值得提一提的是，目前世界上所有国家实验和研究的核聚变，都处在第一代阶段，氘氚聚变。

缺点很明，那就是会产生高能中子，携带走大量核聚变能量时，同时还会破坏装置材料。

第二代则是氘和氦三的聚变，这个反应本身是不产生中子的，但其中既然有氘，那么氘氘反应之后也会产生中子，但优点是中子含量非常少。

第三代的话，就是氦三和氦三的聚变了，这种聚变完全不会产生中子，堪称是终极聚变。

当然，以上的聚变都是轻核聚变，之后，还有一些重核聚变，在超高温度和压强之下，可以进行硅到铁的聚变。

说白了，只要条件足够，连石头都可以烧。

不过，核聚变到铁元素就是尽头了，接着反应不会释放能量，而会xi收能量。

之后的反应则是中子捕捉之类的情况，形成比铁更重的元素，比如银元素、金元素，一般在高压多中子环境下发生。

最典型的，就是超新星爆炸。

所以说，判断一个恒星寿命最简单的办法，就是看它nei部铁元素和氢元素的多少，而这通过恒星光谱可以轻易知道。

这也是科学家们用来判断太阳寿命的办法。

环流三号的氘氚聚变，原料的质量比例为2:3，开始点火之后，环状的磁约束通道，开始迅速升温。

但同时为了保证超导体的特x，又得在极端的高温条件下，把超导体冷却到零下一百多度，甚至是两百多度。

一般来讲，磁约束聚变，要想搞起来，得满足两个基本条件。

第一是需要超强的磁场，用磁力约束高温的氘氚等离子体，这点基本上只有少数超导态的磁体才能满足。

而现目前大多数的超导体，都只能在ye氮温区nei，也就是零下196度往下的极端条件下存在，所以温度极低。

第二点，则需要加温氘氚原料，只有加温之后，氘氚元素才会变成等离子态，也就是电子neng离了原子核，形成了带负电的自由电子和带正电的离子。

再利用电荷的特x，将氘氚原料的正离子和电子分开，在磁x的约束下和电场的加速下，这些温度数千万度甚至上亿度的氘氚离子开始疯狂地在环状跑道里加速跑起来，运动起来。

接着，高速飙车的氘氚离子因为刹不住车了，就会相互发生mo_cha和碰撞。

如果碰撞躲避不过，那就等于出车祸了。

轰的一下，高温下的氘氚结He成了氦4和1个中子，释放出能量，核聚变便由此发生了。

当然，也可能是氘氘碰撞，生产氦三和一个中子，以及释放能量，但这种反应温度条件很苛刻，极少。

以上便是第一代核聚变的基本步骤和原理，当然，这些知识在网上随随便便都能查到，但实际上的核聚变*作，比这难了千倍万倍。

环流三号的控制室里，所有人在点火之后，都紧张地等待起来。

不久，环流三号停止运行，数据出来了。

本章未完...

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