Kjernefysisk fusjon

Fusjon av deuterium og tritium for å danne en heliumkjerne

Bindende energi per nukleon som en funksjon av massetallet

Når kjernefusjon er kjernefysiske reaksjoner refererer til operasjoner der to atomkjerner smelter sammen i en ny kjerne. Kjernefusjonsreaksjoner får solen og alle skinnende stjerner til å utstråle energi .

Tverrsnittet , målet for sannsynligheten for at kolliderende kjerner reagerer med hverandre, er av avgjørende betydning for etableringen av en fusjon . Tverrsnittet er vanligvis bare tilstrekkelig stort når de to kjernene kolliderer med hverandre med høy energi. Dette er nødvendig for å overvinne Coulomb-barrieren , den elektriske frastøtningen mellom de positivt ladede kjernene, eller for å tunnelere gjennom det smale maksimumet . Utover barrieren, i en avstand på bare ca. 10 ⁻¹⁵  m, dominerer tiltrekningen gjennom det sterke samspillet og kjernene smelter sammen.

Fusjonsreaksjoner kan være eksoterme (frigjør energi) eller endotermiske (absorberende energi). Eksoterme fusjonsreaksjoner kan opprettholde de høye temperaturene som er nødvendige for at den termiske energien kan føre til ytterligere fusjonsreaksjoner. Slike termonukleære prosesser foregår i stjerner og fusjonsbomber under ekstremt press. I motsetning til kjernefisjon er en kjedereaksjon med fusjonsreaksjoner ikke mulig.

Fusjonsreaksjonen vist ovenfor som en termonukleær prosess er ment å bli brukt i fremtiden for å generere elektrisitet i kjernefusjonsreaktorer : Kjernene i deuterium ( ² H) og tritium ( ³ H) smelter sammen til en heliumkjerne ( ⁴ He), frigjør et nøytron (n) og energi (3, 5  MeV + 14,1 MeV).

Figuren nedenfor viser bindingsenergien pr nukleon av de nuklider . Energi frigjøres med reaksjoner i stigende retning av kurven eller er nødvendig i tilfelle av fallende retning. Fusjonen av hydrogen (H) til helium-4 frigjør mye energi.

Kjernefusjonsforskning

Den første kjernefysiske reaksjonen som ble observert var en (endoterm) fusjonsreaksjon. Den ble oppdaget - lenge før kjernefysisk fisjon - av Ernest Rutherford i 1917 under eksperimenter med alfapartikler . Protoner med relativt høy energi ble funnet, som bare dukket opp når den bestrålte gassen inneholdt nitrogen. Denne kjernefysiske reaksjonen kalles i dagens notasjon ¹⁴ N (α, p) ¹⁷ O eller, skrevet i detalj:

${\ displaystyle {} ^ {14} \ mathrm {N} + {} ^ {4} \ mathrm {He} \, \ rightarrow \, {} ^ {17} \ mathrm {O} + {} ^ {1} \ mathrm {H} -1,2 \, \ mathrm {MeV}}$

Denne omdannelsen av nitrogen til oksygen , i likhet med alfa-forfallet , stred mot den klassiske teorien, ifølge hvilken Coulomb-barrieren bare kan overvinnes med tilstrekkelig energi. Det var ikke før 1928 at George Gamow var i stand til å forklare slike prosesser på bakgrunn av de nye kvantemekanikk med tunnel effekt .

Allerede i 1920 hadde Arthur Eddington foreslått fusjonsreaksjoner som en mulig energikilde til stjerner basert på presise målinger av isotopmasser av Francis William Aston (1919) . Siden det var kjent fra spektroskopiske observasjoner at stjerner i stor grad består av hydrogen , ble dets sammensmelting til helium vurdert her. I 1939 publiserte Hans Bethe ulike mekanismer for hvordan denne reaksjonen kunne finne sted i stjerner.

Den første fusjonsreaksjonen som ble utført spesielt i laboratoriet var bombingen av deuterium med deuteriumkjerner i 1934 av Mark Oliphant , Rutherfords assistent, og Paul Harteck . Fusjonen av denne hydrogenisotopen, som er sjelden i stjerner, forgrener seg i to produktkanaler:

${\ displaystyle {} ^ {2} \ mathrm {H} + {} ^ {2} \ mathrm {H} \, \ rightarrow \, {} ^ {3} \ mathrm {He} + {} ^ {1} \ mathrm {n} +3 {,} 3 \, \ mathrm {MeV}}$

${\ displaystyle {} ^ {2} \ mathrm {H} + {} ^ {2} \ mathrm {H} \, \ rightarrow \, {} ^ {3} \ mathrm {H} + {} ^ {1} \ mathrm {p} +4 {,} 0 \, \ mathrm {MeV}}$

Den tekniske bruken av termonuklear kjernefusjon ble først forfulgt med sikte på å utvikle militære våpen. Derfor fant denne forskningen seg i hemmelighet de første tiårene etter andre verdenskrig . USA hadde vært i besittelse av fission- basert atombomben siden 1945 og Sovjetunionen siden 1949 . I årene som fulgte utviklet Edward Teller og Stanislaw Ulam et konsept for å bygge en hydrogenbombe i USA , som er basert på kjernefysisk fusjon og lovet en betydelig høyere eksplosiv kraft. 1. november 1952 den første hydrogenbombe som heter Ivy Mike ble detonert i Eniwetok Atoll i Stillehavet. Dette ga bevis for at store mengder energi også kan frigjøres på jorden gjennom kjernefysisk fusjon.

Energibalanse

Er massen til kjernene eller partiklene som dannes i fusjonen mindre enn summen av massen til startkjernene, er masseforskjellen , som med en hvilken som helst kjernefysisk reaksjon på den fra Einstein, avledet masse-energi-ekvivalent formel frigjort i form av energi (som kinetisk energi til reaksjonsproduktene og muligens som elektromagnetisk stråling). Eksoterme, dvs. energigivende fusjonsreaksjoner, oppstår bare når lette kjerner smelter sammen, siden bindingsenergien per nukleon bare øker med økende massetall opp til grunnstoffet jern (isotop ⁵⁸ Fe). Imidlertid er det veldig stort i reaksjoner som genererer helium-4: Omdannelsen av ett gram deuterium-tritiumblanding i en kjernefusjonsreaktor vil produsere varmeenergi på rundt 100 megawatt timer (MWh) eller 12,3  tonn TCE . ${\ displaystyle \ Delta m}$ ${\ displaystyle E = \ Delta mc ^ {2}}$

De forrige eksperimentene med kontrollert termonuklear fusjon viser ennå ikke en positiv energibalanse. Den hittil mest suksessfulle har vært den britiske JET ( Joint European Torus ), som var i stand til å oppnå en toppeffekt på 16 MW i mindre enn et sekund. 65 prosent av den tilførte energien kan gjenvinnes som fusjonsenergi.

Stellar kjernefusjon

Proton-protonreaksjon og fortsettelse til dannelsen av He-4

I mange stjerner, som vår sol, er en lang fase med hydrogenforbrenning i begynnelsen av utviklingen. I løpet av denne perioden, som en hovedsekvensstjerne , smelter protoner , atomkjernene av hydrogen for å danne helium , og frigjør energi . I moderat store stjerner skjer dette hovedsakelig gjennom en kjede av reaksjoner kjent som proton-protonreaksjonen ; Ved høyere temperaturer blir Bethe-Weizsäcker-syklusen viktigere. I disse reaksjonskjedene dannes nøytrinoer med karakteristiske energifordelinger, hvis måling gir informasjon om det indre av solen.

Når hydrogen har blitt knappe i kjernen til en hovedsekvensstjerne, begynner fusjonen av helium . På grunn av sin masse genererer større stjerner også større gravitasjonstrykk, noe som betyr at tetthet og temperatur når høyere verdier, og til slutt blir tyngre elementer også opprettet gjennom fusjon. Denne prosessen fører til kjerner i området maksimum bindingsenergi per nukleon (massetall rundt 60, med utvidelser opp til ca. 70). Elementer med enda større massetall kan imidlertid ikke lenger opprettes på denne måten, siden slike fusjoner i økende grad er endotermiske , dvs. H. gir mindre energi enn de trenger for eget vedlikehold. De dannes av nøytron ( s og r-prosess ) og protonakkumulering ( p-prosess ) (se supernova, kjernekollaps ).

Fusjonsreaksjoner med forskjellige utgangsmaterialer krever forskjellige temperaturer. Ulike reaksjoner finner sted etter hverandre i stjerner. Når drivstoffet blir brukt opp til en reaksjon, trekker stjernen seg sammen, noe som øker den sentrale temperaturen. En ny reaksjon som krever denne høyere temperaturen kan da starte.

Kjernefusjonsreaksjoner for teknisk energiproduksjon

Mulige inngangsmaterialer og reaksjoner

PP-reaksjonen er altfor treg for teknisk termonuklear bruk. Selv i solens kjerne er den gjennomsnittlige levetiden til en proton til den reagerer i størrelsesorden ti milliarder år. Men også alle fusjonsreaksjoner som kommer i tvil for teknisk bruk finner sted mellom veldig lette atomkjerner, og deres energiforsterkning forklares med generering av helium-4 kjerner med sin høye bindingsenergi per nukleon. En av reaksjonene som er vurdert, proton-bor-11-reaksjonen (siste linje i tabellen nedenfor), er ikke en fusjon i det hele tatt i betydningen av definisjonen ovenfor - det oppstår ingen kjerne som er tyngre enn startkjernen - men den produserer det samme for hvert reagerende kjernepar tre helium-4 kjerner. Denne reaksjonen regnes vanligvis som en del av "atomfusjon".

Konseptene for kjernefusjonsreaktorer er basert på fusjon av deuterium og tritium, heretter referert til som DT. Andre fusjonsreaksjoner ville ha fordeler i forhold til DT, spesielt med hensyn til radioaktivitet som følge av aktivering av veggmaterialene eller lettere utnyttelse av reaksjonsenergien. På grunn av den mindre energiforsterkningen per individuell reaksjon, behovet for betydelig høyere plasmatemperaturer eller mangel på tilgjengelighet av utgangsmaterialene, representerer de foreløpig bare teoretiske muligheter for energiproduksjon.

Tabellen nedenfor viser mulige drivstoff, reaksjonsprodukter og frigitt energi. Når det gjelder reaksjoner med forskjellige mulige sluttprodukter, er prosentandelen av reaksjonskanalene gitt.

Hvis det bare er to produktpartikler, har de de spesifiserte, veldefinerte kinetiske energiene i henhold til kinematikken (hvis støtenergien i inngangskanalen blir neglisjert) . I tilfelle reaksjoner med mer enn to produktpartikler, derimot, kan bare den totale frigitte energien oppgis.

Nei.	Råvarer				Produkter
(1)	2 D	+	3 T	→	4 Han  (3,5  MeV )	+	n 0  (14,1 MeV)
(2a)	2 D	+	2 D	→	3 T (1,01 MeV)	+	p +  (3,02 MeV)	(til 50%)
(2 B)	2 D	+	2 D	→	3 Han (0,82 MeV)	+	n 0  (2,45 MeV)	(til 50%)
(3)	2 D	+	3 Han	→	4 Han (3,6 MeV)	+	p +  (14,7 MeV)
(4)	3 T	+	3 T	→	4 Han	+	2 n	+ 11,3 MeV
(5)	3 Han	+	3 Han	→	4 Han	+	2 s	+ 12,9 MeV
(6a)	3 Han	+	3 T	→	4 Han	+	s	+	n	+ 12,1 MeV	(til 57%)
(6b)	3 Han	+	3 T	→	4 Han (4,8 MeV)	+	2 D (9,5 MeV)				(til 43%)
(7a)	2 D	+	6 li	→	2  4 Han (11,2 MeV hver)
(7b)				→	3 Han	+	4 Han	+	n	+ 1,8 MeV
(7c)				→	7 Li (0,6 MeV)	+	p (4,4 MeV)
(7d)				→	7 Be  (0,4 MeV)	+	n (3,0 MeV)
(8.)	s	+	6 li	→	4 Han (1,7 MeV)	+	3 Han (2.3 MeV)
(9)	3 Han	+	6 li	→	2  4 Han	+	s	+ 16,9 MeV
(10)	s	+	11 B	→	3  4 Han	+	8.7 MeV

Deuterium / tritium

For kjernefusjonsreaktorer på jorden er en blanding av like deler av hydrogenisotopene deuterium (D) og tritium (T) det klart mest lovende drivstoffet. For at denne fusjonsreaksjonen - reaksjon (1) i tabellen over - skal skje uavhengig, må Lawson-kriteriet (en minimumsverdi for produktet av temperatur, partikkeltetthet og energiinkluderingstid ) være oppfylt. Dette resulterer i en ønsket temperatur på ca. 150 millioner K (ti ganger høyere enn i solens kjerne) og et trykk på noen få bar (flere størrelsesordener lavere enn i solens kjerne). Med disse teknisk oppnåelige verdiene er tverrsnittet av DT-reaksjonen mye større enn for det første trinnet i proton-protonreaksjonen.

For å bruke DT-reaksjonen som en energikilde på jorden, utvikles fusjonsreaktorer med magnetisk inneslutning av plasmaet i internasjonalt samarbeid , hvor hovedmålet hittil (2020) er å generere et stabilt plasma. Hydrogen, deuterium eller blandinger derav brukes nesten utelukkende til dette formålet, og radioaktivt tritium brukes bare i sjeldne tilfeller. De fleste plasmafysiske og tekniske problemer knyttet til oppvarming, stabilisering og diagnostikk kan undersøkes med hydrogen og deuterium. Den energien containment tid som kreves for å møte Lawson kriteriet har ennå ikke nådd; de forrige (fra og med 2016) testanleggene er for små til dette. DT-fusjonen har blitt demonstrert med JET i kort tid. En fysisk energivinst, i. H. en energiutslipp som overstiger energien som brukes til plasmaoppvarming, skal oppnås med ITER . Den første strømproduksjonen er planlagt med DEMO .

Deuterium / Deuterium

To reaksjonskanaler er omtrent like hyppige:

${\ displaystyle \ mathrm {D} + \ mathrm {D} \ \ rightarrow \ \ mathrm {p} + \ mathrm {T} +4 {,} 0 \; \ mathrm {MeV}}$

${\ displaystyle \ mathrm {D} + \ mathrm {D} \ \ rightarrow \ \ mathrm {n} + {} ^ {3} \! \, \ mathrm {He} +3 {,} 3 \; \ mathrm { MeV}}$

For et kraftverk er ulempene sammenlignet med DT den mye mindre energiforsterkningen og det mye mindre effektive tverrsnittet , noe som øker den nødvendige inneslutningstiden. Hvis omdannelsen av DD-reaksjonen er betydelig (spesielt i bomber), oppstår DT-reaksjonen som en påfølgende reaksjon, samt følgende reaksjoner:

${\ displaystyle \ mathrm {p} + \ mathrm {T} \ \ rightarrow \ {} ^ {4} \! \, \ mathrm {He} + \ gamma +19 {,} 8 \; \ mathrm {MeV}}$

${\ displaystyle \ mathrm {D} + \! ^ {3} \ mathrm {He} \ \ rightarrow \ \ mathrm {p} + {} ^ {4} \! \, \ mathrm {He} +18 {,} 3 \; \ mathrm {MeV}}$

${\ displaystyle \ mathrm {T} + \ mathrm {T} \ \ rightarrow \ 2 \, \ mathrm {n} + {} ^ {4} \! \, \ mathrm {He} +11 {,} 3 \; \ mathrm {MeV}}$

Deuterium / Helium-3 og Helium-3 / Helium-3

Den helium- 3-kjernen er speilet kjernen til tritium kjerne: for det inneholder 2 protoner og en nøytron stedet for 1 proton og 2 nøytroner. D- ³ He-reaksjonen (nr. (3) i tabellen), som allerede er oppført ovenfor som en etterfølgende reaksjon på deuterium-deuterium-fusjonen, gir følgelig en helium-4-kjerne og et proton med 15 MeV-energi. Imidlertid må den høyere frastøtningen av den dobbeltladede helium-3-kjernen overvinnes. Omdannelsen av protonens kinetiske energi til brukbar form ville være lettere enn med nøytronet. Samtidig vil deuteriumioner også reagere med hverandre for å danne protoner og tritium eller for å danne nøytroner og helium-3. Dette vil også produsere nøytroner. Hvis tritium ikke fjernes fra reaksjonsgassen, fører DT-reaksjoner også til frigjøring av nøytroner.

I en fusjonsreaktor som drives utelukkende med ³ He (reaksjon (5)) vil det være mye mindre radioaktivitet, siden det bare produseres en He-4-kjerne og protoner. Imidlertid vil du trenge for svaret

${\ displaystyle \ mathrm {^ {3} He + \! ^ {3} He \ \ rightarrow \ ^ {4} He + \ 2 \ p + 12.9 \; MeV}}$

enda større frastøtende krefter blir overvunnet. Ved de høye temperaturene i plasmaet vil tritium skyldes invers beta-forfall fra He-3 og elektroner med en viss reaksjonshastighet .

En grunnleggende vanskelighet ligger i tilgjengeligheten av He-3, som bare er tilgjengelig i små mengder på jorden. Større mengder He-3 har blitt oppdaget i månestein. For en mulig utvinning på månen og transport til jorden, må den tekniske gjennomførbarheten bevises og kostnads ​​/ nytte-forholdet veies.

Andre mulige drivstoff

Sammenlignet med nærliggende nuklider har He-4 atomkjernen en spesielt høy bindingsenergi per nukleon; Dette forklarer den store energiforsterkningen til DT-reaksjonen (se ovenfor), og derfor kan andre reaksjoner med lettere nuklider, så langt de produserer He-4, tenkes som en energikilde. Imidlertid er det enda vanskeligere å skape de nødvendige forholdene fordi frastøtingen mellom de flerladede atomkjernene er sterkere enn den mellom hydrogenkjernene. Et eksempel er bor-protonreaksjonen (nr. (10))

${\ displaystyle \ mathrm {^ {11} B + \! p \ \ rightarrow \ 3 \ ^ {4} He + 8.7 \; MeV}}$.

I likhet med ³ He- ³ He-reaksjonen, ville det ha fordelen av å ikke frigjøre noen nøytroner. For dem, sammenlignet med DT-reaksjonen, ville temperaturen måtte være omtrent ti ganger høyere og inneslutningstiden 500 ganger lenger. På grunn av de høye temperaturene som kreves og kjerneladningen til bor, representerer energitapene til fusjonsplasmaet gjennom bremsstrahlung en fysisk grense som hittil har vært uoverstigelig.

Kjernefusjon med polariserte partikler

Reaksjonshastighetene for fusjonsreaksjonene avhenger av en mulig spinnpolarisering av ionene som er involvert. For eksempel kan tverrsnittet av DT eller D- ³ He-fusjonsreaksjonen økes med en faktor på opptil 1,5 hvis spinnene til de involverte partiklene er justert parallelt. I tillegg kan de foretrukne retninger for utslipp av reaksjonsproduktene påvirkes. I prinsippet vil dette forenkle energiutvinningen noe og øke levetiden til de tomme delene. Det er imidlertid uklart hvordan mengdene polarisert drivstoff som kreves for reaktordrift kan produseres, føres inn i plasmakaret og beskyttes der mot depolarisasjonseffekter.

Tekniske applikasjoner

Kraftproduksjon

I internasjonalt samarbeid forskes det på om og hvordan fusjonsenergi kan brukes til å generere elektrisitet . Fra dagens perspektiv forventes ikke den første økonomisk levedyktige reaktoren før 2050 hvis de teknologiske hindringene kan overvinnes og den politiske avgjørelsen til fordel for den nye teknologien bør tas. Forutsatt at fossile brensler presses tilbake på grunn av deres skadelige effekter på klimaet og at kjernefusjon derfor er økonomisk konkurransedyktig, kan den nye teknologien, ifølge dagens kunnskap, brukes i stor skala i siste kvartal av det 21. århundre.

Fysisk forskning, nøytronkilder

Som andre kjernefysiske reaksjoner, kan fusjonsreaksjoner utføres ved hjelp av partikkelakseleratorer i laboratoriet for fysiske forskningsformål. Ovennevnte deuterium-tritiumreaksjon brukes til å generere raske frie nøytroner. Den Farnsworth-Hirsch Fusor er også en kilde til gratis nøytroner for forskning og tekniske formål.

våpen

I hydrogenbomber foregår deuterium-tritiumreaksjonen på en ukontrollert måte, hvor tritium vanligvis bare blir ekstrahert fra litium under eksplosjonen. Den største hydrogenbomben som noen gang er testet, tsarbomben , oppnådde en eksplosiv kraft på 57 megaton TNT. Men mange atombomber inneholder også noen få gram av en deuterium-tritium-blanding inne i den hule sfæren laget av atomeksplosiver. Når kjedereaksjonen har startet, varmes den opp tilstrekkelig til å starte kjernefusjonen. Nøytronene som frigjøres i stort antall forsterker kjedereaksjonen i atomeksplosivet.

Siden opphør av atomvåpen prøvesprengninger, har spørsmål om funksjonssikkerhet og videreutvikling av fusion våpen blitt undersøkt ved hjelp av datasimuleringer, blant annet. De nøyaktige materialparametrene som kreves for dette bestemmes blant annet gjennom eksperimenter med laserdrevet treghetsfusjon .

Se også

Cold fusion er navnet på kjernefusjonsreaksjoner uten varmt plasma. Dette bør holde innsatsen i å generere energi ved hjelp av kjernefusjon håndterbar. De fleste prosessene (unntatt f.eks. Pyrofusjon , som fungerer i prinsippet, men bare kan brukes som en nøytronkilde, men ikke til energiproduksjon) viste seg å være patologisk vitenskap uten noen egentlig funksjon eller praktisk bruk , selv i den korte hypen av 1980-tallet .

litteratur

• Alexander M. Bradshaw , Thomas Hamacher: Nuclear Fusion - A Sustainable Energy Source of the Future . Naturwissenschaftliche Rundschau 58 (12), s. 629-637 (2005), ISSN  0028-1050

weblenker

Wiktionary: Nuclear fusion  - forklaringer på betydninger, ordets opprinnelse, synonymer, oversettelser

• TAB-arbeidsrapport nr. 075. Berlin 2002 om kjernefusjon , Kontor for teknologivurdering ved det tyske forbundsdagen
• Drømmen om kjernefysisk fusjon fra TV-serien Hitec , 23. mars 2009
• Trenger vi kjernefusjon? fra alpha-Centauri TV-serien(ca. 15 minutter). Første sending 2. februar 2003.
• Thomas Klinger : Hva gjør atomfusjon og hvor trygt er det? Intervjuer: Susanne Päch. hyperraum.tv 2012.
• Princeton Plasma Physics Laboratory (PPPL): Fusion Basics . Hentet 24. september 2013.
• Max Planck Institute for Plasma Physics : Hva er atomfusjon? . Hentet 24. september 2013.
• Global Warming by Anthropogenic Heat, et hovedproblem med fusjonsteknikker 2016

Individuelle bevis

1. ↑ Ernest Rutherford: Kollisjon av α-partikler med lysatomer. IV. En anomal effekt i nitrogen , Philosophical Magazine 37, 1919, s. 581-587. ( Publikasjonstekst )
2. ↑ Hans Bethe: Energiproduksjon i stjerner , Phys. Rev. 55, 1939, s. 434-456.
3. ↑ Rutherford, Oliphant, Paul Harteck: Transmutasjonseffekter observert med tungt hydrogen, Proc. Roy. Soc. A, bind 144, 1934, s. 692-703, og under samme tittel, Nature, bind 133, 1934, s. 413
4. ^ Oppdagelsen av DD fusion , EuroFusion, 2010
5. ↑ M. Keilhacker, JET Deuterium-Tritium resultater og deres implikasjoner, nettsiden til EUROfusion. Hentet 16. august 2016.
6. ↑ Michael Schirber, APS : Synopsis: Rare Fusion Reations Probed with Solar Neutrinos , 2012.
7. ^ Weston M. Stacey: Fusion. En introduksjon til fysikk og teknologi for magnetisk inneslutningsfusjon. 2010, s.1.
8. ↑ . H. Paetz gen Schieck : The status of Polarisert Fusion , Eur Phys.. J. 44 A, 2010, s. 321-354
9. ↑ Armin Grunwald, Reinhard Grünwald, Dagmar Oertel, Herbert Paschen: Sachstandsbericht Kernfusion. Kontor for teknologivurdering i det tyske forbundsdagen mars 2002, åpnet 9. oktober 2014 . 
10. ^ ITER og utover. Videre til DEMO http://www.iter.org/proj/iterandbeyond ( Memento fra 22. september 2012 i Internet Archive ) . ITER organisasjons nettsted. Hentet 4. juli 2013.
11. ↑ Hvorfor fusjonsforskning? - Kostnads arkiv lenke ( minnesmerke fra 9 april 2015 i Internet Archive ). EURO fusion nettsted . Hentet 1. november 2014.
12. ↑ En veikart for realisering av fusjonsenergi . EFDA-veikart
13. ^ Hvordan kjernefysiske våpen fungerer av Phillip R. Hays PhD LT USNR-R, atomvåpen / spesialvåpenoffiser, USS Oklahoma City CLG-5 1970–1972