4πɛ 0 (r 1 + r 2 ) , z.B. 2 1H + 2 1 H → 3 H 1 H + p + 3 MeV
E kin
!
≥ 500keV = T ≈ 6 · 10 9 K hoch, technisch schwer zu realisieren; mit 1 eV = 11000K
E Coulomb steigt mit z 1 , z 2 , E Coul ∝
z 1 z 2
≈∝ z5/3
(A 1 + A 2 ) 1/3
Fusionen bis hin zu 56 F e treten in Sternen auf. Je massiver der Stern, desto höhere Elemente können
fusioniert (gebrannt) werden. Unser Stern (Sonne) eher klein → überwiegend Fusion von p zu 4 2He.
Außerdem: Erzeugung von Transuranen? Rechungen: Evtl. “Insel der Stabilität“ für Kerne mit
z 117
6.7.1 Kernfusion in der Sonne und in anderen Sternen
Leuchtkraft Sonne: 4 · 10 26 W ; Solarkonstante: 1360 W/m 2 treffen auf Erde auf. ≈ konstant seit ca.
4, 5 · 10 9 a → abgestrahlte Energie bisher: 6 · 10 43 J
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