秦嶺等離子體研究所裏面。看書否 m.kanshufou.com

    一眾研究員正在討論着這一次實驗的結果。

    「從實驗結果來看，中子壓榨法是可行的，不過原型機的設計依舊存在非常多問題需要我們解決。」費安明先開口說道。

    啪啪啪……眾人連忙鼓掌起來，中子壓榨法可以實現可控核聚變，這讓他們看到了人造太陽的曙光，而不是永遠的五十年。

    費安明壓壓手說道「現在我們先總結一下經驗，對於原型機進行改造。」

    所有人開始根據實驗出現的問題，進行全面的研究。

    「我建議不用dt反應，改用dd反應。」楊光明看了一會說道。

    「為什麼這麼說?」費安明問道。

    「畢竟我們採用中子壓榨法進行核聚變，和傳統的熱核聚變不一樣，溫度並不是中子壓榨法的第一影響因素，如果採用dd反應，那就不會多出一個中子了。」楊光明解釋道。

    「我認同用dd來代替dt作為反應材料。」劉靜觀也點了點頭，畢竟在恐怖中子壓榨機裏面，dt和dd的反應條件不會有太大變化。

    而兩者反應之後的產物卻有區別，dd不會產生自由中子，dt卻會產生一個自由中子。

    比如我們常見的恆星，事實它們就是由於本身超大的質量產生了極大的引力，進而產生極高的壓力，在這個作用下發生氫核聚變，聚變產物是氦，氫聚變成氦依然是絕大多數恆星的燃燒方式。

    不過恆星的核聚變是由於自生型壓力導致的，而中子壓榨機的核聚變是外生型壓力導致的。

    「另外就是，核聚變的反應程度，或者說反應次數，我們需要控制到哪一個階段?」楊光明接着提出一個問題。

    他之所以問這個問題，是因為氫核聚變主要途徑是質子鏈反應，從恆星核聚變的各個階段可以得出一些有用的結論。

    恆星氫核聚變到一定程度後，亮度會增強，體積會膨脹，會自發地進行氦核的聚變，進入氦反應階段。

    氦核反應的方式是he=c，個原子質量為的氦原子合併成一個碳原子。

    碳可以再捕獲一個氦核變成氧核，氧核也可以捕獲氦核變成氖核，但更困難一些。

    碳聚變（產物是鎂核）和氧聚變（產物是磷、硫）也將進行，但放熱的效率遠不及氫核聚變了。

    當聚變進行到矽聚變（產物是鐵核，原子序數）時，由於聚合成鐵以上的元素需要吸收能量，所以一般恆星通過正常的聚變反應，只能到達鐵原子這一步。

    從上面的恆星核聚變反應鏈條上來看，氫——氦——碳——氧——氖、鎂、硫、磷——矽——鐵，一條鏈條從輕到重。

    那這個過程之中會產生多少能量?

    非常簡單就可以計算出來，那就是氫原子到鐵原子的核聚變過程之中，損失了多少質量?這個損失的質量就是這個過程之中釋放出來的能量。

    如何計算從氫原子到鐵原子的核聚變反應之中損失了多少質量?

    我們都知道原子由於中子、中子、電子組成，其中計算原子質量的時候，電子可以忽略不計，也就是說原子質量＝中子質量+質子質量。

    中子的相對原子質量是00，而質子的相對原子質量是00。

    鐵原子由於個質子和0個中子構成，x00+0x00的結果就是，但是鐵原子相對原子質量是，這兩個數字的差值0就是鐵原子損失的質量。

    這個過程之中鐵原子損失了0的質量，不要小看0的質量。

    要知道從氫核聚變成為氦，這個過程之中損失的質量僅僅是0左右。

    實際上從氫原子的鐵原子的核聚變過程之中，產生的能量絕對比0的質量要多。

    為什麼?

    因為鐵原子由於個質子和0中子構成，假設由於dd反應開始，那就需要0個氘素才可以核聚變一個鐵原子，0個氘素之中還有個質子多出來，這些多的質子或者中子同樣攜帶着巨大的能量。

    劉靜觀想了想說道「我們最好一步一步來，先從氫核聚變到氦這個階段開始。」

    「我也這麼認為，先確認氫核聚變到氦這個階段的臨界數據。」費安明附和道。

    「如何發電也是一個