最先端の物理学
核融合
核融合の条件を調べます。高温プラズマ中のイオンはマクスウェル・ボルツマン分布の裾野を介してクーロン障壁を越えます。温度と密度の役割を観察し、 の傾向を確かめます。
器具
- 熱運動するイオンを含む仮想プラズマ室
- クーロン障壁領域付きマクスウェル・ボルツマン分布のグラフ
- 相対温度・相対密度のスライダー
手順
イオン衝突を観察
図1「高温プラズマ中のイオン」でイオンの運動と衝突を見ます。ほとんどの衝突はクーロン反発で止まります。読み取り欄の現在の温度・密度を確認します。分布の高エネルギー裾にいるイオン（量子トンネル効果も助け）だけが融合できます。
温度を上げる
「相対温度」スライダーを上げ、図2のマクスウェル・ボルツマン分布が広がり高エネルギー裾が厚くなるのを見ます：。温度を少し上げるだけで障壁を越えられるイオン数は急増します —— 恒星や核融合炉が K を要する理由です。
密度を変えて比較
T を高く保ったまま「相対密度」を上げます。イオンが増えると毎秒の遭遇回数が増え、反応率は に比例します。(高温・低密度) と (中温・高密度) の2設定を比べ、同程度の反応数になり得ることを確認します。燃焼プラズマが超えるべき （ローソン条件）の示唆です。
シミュレーション
実験の歴史
1920年代、アーサー・エディントンは恒星が水素をヘリウムに融合してエネルギーを得ていると提案しましたが、古典的に計算される中心温度は低すぎるように見えました。1928年、ジョージ・ガモフ（独立にガーニー＝コンドン）は量子トンネル効果により原子核がクーロン障壁の頂より低いエネルギーで越えられることを説明しました。
1938〜39年、ハンス・ベーテは恒星を動かすCNOサイクルと陽子–陽子連鎖を解明し、1967年のノーベル賞につながりました。1950年代から人類は制御核融合を追い、ソ連のトカマク、ステラレーター、レーザー慣性閉じ込めへと発展。2022年には米NIFが投入レーザーエネルギーを上回る融合エネルギー放出を初めて記録しました。