EQUAÇÃO DE GRACELI.. PARA INTERAÇÕES DE ONDAS E INTERAÇÕES DAS FORÇAS FUNDAMENTAIS.

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G* =  = [          ] ω  , ,  / T]  / c [    [x,t] ]  = 

1 / G* =  = [          ] ω  , ,  / T] / c [    [x,t] ] [-1] = 

G* = = OPERADOR DE GRACELI = Em mecânica quântica, o OPERADOR DE GRACELI [ G* =]  é um operador cujo observável corresponde à  ENERGIA TOTAL DO SISTEMA , TODAS AS INTERAÇÕES INCLUINDO TODAS AS INTERAÇÕES DAS FORÇAS FUNDAMENTAIS [AS QUATRO FORÇAS] [ELETROMAGNÉTICA, FORTE, FRACA E GRAVITACIONAL], INTERAÇÕES SPINS-ÓRBITAS, ESTRUTURRA ELETRÔNICA DOS ELEMENTOS QUÍMICOS, TRANSFORMAÇÕES, SISTEMAS DE ONDAS QUÂNTICAS, MOMENTUM MAGNÉTICO de cada elemento químico e partícula, NÍVEIS DE ENERGIA , número quântico , e o  sistema GENERALIZADO GRACELI.

COMO TAMBÉM ESTÁ RELACIONADO A TODO SISTEMA CATEGORIAL GRACELI, TENSORIAL GRACELI DIMENSIONAL DE GRACELI..

Energia de fusão é uma forma proposta de geração de energia que geraria eletricidade usando o calor das reações de fusão nuclear. Em um processo de fusão, dois núcleos atômicos mais leves se combinam para formar um núcleo mais pesado, enquanto liberam energia. Dispositivos projetados para aproveitar essa energia são conhecidos como reatores de fusão.^[1]

Os processos de fusão requerem combustível e um ambiente confinado com temperatura, pressão e tempo de confinamento suficientes para criar um plasma no qual a fusão possa ocorrer. A combinação desses fatores que resulta em um sistema produtor de energia é conhecida como critério de Lawson. Nas estrelas, o combustível mais comum é o hidrogênio, e a gravidade proporciona tempos de confinamento extremamente longos que atingem as condições necessárias para a produção de energia de fusão. Os reatores de fusão propostos geralmente usam isótopos de hidrogênio pesados, como deutério e trítio (e especialmente uma mistura dos dois), que reagem mais facilmente do que o prótio (o isótopo de hidrogênio mais comum), para permitir que eles atinjam os requisitos do critério de Lawson com condições menos extremas . A maioria dos projetos visa aquecer seu combustível a cerca de 100 milhões de graus, o que representa um grande desafio na produção de um projeto bem-sucedido.

Como fonte de energia, espera-se que a fusão nuclear tenha muitas vantagens sobre a fissão, como radioatividade reduzida em operação e poucos resíduos nucleares de alto nível, amplo suprimento de combustível e maior segurança. No entanto, a combinação necessária de temperatura, pressão e duração provou ser difícil de produzir de maneira prática e econômica. Uma segunda questão que afeta reações comuns é o gerenciamento de nêutrons que são liberados durante a reação, que ao longo do tempo degradam muitos materiais comuns usados na câmara de reação.

Os pesquisadores da fusão investigaram vários conceitos de confinamento. A ênfase inicial estava em três sistemas principais: z-pinch, stellarator e espelho magnético. Os projetos líderes atuais são o tokamak e o confinamento inercial (ICF) por laser. Ambos os projetos estão sob pesquisa em escalas muito grandes, principalmente o ITER tokamak na França e o laser National Ignition Facility (NIF) nos Estados Unidos. Os pesquisadores também estão estudando outros projetos que podem oferecer abordagens mais baratas. Entre essas alternativas, há crescente interesse na fusão de alvos magnetizados e confinamento eletrostático inercial, e novas variações do stellarator.

Contexto

O Sol, como outras estrelas, é um reator de fusão natural, onde a nucleossíntese estelar transforma elementos mais leves em elementos mais pesados com a liberação de energia.

Energia de ligação para diferentes núcleos atômicos. Ferro-56 tem o mais alto, tornando-o o mais estável. Os núcleos à esquerda tendem a liberar energia quando se fundem (fusão); os da extrema direita provavelmente serão instáveis e liberarão energia quando se dividirem (fissão).

Mecanismo

Ver artigo principal: Fusão nuclear

As reações de fusão ocorrem quando dois ou mais núcleos atômicos se aproximam o suficiente por tempo suficiente para que a força nuclear que os une exceda a força eletrostática que os separa, fundindo-os em núcleos mais pesados. Para núcleos mais pesados que o ferro-56, a reação é endotérmica, exigindo um aporte de energia.^[2]

A força forte atua apenas em distâncias curtas (no máximo um femtômetro, o diâmetro de um próton ou nêutron), enquanto a força eletrostática repulsiva entre os núcleos atua em distâncias maiores. Para sofrer a fusão, os átomos de combustível precisam receber energia cinética suficiente para se aproximarem o suficiente para que a força forte supere a repulsão eletrostática. A quantidade de energia cinética necessária para aproximar os átomos do combustível é conhecida como a "barreira de Coulomb". As maneiras de fornecer essa energia incluem acelerar os átomos em um acelerador de partículas ou aquecê-los a altas temperaturas.

Uma vez que um átomo é aquecido acima de sua energia de ionização, seus elétrons são removidos, deixando apenas o núcleo nu. Esse processo é conhecido como ionização e o núcleo resultante é conhecido como íon. O resultado é uma nuvem quente de íons e elétrons livres anteriormente ligados a eles conhecida como plasma. Como as cargas são separadas, os plasmas são eletricamente condutores e controláveis magneticamente. Muitos dispositivos de fusão aproveitam isso para confinar as partículas à medida que são aquecidas.

Seção de choque

A taxa de reação de fusão aumenta rapidamente com a temperatura até maximizar e depois diminui gradualmente. A taxa de fusão deutério-trítio atinge o pico a uma temperatura mais baixa (cerca de 70 keV, ou 800 milhões de kelvin) e em um valor mais alto do que outras reações comumente consideradas para energia de fusão.

A seção de choque de uma reação, denotada σ, mede a probabilidade de que uma reação de fusão aconteça. Isso depende da velocidade relativa dos dois núcleos. Velocidades relativas mais altas geralmente aumentam a probabilidade, mas a probabilidade começa a diminuir novamente em energias muito altas.^[3]

Em um plasma, a velocidade das partículas pode ser caracterizada usando uma distribuição de probabilidade . Se o plasma é termalizado, a distribuição se parece com uma curva de Gauss, ou distribuição de Maxwell-Boltzmann. Nesse caso, é útil usar a seção transversal média das partículas sobre a distribuição de velocidade. Isso é inserido na taxa de fusão volumétrica:^[4]

${\displaystyle P_{\text{fusão}}=n_{A}n_{B}\langle \sigma v_{A,B}\rangle E_{\text{fusão}}}$

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G* =  = [          ] ω  , ,  / T]  / c [    [x,t] ]  = 

Onde:

• ${\displaystyle P_{\text{fusão}}}$ é a energia produzida por fusão, por tempo e volume
• n é a densidade numérica de A ou B, das partículas no volume
• ${\displaystyle \langle \sigma v_{A,B}\rangle }$ é a seção transversal dessa reação, média de todas as velocidades dos dois v
• ${\displaystyle E_{\text{fusão}}}$ é a energia liberada por essa reação de fusão.

Critério Lawson

O critério de Lawson mostra como a produção de energia varia com a temperatura, densidade, velocidade de colisão para qualquer combustível. Essa equação foi central para a análise de John Lawson da fusão trabalhando com um plasma quente. Lawson assumiu um balanço de energia, mostrado abaixo.^[4]

${\displaystyle P_{\text{fora}}=\eta _{\text{captura}}\left(P_{\text{fusão}}-P_{\text{condução}}-P_{\text{radiação}}\right)}$

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G* =  = [          ] ω  , ,  / T]  / c [    [x,t] ]  = 

Onde:

• ${\displaystyle P_{\text{fora}}}$ é a potência líquida da fusão
• ${\displaystyle \eta _{\text{captura}}}$ é a eficiência de capturar a saída da fusão
• ${\displaystyle P_{\text{fusão}}}$ é a taxa de energia gerada pelas reações de fusão
• ${\displaystyle P_{\text{condução}}}$ é a perda de condução à medida que a massa energética deixa o plasma
• ${\displaystyle P_{\text{radiação}}}$ é as perdas de radiação à medida que a energia sai como luz.

Nuvens de plasma perdem energia por condução e radiação.^[4] A condução ocorre quando íons, elétrons ou partículas neutras impactam outras substâncias, normalmente uma superfície do dispositivo, e transferem uma parte de sua energia cinética para os outros átomos. A radiação é a energia que deixa a nuvem na forma de luz. A radiação aumenta com a temperatura. As tecnologias de energia de fusão devem superar essas perdas.

Uma colisão de Coulomb é uma colisão elástica binária entre duas partículas carregadas interagindo através de seu próprio campo elétrico. Como com qualquer lei do inverso do quadrado, as trajetórias resultantes das partículas em colisão é uma órbita Kepleriana hiperbólica. Este tipo de colisão é comum em plasmas onde a energia cinética típica das pertículas é grande o suficiente para produzir um desvio significativo das trajetórias iniciais das partículas em colisão, e o efeito cumulativo de muitas colisões é considerado como alternativa.

Tratamento matemático para plasmas

Em um plasma uma colisão de Coulomb raramente resulta em uma grande deflexão. O efeito acumulativo de muitas pequenas colisões, entretanto, é muitas vezes maior que o efeito das poucas colisões de grande ângulo, portanto, é instrutivo considerar a dinâmica da colisão no limite das pequenas deflexões.

Pode-se considerar um elétron de carga -e e massa m_e passando um íon estacionário de carga +Ze e muito maior massa a uma distância b com uma velocidade v. A força perpendicular é (1/4πε₀)Ze²/b² na maior aproximação e a duração do encontro é sobre b/v. O produto destas expressões dividida pela massa é a carga em velocidade perpendicular:

${\displaystyle \Delta m_{e}v_{\perp }\approx {\frac {Ze^{2}}{4\pi \epsilon _{0}}}\,{\frac {1}{vb}}}$

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G* =  = [          ] ω  , ,  / T]  / c [    [x,t] ]  =