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Encoding:
Internet Message Format  |  1999-11-15  |  29.5 KB

  1. Path: senator-bedfellow.mit.edu!faqserv
  2. From: rfheeter@pppl.gov
  3. Newsgroups: sci.physics.fusion,sci.answers,news.answers
  4. Subject: Conventional Fusion FAQ Section 1/11 (Fusion Physics)
  5. Supersedes: <fusion-faq/section1-physics_934723436@rtfm.mit.edu>
  6. Followup-To: sci.physics.fusion
  7. Date: 14 Nov 1999 10:27:51 GMT
  8. Organization: none
  9. Lines: 573
  10. Approved: news-answers-request@MIT.EDU
  11. Expires: 26 Feb 2000 10:24:18 GMT
  12. Message-ID: <fusion-faq/section1-physics_942575058@rtfm.mit.edu>
  13. References: <fusion-faq/section0-intro/part2-outline_942575058@rtfm.mit.edu>
  14. Reply-To: rfheeter@pppl.gov
  15. NNTP-Posting-Host: penguin-lust.mit.edu
  16. Summary: Fusion energy represents a promising alternative to 
  17.          fossil fuels and nuclear fission for world energy 
  18.          production. This FAQ answers Frequently Asked Questions
  19.          (from the sci.physics.fusion newsgroup) about conventional 
  20.          areas of fusion energy research. It also provides other 
  21.          useful information about the subject. This FAQ does NOT 
  22.          discuss unconventional forms of fusion (like Cold Fusion).
  23. X-Last-Updated: 1995/02/26
  24. Originator: faqserv@penguin-lust.MIT.EDU
  25. Xref: senator-bedfellow.mit.edu sci.physics.fusion:44325 sci.answers:10876 news.answers:170948
  26.  
  27. Archive-name: fusion-faq/section1-physics
  28. Last-modified: 7-Aug-1994
  29. Posting-frequency: More-or-less-monthly
  30. Disclaimer:  While this section is still evolving, it should 
  31.      be useful to many people, and I encourage you to distribute 
  32.      it to anyone who might be interested (and willing to help!!!).
  33.  
  34. ------------------------------------------------------------------
  35. 1. Fusion as a Physical Phenomenon
  36.  
  37. Last Revised August 7, 1994
  38. Written by Robert F. Heeter, rfheeter@pppl.gov, unless
  39. otherwise cited.
  40.  
  41. ------------------------------------------------------------------
  42.  
  43. ### Please let me know if anything here is unclear. ###
  44.  
  45. *** A.  What is fusion?
  46.  
  47. "Fusion" means many things when discussed on the newsgroup.  
  48. Technically, "fusion" is short for "Nuclear Fusion," which describes
  49. the class of reactions where two light nuclei fuse together, forming
  50. a heavier nucleus.  This heavier nucleus is frequently unstable, and
  51. sometimes splits (fissions) into two or more fragments.  "Fusion"
  52. also refers to the type of energy produced, and a "fusion reactor"
  53. describes an energy-producing facility which generates power via
  54. fusion reactors.  Finally, "fusion" can also be used to refer to
  55. the scientific program aimed at harnessing fusion for clean,
  56. safe, and hopefully inexpensive energy production - a collaborative 
  57. international program which has been carried on for the past 40-some 
  58. years.  Each of these three uses - the technical, the energy
  59. source, and the scientific research program - is discussed in
  60. a separate section of this FAQ.  The technical aspects of
  61. fusion are discussed below in this section.
  62.  
  63.  
  64. *** B.  How does fusion release energy?
  65.  
  66. If you add up the masses of the particles which go into a fusion
  67. reaction, and you add up the masses of the particles which come out,
  68. there is frequently a difference.  According to Einstein's famous
  69. law relating energy and mass, E=mc^2, the "mass difference" can
  70. take the form of energy.  Fusion reactions involving nuclei lighter
  71. than iron typically release energy, but fusion reactions involving
  72. nuclei heavier than iron typically absorb energy.  The amount of
  73. energy released depends on the specifics of the reaction; a table
  74. of reactions is given further below to give an idea of the variety 
  75. of fusion reactions.
  76.  
  77. Another way to look at this is to consider the "binding energy"
  78. of the elements in question.  If the reactants are bound more
  79. weakly than the products, then energy is released in the reaction.
  80. "Binding energy" is the amount of energy you would have to put
  81. into a system in order to pull its components apart; conversely,
  82. in a system with high binding energy, a lot of energy is released
  83. as the components are allowed to bond together.  Suppose you
  84. had two balls connected by a long, thin rubber band, so that they
  85. are not very tightly connected, and the rubber band can be broken
  86. easily.  This is a system with low binding energy.  Now here's an
  87. analogy to what happens in fusion:  imagine the long, thin 
  88. rubber band suddenly being replaced by a short, thick one.  The
  89. short thick one has to be stretched a lot in order to connect
  90. to the two balls, but it wants to bind them more tightly, so it
  91. pulls them together, and energy is released as they move towards
  92. each other.  The low-binding energy, long rubber band system
  93. has been replaced by a high-binding energy, short rubber band
  94. system, and energy is released. 
  95.  
  96.  
  97. *** C.  Where does fusion occur in nature?
  98.  
  99. The conditions needed to induce fusion reactions are extreme; 
  100. so extreme that virtually all natural fusion occurs in stars, 
  101. where gravity compresses the gas, until temperature and pressure 
  102. forces balance the gravitational compression.  If there is enough 
  103. material in the star, pressures and temperatures will grow
  104. large enough as the star contracts that fusion will begin to occur 
  105. (see below for the explanation why); the energy released will then 
  106. sustain the star's temperature against losses from sunlight being 
  107. radiated away.  The minimum mass needed to induce fusion is roughly 
  108. one-tenth the sun's mass; this is why the sun is a star, but 
  109. Jupiter is merely a (large) planet.  (Jupiter is about 1/1000th 
  110. the sun's mass, so if it were roughly 100 times bigger, it
  111. too would generate fusion and be a small, dim star.)
  112.  
  113. Stellar fusion reactions gradually convert hydrogen into helium.  
  114. When a star runs out of hydrogen fuel, it either stops burning 
  115. (becoming a dwarf star) or, if it is large enough (so that gravity 
  116. compresses the helium strongly) it begins burning the helium into 
  117. heavier elements.  Because fusion reactions cease to release 
  118. energy once elements heavier than iron are involved, the larger 
  119. stars also eventually run out of fuel, but this time they
  120. collapse in a supernova.  Gravity, no longer opposed by the internal
  121. pressure of fusion-heated gases, crushes the core of the star, 
  122. forming things like white dwarfs, neutron stars, and black holes
  123. (the bigger the star, the more extreme the result).  (For more 
  124. details, try the sci.astro or sci.space.science newsgroups.)
  125.  
  126.  
  127. *** D.  Why doesn't fusion occur anywhere else in nature?
  128.  
  129. Current scientific knowledge indicates that very little fusion
  130. occurs anywhere else in nature.  The reason is because in order
  131. to get two nuclei to fuse, you first have to get them close together.
  132. (This is because the nuclear forces involved in fusion only act
  133. at short range.)  However, because the two nuclei are both positively
  134. charged, they repel each other electrically.  Nuclei will not fuse
  135. unless either (a) they collide with enough energy to overcome the
  136. electrical repulsion, or (b) they find a "sneaky" way to circumvent
  137. their repulsion (see muon-catalyzed fusion in section 4).  The
  138. energy required for fusion is so high that fusion only occurs in
  139. appreciable amounts once the temperature gets over 10 million
  140. degrees Kelvin, so (a) doesn't happen anywhere outside of stars.
  141. Current knowledge suggests that the sort of processes that would
  142. allow sneaky-fusion as in (b) are very rare, so there just isn't
  143. much fusion in the everyday world.
  144.  
  145.  
  146. *** E.  What are the basic fusion reactions?
  147.  
  148. While it is possible to take any two nuclei and get them to fuse,
  149. it is easiest to get lighter nuclei to fuse, because they are
  150. less highly charged, and therefore easier to squeeze together.
  151. There are complicated quantum-mechanics rules which determine which
  152. products you will get from a given reaction, and in what amounts
  153. ("branching ratios").  The probability that two nuclei fuse is
  154. determined by the physics of the collsion, and a property called
  155. the "cross section" (see glossary) which (roughly speaking) 
  156. measures the likelihood of a fusion reaction.  (A simple analogy
  157. for cross-section is to consider a blindfolded person throwing
  158. a dart randomly towards a dartboard on a wall.  The likelihood 
  159. that the dart hits the target depends on the *cross-sectional* 
  160. area of the target facing the dart-thrower.  (Thanks to Rich
  161. Schroeppel for this analogy.))
  162.  
  163. Below is an annotated list of many fusion reactions discussed 
  164. on the newsgroup.  Note:  D = deuterium, T = tritium, p = proton,
  165. n = neutron; these and the other elements involved are discussed 
  166. in the glossary/FUT.  (FUT = list of Frequently Used Terms; section
  167. 10 of the FAQ.)  The numbers in parentheses are the energies
  168. of the reaction products (in Millions of electron-Volts, see
  169. glossary for details).  The percentages indicate the branching 
  170. ratios.  More information on each of the elements is given below.
  171.  
  172. Table I:  Fusion Reactions Among Various Light Elements
  173.  
  174. D+D   -> T (1.01 MeV) + p (3.02 MeV) (50%)   
  175.       -> He3 (0.82 MeV) + n (2.45 MeV) (50%)  <- most abundant fuel
  176.       -> He4 + about 20 MeV of gamma rays (about 0.0001%; depends
  177.                                            somewhat on temperature.)
  178.       (most other low-probability branches are omitted below)
  179. D+T   -> He4 (3.5 MeV) + n (14.1 MeV)  <-easiest to achieve
  180. D+He3 -> He4 (3.6 MeV) + p (14.7 MeV)  <-easiest aneutronic reaction
  181.                                      "aneutronic" is explained below.
  182. T+T   -> He4 + 2n + 11.3 MeV
  183. He3+T -> He4 + p + n + 12.1 MeV (51%)
  184.       -> He4 (4.8) + D (9.5) (43%)
  185.       -> He4 (0.5) + n (1.9) + p (11.9) (6%)  <- via He5 decay
  186.                                     
  187. p+Li6 -> He4 (1.7) + He3 (2.3)      <- another aneutronic reaction
  188. p+Li7 -> 2 He4 + 17.3 MeV (20%)
  189.       -> Be7 + n -1.6 MeV (80%)     <- endothermic, not good.
  190. D+Li6 -> 2He4 + 22.4 MeV            <- also aneutronic, but you 
  191.                                               get D-D reactions too.
  192. p+B11 -> 3 He4 + 8.7 MeV <- harder to do, but more energy than p+Li6
  193. n+Li6 -> He4 (2.1) + T (2.7)        <- this can convert n's to T's
  194. n+Li7 -> He4 + T + n - some energy
  195.  
  196. From the list, you can see that some reactions release neutrons,
  197. many release helium, and different reactions release different
  198. amounts of energy (some even absorb energy, rather than releasing
  199. it).  He-4 is a common product because the nucleus of He-4 is
  200. especially stable, so lots of energy is released in creating it.
  201. (A chemical analogy is the burning of gasoline, which is relatively 
  202. unstable, to form water and carbon dioxide, which are more stable.  
  203. The energy liberated in this combustion is what powers automobiles.)
  204. The reasons for the stability of He4 involve more physics than I
  205. want to go into here.
  206.  
  207. Some of the more important fusion reactions will be described below.  
  208. These reactions are also described in Section 2 in the context of 
  209. their usefulness for energy-producing fusion reactors.
  210.  
  211.  
  212. *** F.  Could you tell me more about these different elements?
  213. (Note: there's more information in the glossary too.)
  214.  
  215. Hydrogen    (p):  Ordinary hydrogen is everywhere, especially 
  216.                     in water.
  217. Deuterium   (D):  A heavy isotope of hydrogen (has a neutron in
  218.                     addition to the proton).  Occurs naturally at 
  219.                     1 part in 6000; i.e. for every 6000 ordinary 
  220.                     hydrogen atoms in water, etc., there's one D.
  221. Tritium     (T):  Tritium is another isotope of hydrogen, with two 
  222.                     neutrons and a proton.  T is unstable  
  223.                     (radioactive), and decays into Helium-3 with a
  224.                     half-life of 12.3 years.  (Half the T decays
  225.                     every 12.3 years.)  Because of its short 
  226.                     half-life, tritium is almost never found in 
  227.                     nature (natural T is mostly a consequence 
  228.                     of cosmic-ray bombardment).  Supplies have been 
  229.                     manufactured using fission reactors; world 
  230.                     tritium reserves are estimated at a few 
  231.                     kilograms, I believe.  Tritium can be made by 
  232.                     exposing deuterium or lithium to neutrons.
  233. Helium-3  (He3):  Rare light isotope of helium; two protons and a 
  234.                     neutron.  Stable.  There's roughly 13 He-3 atoms 
  235.                     per 10 million He-4 atoms.  He-3 is relatively 
  236.                     abundant on the surface of the moon; this is 
  237.                     believed to be due to particles streaming onto
  238.                     the moon from the solar wind.  He3 can also be
  239.                     made from decaying tritium.
  240. Helium-4  (He4):  Common isotope of helium.  Trace component of the 
  241.                     atmosphere (about 1 part per million?); also 
  242.                     found as a component of "natural gas" in gas 
  243.                     wells.
  244. Lithium-6 (Li6):  Less common isotope of lithium.  3 protons, 3 
  245.                     neutrons.  There are 8 Li-6 atoms for every 100 
  246.                     Li-7 atoms.  Widely distributed in minerals and 
  247.                     seawater.  Very active chemically.
  248. Lithium-7 (Li7):  Common isotope of lithium.  3 protons, 4 neutrons.
  249.                     See above info on abundance.
  250. Boron      (B):   Common form is B-11 (80%).  B-10 20%.  
  251.                     5 protons, 6 neutrons.  Also abundant on earth.
  252.  
  253. Note:  Separating isotopes of light elements by mass is not 
  254.          particularly difficult.
  255.  
  256.  
  257. *** G.  Why is the deuterium-tritium (D-T) reaction the easiest?
  258.  
  259. Basically speaking, the extra neutrons on the D and T nuclei make
  260. them "larger" and less tightly bound, and the result is
  261. that the cross-section for the D-T reaction is the largest.
  262. Also, because they are only singly-charged hydrogen isotopes,
  263. the electrical repulsion between them is relatively small.
  264. So it is relatively easy to throw them at each other, and it 
  265. is relatively easy to get them to collide and stick.  
  266. Furthermore, the D-T reaction has a relatively high energy yield.
  267.  
  268. However, the D-T reaction has the disadvantage that it releases
  269. an energetic neutron.  Neutrons can be difficult to handle,
  270. because they will "stick" to other nuclei, causing them to
  271. (frequently) become radioactive, or causing new reactions.
  272. Neutron-management is therefore a big problem with the
  273. D-T fuel cycle.  (While there is disagreement, most fusion
  274. scientists will take the neutron problem and the D-T fuel,
  275. because it is very difficult just to get D-T reactions to go.)
  276.  
  277. Another difficulty with the D-T reaction is that the tritium
  278. is (weakly) radioactive, with a half-life of 12.3 years, so
  279. that tritium does not occur naturally.  Getting the tritium
  280. for the D-T reaction is therefore another problem.
  281.  
  282. Fortunately you can kill two birds with one stone, and solve
  283. both the neutron problem and the tritium-supply problem at
  284. the same time, by using the neutron generated in the D-T
  285. fusion in a reaction like n + Li6 -> He4 + T + 4.8 MeV.
  286. This absorbs the neutron, and generates another tritium,
  287. so that you can have basically a D-Li6 fuel cycle, with
  288. the T and n as intermediates.  Fusing D and T, and then
  289. using the n to split the Li6, is easier than simply trying
  290. to fuse the D and the Li6, but releases the same amount of
  291. energy.  And unlike tritium, there is a lot of lithium
  292. available, particularly dissolved in ocean water.
  293.  
  294. Unfortunately you can't get every single neutron to stick
  295. to a lithium nucleus, because some neutrons stick to other
  296. things in your reactor.  You can still generate as much
  297. T as you use, by using "neutron multipliers" such as
  298. Beryllium, or by getting reactions like
  299. n + Li7 -> He4 + T + n (which propagates the neutron)
  300. to occur.  The neutrons that are lost are still a problem,
  301. because they can induce radioactivity in materials that
  302. absorb them.  This topic is discussed more in Section 2.
  303.  
  304.  
  305. *** H.  What is aneutronic fusion?
  306.  
  307. Some researchers feel the advantages of neutron-free fusion
  308. reactions offset the added difficulties involved in getting
  309. these reactions to occur, and have coined the term
  310. "aneutronic fusion" to describe these reactions.
  311.  
  312. The best simple answer I've seen so far is this one:
  313. (I've done some proofreading and modified the notation a bit.)
  314. [ Clarifying notes by rfheeter are enclosed in brackets like this.]
  315.  
  316. >From: johncobb@emx.cc.utexas.edu (John W. Cobb)
  317. >Risto Kaivola <rkaivola@mits.mdata.fi> wrote:
  318.  
  319. [[ Sorry I don't have the date or full reference for this anymore;
  320. this article appeared in sci.physics.fusion a few months ago.]]
  321.  
  322. >>Basically, what is aneutronic fusion?  The term aneutronic
  323. >>confuses me considerably.  Could you give me an example of
  324. >>an aneutronic fusion reaction? How could energy be produced
  325. >>using such a reaction?  Can there be a fusion reaction in which
  326. >>a neutron is never emitted?
  327. >
  328. >Examples:
  329. >
  330. >D + He3 --> He4 + p + 18.1MeV 
  331. >(deuteron + helium-3 --> helium-4 + proton + energy)
  332. >
  333. >p + Li6 --> He4 + He3 + 4.0MeV
  334. >(proton + lithium-6 --> helium-4 + helium-3 + energy)
  335. >
  336. >D + Li6 --> 2 He4 + 22.4MeV
  337. >(deuteron + lithium-6 --> 2 helium-4's + energy)
  338. >
  339. >p + B11 --> 3 He4 + 8.7Mev
  340. >(proton + boron-11 --> 3 helium-4's + energy)
  341. >
  342. >All of these reactions produce no neutrons directly.
  343. [[ Hence "aneutronic." ]] 
  344. >There are also other reactions that have multiple branches possible,
  345. >some of which do not produce neutrons and others that do 
  346. >(e.g., D + D, p + Li7).
  347. >
  348. >The question is how do you get a "reactor" going and not get 
  349. >any neutrons.  There are 2 hurdles here. The first is getting the
  350. >fuel to smack together hard enough and often enough for fusion
  351. >to occur.
  352. >The easiest fusion reaction is D + T --> He4 + n (the D-T fuel 
  353. >cycle). A magnetic reactor can initiate fusion in one of these 
  354. >things at about a temperature of 10keV. 
  355. [1 keV = 1000 eV = 11,000,000 (degrees) kelvin, more or less]. 
  356. >The other reactions require much higher temperatures (for example 
  357. >about 50KeV for the D+He3 reaction). This is a big factor of 5. 
  358. >The second hurdle is neutron production via "trash" (secondary) 
  359. >reactions.  That is, the main reaction may be neutron-free, 
  360. >but there will be pollution reactions that may emit neutrons. 
  361. [ The products of the main reaction, e.g. He3, can be trapped in
  362. your reactor temporarily, and fuse with other ions in the system 
  363. in messy ways. ]
  364. >Even if this is only a few percent, it can lead to big neutron
  365. >emission. For example, the D+He3 reaction will also have some D+D 
  366. >reactions occuring. 
  367. [ Because in your reactor you will have a lot of Ds and He3s, and
  368. the Ds will collide with each other as well as with the He3s. ]
  369. >At 50Kev temperatures, the reaction 
  370. >cross-section for D+D reactions is about 1/2 of the D+He3 
  371. >cross-section, so there will be some generation of neutrons from 
  372. >the 50% branch reaction of D + D-->He3 + n.
  373. >Also, the other 50% goes to T+p, The triton (T) will then undergo 
  374. >a D-T reaction and release another neutron. 
  375. [ Because the cross-section for D-T reactions is much higher.]
  376. >If the reactor is optmized (run in a He3 rich mode) the number 
  377. >of neutrons can be minimized. The neutron power can be as low 
  378. >as about 5% of the total. However, in a 1000 megawatt reactor, 
  379. >5% is 50 MW of neutron power. That is [still] a lot of neutron 
  380. >irradiation. This lower neutron level helps in designing 
  381. >structural elements to withstand neutron bombardment, but it 
  382. >still has radiation consequences.
  383. >
  384. >On the other hand, it is my understanding that the p-B11 reaction 
  385. >is completely neutron free, but of course it is much harder 
  386. >to light.
  387.  
  388.  
  389. *** I.  What sort of fusion reactor is the sun?
  390.  
  391. Fortunately for life on earth, the sun is an aneutronic fusion
  392. reactor, and we are not continually bombarded by fusion neutrons.
  393. Unfortunately, the aneutronic process which the sun uses is 
  394. extremely slow and harder to do on earth than any of the reactions
  395. mentioned above.  The sun long ago burned up the "easy" deuterium
  396. fuel, and is now mostly ordinary hydrogen.  Now hydrogen has a
  397. mass of one (it's a single proton) and helium has a mass of four
  398. (two protons and two neutrons), so it's not hard to imagine sticking
  399. four hydrogens together to make a helium.  There are two major
  400. problems here:  the first is getting four hydrogens to collide 
  401. simultaneously, and the second is converting two of the four protons
  402. into neutrons.  
  403.  
  404. The sun evades the first problem, and solves the second, by using a 
  405. catalyzed cycle:  rather than fuse 4 protons directly, it fuses a 
  406. proton to an atom of carbon-12, creating nitrogen-13; the N-13 emits 
  407. a neutrino and a positron (an antielectron, that is an electon with
  408. positive instead of negative charge) and becomes carbon-13.  
  409. (Effectively, the Carbon-12 converted the proton to a 
  410. neutron + positron + neutrino, kept the neutron, and became C-13).  
  411. The C-13 eventually fuses with another proton to become N-14.  
  412. N-14 then fuses with a proton to become oxygen-15.  Oxygen-15 decays 
  413. to N-15 (emitting another positron), and N-15 plus another proton 
  414. yields carbon-12 plus a helium-4 nucleus, (aka an alpha particle).  
  415. Thus 4 protons are tacked one by one onto heavier elements, two of 
  416. the protons are converted to neutrons, and the result is production
  417. of helium and two positrons.  (The positrons will undergo 
  418. matter-antimatter annihilation with two electrons, and the result
  419. of the whole process is formation of a helium, two neutrinos, and
  420. a bunch of gamma rays.  The gamma rays get absorbed in the solar 
  421. interior and heat it up, and eventually the energy from all this 
  422. fusion gets emitted as sunlight from the surface of the sun.)
  423.  
  424. The whole process is known as the carbon cycle; it's catalyzed
  425. because you start with carbon and still have carbon at the end.
  426. The presence of the carbon merely makes it possible to convert
  427. protons to helium.  The process is slow because it's difficult
  428. to fuse protons with carbon and nitrogen, and the positron-emitting
  429. nuclear decays are also slow processes, because they're moderated
  430. by the weak nuclear force.
  431.  
  432.  
  433. *** J.  Why is it so hard to create controlled man-made fusion 
  434. reactions?
  435.  
  436. In order to get two nuclei to fuse, you basically have to get
  437. them to collide energetically.  It turns out that colliding two
  438. beams of particles yields mostly scattering collisions, and few
  439. fusion reactions.  Similarly, blasting a stationary target with
  440. a beam of energetic ions also yields too little fusion.  
  441.  
  442. The upshot is that one must find some way to confine hot, 
  443. energetic particles so that they can collide many many times,
  444. and finally collide in just the right way, so that fusion occurs.
  445. The temperatures required are upwards of 100 million degrees 
  446. (Kelvin - it would be about 200 million Fahrenheit!).  At these
  447. temperatures, your fusion fuel will melt/evaporate any material
  448. wall.  So the big difficulties in fusion are (a) getting 
  449. the particles hot enough to fuse, and (b) confining them long
  450. enough so that they do fuse.
  451.  
  452.  
  453. *** K.  What is plasma physics, and how is it related to fusion?
  454.  
  455. Plasma physics is the area of physics which studies ionized 
  456. gases and their properties.  In most conventional types of fusion 
  457. (muon-catalyzed fusion being the major exception), one must heat 
  458. the fusion fuel to extremely high temperatures.  At these 
  459. temperatures, the fuel atoms collide so much and so hard that 
  460. many electrons are knocked loose from their atoms.  The result 
  461. is a soup of ionized atoms and free electrons: a plasma.
  462.  
  463. In order to achieve the conditions required for controlled 
  464. fusion, an understanding of how plasmas behave (and particularly 
  465. how to confine and heat them) is often essential.
  466.  
  467.  
  468. *** L.  Just how hot and confined do these plasmas need to be?
  469. (Or, what conditions are needed for controlled fusion?)
  470.  
  471. Basically, the hotter your plasma, the more fusion you will have,
  472. because the more ions will be flying around fast enough to stick
  473. together.  (Although actually you can go *too* fast, and the atoms
  474. then start to whiz by too quickly, and don't stick together long 
  475. enough to fuse properly.  This limit is not usually achieved in 
  476. practice.)  The more dense your plasma is, the more ions there are
  477. in a small space, and the more collisions you are likely to have.
  478. Finally, the longer you can keep your plasma hot, the more likely
  479. it is that something will fuse, so duration is important too.  More
  480. importantly, the slower your plasma loses energy, the more likely
  481. it is that it will be able to sustain its temperature from internal
  482. fusion reactions, and "ignite."  The ratio of fusion energy
  483. production to plasma energy loss is what really counts here.
  484.  
  485. Hotness is measured by temperature, and as explained above, the
  486. D-T fuel cycle (the easiest) requires temperatures of about 10 keV,
  487. or 100,000,000 degrees kelvin.  Density is typically measured in 
  488. particles-per-cubic centimeter or particles-per-cubic meter.
  489. The required density depends on the confinement duration.
  490.  
  491. The Lawson product, defined as (density)*(confinement time) is a 
  492. key measure of plasma confinement, and determines what 
  493. combinations of density and energy confinement will give you 
  494. fusion at a given temperature.  It is important to note that 
  495. what you must confine is the *energy* (thermal energy) stored 
  496. in the plasma, and not necessarily the plasma particles.  
  497.  
  498. There's a lot of subtlety here; for instance, you want to 
  499. confine your fuel ions as well as their energy, so that they
  500. stick around and fuse, but you *don't* want to confine the 
  501. "ash" from the reactions, because the ash needs to get out 
  502. of the reactor...  But you'd like to get the *energy*
  503. out of the ash to keep your fuel hot so it will fuse better!
  504. (And it gets even more complicated than that!)
  505.  
  506. Regardless, it's true that for a special value of the Lawson 
  507. product, the fusion power produced in your plasma will just 
  508. balance the energy losses as energy in the plasma becomes 
  509. unconfined, and *ignition* occurs.  That is, as long as 
  510. the plasma fuel stays around, the plasma will keep itself 
  511. hot enough to keep fusing.
  512.  
  513. A simple analogy here is to an ordinary fire.  The fire won't
  514. burn unless the fuel is hot enough, and it won't keep burning
  515. unless the heat released by burning the fuel is enough to keep
  516. the fuel hot enough.  The flame continually loses heat, but 
  517. usually this loss is slow enough that the fire sustains itself.
  518. You can accelerate the heat loss, however, by pouring water
  519. on the fire to cool it quickly; this puts the fire out.
  520.  
  521. In fusion, the plasma continually loses heat, much as a fire 
  522. gives off heat, and if the plasma loses heat faster than heat
  523. is produced by fusion, it won't stay hot enough to keep burning.
  524. In fusion reactors today, the plasmas aren't quite confined well
  525. enough to sustain burning on their own (ignition), so we get
  526. them to burn by pumping in energy to keep them hot.  This is sort
  527. of like getting wet wood to burn with a blowtorch (this last analogy 
  528. is usually credited to Harold Furth of PPPL).
  529.  
  530. For the D-T fuel cycle, the Lawson ignition value for a temperature 
  531. of about 200,000,000 Kelvin is roughly 5E20 seconds-particles/m^3.  
  532. Current fusion reactors such as TFTR have achieved about 1/10th of
  533. this - but 20 years ago they had only achieved 1/100,000th of this!
  534.  
  535. How can we improve the Lawson value of a plasma further, so we get 
  536. even closer to fusion ignition?  The trick is to keep the heat in the 
  537. plasma for as long as possible.  As an analogy to this problem, 
  538. suppose we had a thermos of coffee which we want to keep hot.  We can 
  539. keep the thermos hotter longer by (a) using a better type of 
  540. insulation, so that the heat flows out more slowly, or (b) using 
  541. thicker insulation, so the heat has farther to go to escape, and
  542. therefore takes longer to get out.
  543.  
  544. Going back to the fusion reactor, the insulation can be improved by 
  545. studying plasmas and improving their insulating properties by 
  546. reducing heat transport through them.  And the other way to boost
  547. the Lawson value is simply to make larger plasmas, so the energy
  548. takes longer to flow out.  Scientists believe it's technically
  549. feasible to build a power-producing fusion reactor with high
  550. Lawson value *Right Now*, but it would have to be large, so large 
  551. in fact that it would cost too much to be able to make electricity
  552. economically.  So we're studying plasmas and trying to figure out
  553. how to make them trap energy more efficiently.
  554.  
  555.  
  556. *** M.  What are the basic approaches used to heat and confine 
  557. the plasma?  (Or, what is magnetic confinement?  
  558. Inertial confinement?)
  559.  
  560. There are three basic ways to confine a plasma.  The first is 
  561. the method the sun uses:  gravity.  If you have a big enough
  562. ball of plasma, it will stick together by gravity, and be
  563. self-confining.
  564.  
  565. Unfortunately for fusion researchers, that doesn't work here on
  566. earth.  The second method is that used in nuclear fusion bombs:
  567. you implode a small pellet of fusion fuel.  If you do it quickly
  568. enough, and compress it hard enough, the temperature will go way
  569. up, and so will the density, and you can exceed the Lawson 
  570. ignition value despite the fact that you are only confining your
  571. pellet for nanoseconds.  Because the inertia of the imploding
  572. pellet keeps it momentarily confined, this method is known as
  573. inertial confinement.
  574.  
  575. The third method uses the fact that charged particles placed in
  576. a magnetic field will gyrate in circles.  If you can arrange the
  577. magnetic field carefully, the particles will be trapped by it.
  578. If you can trap them well enough, the plasma energy will be
  579. confined.  Then you can heat the plasma, and achieve fusion with
  580. more modest particle densities.  This method is known as 
  581. magnetic confinement.  Initial heating is achieved by a 
  582. combination of microwaves, energetic/accelerated particle beams, 
  583. and resistive heating from currents driven through the plasma.
  584. (Once the Lawson ignition value is achieved, the plasma becomes
  585. more-or-less self-heating.)  In magnetic confinement, the plasma 
  586. density is typically about 1E20 particles per cubic meter, and with
  587. a temperature of about 1E8 kelvin, we see that ignition could be
  588. achieved with a confinement time of about 4 seconds.  (All these 
  589. numbers in reality vary by factors of 2 or 3 from the rough values 
  590. I've given.)  Currently, magnetic-confinement reactors are about 
  591. a factor of ten short of the ignition value.  (TFTR has an
  592. energy confinement time of 0.25 seconds during its best shots.)  
  593.  
  594. More information on these different approaches is given in the
  595. sections that follow.
  596.  
  597.  
  598.  
  599.  
  600.