Реферат: Термоядерные реакции
ОГЛАВЛЕНИЕ
Введение 3
Глава I:элементарные частицы и история
Немногоистории 5
Строениеатома 6
Глава II: термоядерныереакции
Видытермоядерных реакций 8
Протон-протоннаяреакция 9
Углеродно-азотныйцикл 10
Глава III:солнечная энергия
Термоядерныереакции на более тяжёлых элементах 14
Первыеопыты использования солнечной энергии 15
Преобразование солнечной энергии в теплоту, работу
иэлектричество 15
Заключение 18
Список используемойлитературы 19
ВВЕДЕНИЕ
Рождение энергетики произошло несколько миллионов леттому назад, когда люди научились использовать огонь. Огонь давал им тепло исвет, был источником вдохновения и оптимизма, оружием против врагов и дикихзверей, лечебным средством, помощником в земледелии, консервантом продуктов,технологическим средством и т.д.
На протяжении многих лет огонь поддерживался путемсжигания растительных энергоносителей (древесины, кустарников, камыша, травы,сухих водорослей и т.п.), а затем была обнаружена возможность использовать дляподдержания огня ископаемые вещества: каменный уголь, нефть, сланцы, торф.
Прекрасный миф о Прометее, даровавшем людям огоньпоявился в Древней Греции значительно позже того, как во многих частях светабыли освоены методы довольно изощренного обращения с огнем, его получением итушением, сохранением огня и рациональным использованием топлива.
Сейчас известно, что древесина — это аккумулированнаяс помощью фотосинтеза солнечная энергия. При сгорании каждого килограмма сухойдревесины выделяется около 20 000 к Дж тепла, теплота сгорания бурого угляравна примерно 13 000 кДж/кг, антрацита 25 000 кДж/кг, нефти и нефтепродуктов42 000 кДж/кг, а природного газа 45 000 кДж/кг. Самой высокойтеплотой сгорания обладает водород 120 000 кДж/кг.
Человечеству нужна энергия, причем потребности в нейувеличиваются с каждым годом. Вместе с тем запасы традиционных природных топлив(нефти, угля, газа и др.) конечны. Конечны также и запасы ядерного топлива — урана и тория, из которого можно получить в реакторах-размножителях плутоний.Практически неисчерпаемы запасы термоядерного топлива — водорода, и вот, в«атомный» век, учёные смогли контролировать ядерный распад атомов и использоватьбольшую энергию, выделяющуюся при этом процессе.
Эти реакции называются термоядерные. О них вдальнейшем и пойдёт речь. Само название уже говорит за себя, ведь слово«термоядерные» произошло от thermos, что означаеттемпература. Таким образом, термоядерные реакции — это реакции, протекающие прибольшой температуре, когда кинетическая энергия атомов играет значительнуюроль. Как дальше будет показано энергия, которая выделяется при термоядерныхреакциях, достигает колоссальных величин. Сейчас уже достоверно известно, чтотермоядерные реакции являются основным источником энергии в звёздах. Именно вних природа создаёт такие условия, при которых имеют место эти реакции.Основные примеры термоядерных реакций:протон-протонная цепочка (pp-цикл) и углеродно-азотный цикл Г. Бёте (CNO — цикл). В pp-циклечетыре протона образуют одно ядро гелия (при этом два протона должныпревратиться в нейтроны). Такое соединение протонов в ядро гелия может идтиразличными путями, но результат один и тот же. Энергия, выделяющаяся при однойреакции:
Е = Dm*c/>;
где Dm — это избыток массы четырех протонов над массойодного ядра гелия:
Е = (4*1,00727647 — 4,002603267)*931,5016 = 24,687 МэВна одно ядро.
Эта энергия достаточно впечатлительная величина, еслиучесть, что интенсивность протекания рр-цепочки в звёздах очень велика.
В CNO-цикле ядро атома углерода, с массовым числом 12,является катализатором, т. е. в результате нескольких реакций ядро углеродапоследовательно захватывает 4 протона и, испытывая ядерный распад, опятьстановится />С, испуская ядро He.
ГЛАВА I. ЭЛЕМЕНТАРНЫЕ ЧАСТИЦЫ И ИСТОРИЯ
НЕМНОГО ИСТОРИИ
В 1926 г. Эддингтон опубликовал своюкнигу «The Internal Constitution of the Stars»(«Внутреннее строение звёзд»). В этой книге были блестяще изложены представлениятого времени о физических основах процессов, происходивших в звёздах. СамЭддингтон внёс существенный вклад в формирование этих представлений. Ещё донего в принципе было ясно, как функционируют звёзды. Однако не было точноизвестно, откуда берётся энергия, которая поддерживает излучение звёзд.
Уже тогда было понятно, что богатое водородом звёздноевещество может быть идеальным источником энергии. Учёные знали, что припревращении водорода в гелий освобождается столько энергии, что Солнце и другиезвёзды могут светить миллиарды лет. Таким образом, было ясно, что еслиразобраться, в каких условиях идёт слияние атомов водорода, то был бы найденвеликолепный источник энергии звёзд. Однако наука тех лет была ещё очень далекаот того, чтобы осуществить превращение водорода в гелий в экспериментальныхусловиях.
Астрофизикамтого времени оставалось только верить, что звёзды представляют собой гигантскиеядерные реакторы. Действительно, нельзя было бы представить никакого другогопроцесса, который мог бы обеспечить энергией Солнца в течение миллиардов лет.Наиболее последовательно это мнение выразил Эддингтон. Он исходил измногочисленных и многократно повторённых измерений светимости звёзд, которыепроводили астрономы-наблюдатели. К сожалению, физики того времени считали, чтоатомные ядра в звёздах не могут реагировать друг с другом.
Эддингтон уже тогда смог рассчитать,какая температура должна наблюдаться в недрах Солнца. По его расчётам онадолжна составлять примерно 40 миллионов градусов. Такая температура, на первыйвзгляд очень высокой, но ядерщики считали, что её недостаточно для протеканияядерных реакций. При этой температуре атомы во внутренних областях солнцаперемещаются относительно друг друга со скоростями около 1000 километров всекунду. При таких высоких температурах атомы водорода уже теряют своиэлектроны, протоны уже свободно перемещаются в пространстве. Представим себе,что два протона налетают друг на друга и, в следствия взаимодействия, взаимноотталкиваются. При скоростях 1000 километров в секунду протоны могутприблизится на очень малое расстояние, но под действием силы электрическогоотталкивания они разлетятся прежде чем смогут объединиться в одно ядро. Какпоказали расчёты, только при температуре свыше 10 миллиардов градусов частицыдвижутся с такими скоростями, что, несмотря на силы электрическогоотталкивания, они могу приблизится друг другу и слиться. Солнце с температурой40 миллионов градусов казалось физикам слишком холодным, чтобы в его недрахмогло происходить превращение водорода в гелий. Однако Эддингтон был убеждён,что только ядерная энергия может поддерживать излучение звезд, и оказался прав.
СТРОЕНИЕ АТОМА
Всё что нас окружает, — горные породы,и минералы, вещества в атмосфере и морях, клетки растений и животных, газовыетуманности и звёзды во Вселенной во всём их многообразии — всё это состоит из92 элементарных кирпичиков — химических элементов.Это было установленонаукой 19-го столетия, которая тем самым упростила картину окружающего мира.Как показывают опыты, существует 3 основных типа элементарных частиц, изкоторых состоят атомы: электроны, протоны и нейтроны.
Например, ядро водорода состоит изпротона, а вокруг него вращается электрон.
Протон — это положительно заряженная частица, масса которой />1,672*10/> кг. Электрон — этоотрицательно заряженная частица. Его масса на три порядка меньше массы протона,а заряд электрона равен заряду протона. Таким образом, атом в целом нейтрален.Электрон удерживается в атоме кулоновскими силами взаимодействия и поэтому егоудерживает ядро. В следующем элементе — гелии, ядро состоит иначе, в нём естьещё одна новая частица (точнее две) — нейтрон. Нейтрон — это частица неимеющего заряда (нейтральная). Как мы дальше выясним, она необходима в ядре длясвязи протонов в ядре, т. к. протоны стремятся оттолкнуться друг от друга.Целиком ядро гелия представлено двумя протонами и двумя нейтронами, а вокругядра вращаются два электрона. Все атомы и ядра состоят из определенногоколичества протонов и нейтронов. Сколько протонов находится в ядре, столько жеэлектронов обращается вокруг ядра в электронных оболочках. Поэтомуположительный заряд протонов ядра в точности компенсируется отрицательнымзарядом электронов. Собственно говоря, дело обстоит ещё проще. Если быть болееточным, то атомы состоят не из трёх типов элементарных частиц: протонов,нейтронов и электронов, а всего из двух. В атомных ядрах нейтрон можетпревратиться в протон и электрон, испустив последний за пределы ядра (т. к. прираспаде нейтрона энергия избытка масс нейтрона над протоном и электрономпереходит в кинетическую энергию и распределяется между двумя последнимичастицами). Последний процесс физики называют b/>-распад. Так как при b/> — распаде в ядре количество протонов увеличивается на1, а следственно и заряд, то порядковый номер ядра увеличивается и оностановится уже ядром нового элемента. Кстати, именно таким образом былисинтезированы многие последние элементы таблицы Менделеева. Но возвратимся кнашему нейтрону. Если каким-то образом, в ходе эксперимента будет полученсвободный нейтрон, то он нестабилен и через 17,3 минут распадается по вышеуказанному правилу. Поэтому можно считать, что окружающий нас мир во всём своёммногообразии построен только из протонов и электронов. Интересно заметить, чтохимическое свойство атома определяет заряд ядра. Это объясняется, прежде всего,тем, что электроны в атоме образуют электронные оболочки согласно заряду ядра,а именно они (оболочки) и определяют химические связи в молекулах. Поэтому ядрас разным массовым числом, но с одинаковым зарядом ядра называются изотопами, т.к. они имеют одинаковые химические, но разные физические свойства. Так,например, кроме обычного водорода существует так называемый тяжёлый водород. Вядре этого изотопа кроме одного протона есть ещё и один нейтрон. Такой изотопназывается дейтерием. Он в небольшом количестве встречается в природе. Однакоколичество изотопов для данного вещества ограниченно. Это связанно с тем, чтопротоны и нейтроны в ядре создаю свою своеобразную структуру, т. е. существуютнекоторые подуровни, которые заполняются нуклонами (нуклоны — это протоны инейтроны, т. е. те которые в ядре) и, если количество некоторых (протонов илинейтронов) больше критического значения, то ядро претерпевает ядерную реакцию.Более тяжёлые элементы, такие как железо, имеют в ядре 26 протонов и 30нейтронов. Как видно нейтронов больше, чем протонов. Всё дело в том, что 26положительно заряженных частиц за счёт кулоновского отталкивания стремятся разлететьсяв разные стороны, а их удерживает так называемые ядерные силы. Эти силыобуславливаются взаимными превращениями нуклонов в ядре. Нейтрон, в ядре,испускает новую частицу — p/>-мезон и превращается в протон, а протон захватывает этучастицу, превращаясь в нейтрон. Так происходит взаимопереход одних частиц вдругие и ядро не распадается. В лёгких ядрах силы отталкивания не очень великии на каждый протон хватает по одному нейтрону, а в более тяжёлых элементах, длястабильного ядра нужен избыток нейтронов.
Классическая теория не может описать теорию строенияядра, т. к. частицы микромира не подчиняются законам Ньютона. Это, преждевсего, связано с исключительным свойством материи, о чём гласит один из законовквантовой механики — энергия принимает дискретные значения. Так же трудностьсостоит в том, что частицу микромира невозможно описать как материальную точку.Об этом гласит уравнение Шрёдингера. Т. е. можно лишь с некоторой вероятностьюпредсказать в какой точке пространства находится исследуемый объект, имеяскорость, заключённую в некоторый интервал скоростей.
ГЛАВА II. ТЕРМОЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ
ВИДЫ ТЕРМОЯДЕРНЫХРЕАКЦИЙ
В 1939 г. известный американский физикБете дал количественную теорию ядерных источников звёздной энергии. Что же этоза реакции? Как уже и упоминалось, это термоядерные реакции. Какизвестно, звёзды по большей части состоят из водорода, (правда есть иисключения) поэтому вероятность столкновения двух протонов очень велика. Пристолкновении протона с другим протоном (или другим ядром) он может притянутьсяк ядру за счёт ядерных сил. Ядерные силы действуют на расстояниях порядкаразмеров самого ядра (т. е. 10/> м). Длятого чтобы приблизится к ядру на столь малое расстояние, протону необходимопреодолеть весьма значительную силу электростатического отталкивания(«кулоновский барьер»). Ведь ядро тоже заряжено положительно. Простые расчетыпоказывают, что энергия соответствующая этому переходу — 1000 кэВ. Между темнезависимые оценки показывают, что в Солнце протоны имеют энергию около 1 кэВ,т. е. в 1000 раз меньшую. Протонов с нужной энергией в недрах звёзд практическине будет. Казалось бы, при такой ситуации никаких ядерных реакций тампроисходить не может. Но это не так. Дело в том, что согласно законам квантовоймеханики протоны, энергия которых даже незначительно меньше 1000 кэВ, всё же, снекоторой небольшой вероятностью, могут попасть в ядро. Эта вероятность быстроуменьшается с уменьшением энергии протона, Но она не равна нулю. В то же времячисло протонов по мере приближения их энергии к средней тепловой будетстремительно расти. Поэтому должна существовать такая «компромиссная» энергияпротонов, при которой малая вероятность их проникновения в ядро«компенсируется» их большим количеством. Оказывается, что в условиях звёздныхнедр эта энергия близка к 20 кэВ. Только приблизительно одна стомиллионная доляпротонов имеют такую энергию. И всё же этого оказывается как раз достаточно,чтобы ядерные реакции происходили с такой скоростью, что выделяющаяся энергияточно соответствовала бы светимости звёзд.
Я остановил своё внимание на реакциях спротонами не только потому, что они — самая обильная составляющая веществазвёздных недр. Если сталкиваются более тяжелые ядра, у которых зарядызначительно больше элементарного заряда протона, кулоновские силы отталкиваниясущественно увеличиваются, и ядра при Т />10/> К уже не имеют практическиникакой возможности проникнуть друг в друга. Только при значительно болеевысоких температурах, которые в некоторых случаях реализуются внутри звёзд,возможны ядерные реакции на тяжёлых элементах.
Как уже и указывалось, сущность ядерныхреакций внутри Солнца и звёзд состоит в том, что через ряд промежуточных этаповчетыре ядра водорода (протоны) объединяются в одно ядро гелия (/>-частицы), причёмизбыточная масса выделяется в виде энергии, нагревающей среду, в которойпроисходят реакции.
Рассмотрим более подробно эти реакции.
ПРОТОН — ПРОТОННАЯРЕАКЦИЯ
Эта реакция начинается с таких столкновениймежду протонами, в результате которых получается ядро тяжёлого водорода — дейтерия. Даже в условиях звёздных недр это происходит очень редко. Какправило, столкновения между протонами являются упругими: после столкновениячастицы просто разлетаются в разные стороны. Для того чтобы в результатестолкновения два протона слились в одно ядро дейтерия, необходимо, чтобы притаком столкновении выполнялись два независимых условия. Во-первых, надо, что уодного из сталкивающихся протонов кинетическая энергия раз в двадцатьпревосходила бы энергию тепловых движений при температуре звёздных недр. Какуже говорилось выше, только одна стомиллионная часть протонов имеет такуюотносительно высокую энергию, необходимую для преодоления «кулоновскогобарьера». Во-вторых, необходимо чтобы за время столкновения один из двухпротонов успел бы превратиться в нейтрон, испустив позитрон и нейтрино. Иботолько протон с нейтроном могут образовать ядро дейтерия. Заметим, чтодлительность столкновения всего лишь около 10/> секунды(оно порядка классического радиуса протона, поделённого на его скорость). Есливсё это учесть, то получится, что каждый протон имеет реальные шансы превратиться таким способом в дейтерий только раз в течение несколькомиллиардов лет. Но так как протонов в недрах звёзд достаточно много, такиереакции, и притом в нужном количестве, будут иметь место.
По-другому складывается судьба вновьобразовавшихся ядер дейтерия. Они «жадно», всего через несколько секунд,«заглатывают» какой-нибудь близкий протон, превращаясь в изотоп />He. После этогоизотоп гелия будет взаимодействовать с подобным себе ядром, в результате чегообразуется ядро «обыкновенного» гелия и два протона. Так как концентрацияизотопа />He чрезвычайнамала, то это произойдёт через несколько миллионов лет. Далее представленапоследовательность этих реакций и выделяющаяся при них энергия.
Таблица 1.
/>H + />H /> />D + /> + /> + 1,44 МэВ (десятки миллиард. лет);
/>D + />H /> />He + /> + 5,49 MэВ (несколько секунд);
2/>He /> />He + 2/>H + 12,85 MэВ (несколько млн. лет).
Здесь буква n — означает нейтрино, а g — гамма-квант.
Не вся освободившаяся в результатеэтой цепи реакций энергия передаётся звезде, так как часть этой энергииуносится нейтрино. С учётом этого обстоятельства энергия, выделяемая приобразовании одного ядра гелия, равна 26,2 МэВ.
Вторая ветвь протон — протонной реакцииначинается с соединения ядра />He сядром «обыкновенного» гелия />He,после чего образуется ядро бериллия />Be.Ядро бериллия в свою очередь может захватить протон, после чего образуется ядробора />B, или захватитьэлектрон и превратиться в ядро лития. В первом случае образовавшийсярадиоактивный изотоп/>Bпретерпевает бета-распад: />В /> />Be + n + />.Заметим, что нейтрино, образовавшиеся при этой реакции, как раз и обнаружилипри помощи уникальной, дорогостоящей установки. Радиоактивный бериллий/>Be весьма неустойчив ибыстро распадается на две a-частицы. Наконец, последняя,третья ветвь протон — протонной реакции включает в себя следующие звенья: />Ве после захвата электронапревращается в />Li,который, захватив протон, превращается в неустойчивый изотоп />Ве, распадающийся, как вовторой цепи, на две альфа — частицы.
Да, кстати, нужно ещё отметить, чтоподавляющее большинство реакций идет по первой цепи, но роль «побочных» цепейотнюдь не мала, что следует хотя бы из знаменитого нейтринного эксперимента, который впервые дал возможность практически наблюдать процессы, протекающиевнутри звёзд.
УГЛЕРОДНО-АЗОТНЫЙ ЦИКЛ
Перейдёмтеперь к рассмотрению углеродно-азотного цикла. Этот цикл состоит из шестиреакций.
Таблица 2
1. />С + />H /> />N + /> + 1,95 MэВ (десятки млн. лет);
2. />N />/>С + /> + /> + 2,22 MэВ (7 минут);
3. />С +/>H />/>N + /> + 7,54 МэВ (несколько млн. лет);
4. />N + />H /> />O + /> + 7,35 МэВ (сотни млн. лет);
5. />O /> />N + />+/> + 2,71 МэВ (82 сек);
6. />N + />H />/>С + />He + 4,96 МэВ (сотни тыс. лет);
Поясним содержание этой таблицы.Протон, сталкиваясь с ядром углерода, превращается в радиоактивный изотоп />N. При этойреакции излучается g-квант. Изотоп />N,претерпевая b — распад с испусканием позитрона и нейтрино,превращается в обычное ядро азота />N. Приэтой реакции так же испускается g — квант. Далее,ядро азота сталкивается с протоном, после чего образуется радиоактивный изотопкислорода />О и g-квант. Затем этот изотоп путём b — распада превращается в изотоп азота />N.Наконец, последний, присоединив к себе во время столкновения протон,распадается на обычный углерод и гелий. Вся цепь реакций представляет собойпоследовательное «утяжеление» ядра углерода путем присоединением протонов споследующими/> — распадами. Последнимзвеном этой цепи является восстановление первоначального ядра углерода иобразованием нового ядра гелия за счёт четырёх протонов, которые в разное времяодин за другим присоединились к />C иобразующимся из него изотопам. Как видно, никакого изменения числа ядер />C в веществе, вкотором протекает эта реакция, не происходит. Углерод служит здесь«катализатором» реакции.
Из таблицы видно, какая энергиявыделяется на каждом этапе углеродно-азотной реакции. Часть этой энергиивыделяется в форме нейтрино, возникающих при распаде радиоактивных изотопов />N и />O. Нейтриносвободно выходит из звёздных недр наружу, следовательно, их энергия не идёт нанагрев вещества звезды. Например, при распаде />Oэнергия образующегося нейтрино составляет в среднем около 1 МэВ. Окончательнопри образовании одного ядра гелия путём углеродно-азотной реакции выделяется(без учёта нейтрино) 25 МэВ энергии, а нейтрино уносят около 5% этой величины.В третьем столбце таблицы 2 приведены значения скорости различных звеньевуглеродно-азотной реакции. Для b-процессов этопросто период полураспада. Значительно труднее определить скорость реакции,когда происходит утяжеление ядра путём присоединения протона. В этом случаенадо знать вероятности проникновение протона через кулоновский барьер, а такжевероятности соответствующих ядерных взаимодействий, так как само по себепроникновение протона в ядро ещё не обеспечит интересующего нас ядерногопревращения. Вероятности ядерных реакций получаются из лабораторныхэкспериментов либо вычисляются теоретически. Для их надёжного определенияпотребовались годы напряжённой работы физиков — ядерщиков, как теоретиков, таки экспериментаторов. Числа в третьем столбце дают «время жизни» различных ядердля центральных частей звезды с температурой в 13 миллионов кельвинов иплотности водорода 100 г/см/>.Например, для того чтобы при таких условиях ядро />C,захватив протон, превратилось в радиоактивный изотоп углерода, надо «подождать»13 миллионов лет. Следовательно, для каждого «активного» (т. е. участвующего вцикле) ядра реакции протекают чрезвычайно медленно, но всё дело в том, что ядердостаточно много.
Как неоднократно подчёркивалось выше,скорость термоядерных реакций чувствительным образом зависит от температуры.Это понятно – даже небольшие изменения температуры очень резко сказываются наконцентрации необходимых для реакции сравнительно энергичных протонов, энергиякоторых раз в 20 превышает среднюю тепловую энергию. Для протон – протоннойреакции приближенная формула для скорости энерговыделения, рассчитанного награмм вещества, имеет вид
e = const/>*T/> эрг/г*c.
Этаформула справедлива для сравнительно узкого, важного интервала температур 11 –16 миллионов кельвинов. Для более низких температур (от 6 до 10 миллионовкельвинов) справедлива другая формула:
e = const/>*T/> эрг/г*с.
Основнымисточником энергии Солнца, температура которого близка к 14 миллионамкельвинов, является протон – протонная реакция. Для более массивных, аследовательно, и более горячих звёзд существенна углеродно-азотная реакция,зависимость которой от температуры значительно более сильная. Например, дляинтервала температур 24-36 миллионов кельвинов
e = const/>*Z*T/> эрг/г*с;
гдеZ – относительная концентрация тяжёлых элементов:углерода и азота.
Какмы видим, e зависит не только от температуры, но и ототносительной концентрации тяжёлых элементов. Ведь ядра этих элементов являютсякатализатором углеродно-азотной реакции.
Кромепротон-протонной и углеродно-азотной реакции, при некоторых условиях можетиметь существенное значение и другие ядерныереакции. Так как заряд – «мишени», с которой сталкивается протон, невелик, кулоновскоеотталкивание не так значительно, как в случае столкновений с ядрами углерода иазота. Значит вероятность термоядерного взаимодействия выше, а значит искорость этих реакций сравнительно велика. Уже при температуре около одногомиллиона кельвинов они идут достаточно быстро. Однако, в отличие от ядеруглерода и азота, ядра лёгких элементов не восстанавливаются в процесседальнейших реакций, а необратимо расходуются. Именно поэтому обилие лёгкихэлементов на Солнце и звёздах ничтожно мало.
ГЛАВА III.СОЛНЕЧНАЯ ЭНЕРГИЯ
ТЕРМОЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ НА БОЛЕЕ ТЯЖЁЛЫХ ЭЛЕМЕНТАХ
Мырассмотрели реакции на сравнительно лёгких элементах, которые протекаютсоответственно при сравнительно низких температурах. Однако представим наминуту, что всё вокруг состоит из свободных протонов и электронов, атемпература этих частиц достаточно велика. Астроном наверняка догадался бы, чтоэто схоже с условиями после «Большого взрыва». Так вот, указанная вышепротон-протонная цепочка, является первой цепочкой превращения протонов в целыеядра. И именно с помощью этих реакции получились первые ядра гелия. Далеетемпература Вселенной понижалась, и интенсивность ядерных превращенийстановилось меньше. А как же получилось всё то многообразие веществ в природе,спросите вы? Дело в том, что после «большого взрыва» происходили разныепревращения, даже немыслимые, но то количество тяжёлых элементов, которое мысейчас наблюдаем, не могло образоваться сразу. Дальнейшие реакции происходилиуже внутри звёзд. Но при высоких энергиях. Уже при T = 100миллионов градусов начинается важная реакция
/>С + />He /> />O + n,
Гдебуквой n обозначен протон. Её значение не столько в том, чтопри этом освобождается энергия, сколько в том, что появившийся протон может«прилипнуть» к любому другому ядру и тем самым увеличить его атомная масса –таким путём могут быть последовательно образованны все более тяжёлые элементы (/>-распад).
Встационарных звездах тяжелые элементы могут образовываться при последовательномприсоединении ядер гелия:
/>C + />He /> />O + g; />N+/>He />/>F + g;
/>O+ />He />/>Ne + g; />Ne +/>He />/>Mg+ g и т. д.
/>Ne и />Mg образуютсятолько в звёздах с массой, большей 30М.
Еслив недрах звёзд достигается очень высокая температура, то там возможно выделениеэнергии и в реакциях между тяжелыми элементами.
ПЕРВЫЕОПЫТЫ ИСПОЛЬЗОВАНИЯ
СОЛНЕЧНОЙ ЭНЕРГИИ
В 1600 г. во Франции был создан первый солнечныйдвигатель, работавший на нагретом воздухе и использовавшийся для перекачкиводы. В конце XVII в. ведущий французский химик А. Лавуазьесоздал первую солнечную печь, в которой достигалась температура в 1650 оСи нагревались образцы исследуемых материалов в вакууме и защитной атмосфере, атакже были изучены свойства углерода и платины. В 1866 г. француз А. Мушопостроил в Алжире несколько крупных солнечных концентраторов и использовал ихдля дистилляции воды и приводов насосов. На всемирной выставке в Париже в 1878г. А. Мушо продемонстрировал солнечную печь для приготовления пищи, в которой0,5 кг мяса можно было сварить за 20 минут. В 1833 г. в США Дж. Эриксонпостроил солнечный воздушный двигатель с параболоцилиндрическим концентраторомразмером 4,8* 3,3 м. Первый плоский коллектор солнечной энергии был построенфранцузом Ш.А. Тельером. Он имел площадь 20 м 2 ииспользовался в тепловом двигателе, работавшем на аммиаке. В 1885г. Былапредложена схема солнечной установки с плоским коллектором для подачи воды,причем он был смонтирован на крыше пристройки к дому.
Первая крупномасштабная установка для дистилляции водыбыла построена в Чили в 1871 г. американским инженером Ч. Уилсоном.Она эксплуатировалась в течение 30 лет, поставляя питьевую воду для рудника.
В 1890 г. профессор В.К. Церасскийв Москве осуществил процесс плавления металлов солнечной энергией,сфокусированной параболоидным зеркалом, в фокусе которого температура превышала3000оС.
ПРЕОБРАЗОВАНИЕ СОЛНЕЧНОЙ ЭНЕРГИИ
В ТЕПЛОТУ, РАБОТУ И ЭЛЕКТРИЧЕСТВО
Солнце — гигантское светило, имеющее диаметр 1392 тыс.км. Его масса (2*1030 кг) в 333 тыс. раз превышает массу Земли, аобъем в 1,3 млн. раз больше объема Земли. Химический состав Солнца: 81,76 %водорода, 18,14 % гелия и 0,1% азота. Средняя плотность веществаСолнца равна 1400 кг/м3. Внутри Солнца происходят термоядерныереакции превращения водорода в гелий и ежесекундно 4 млрд. кг материипреобразуется в энергию, излучаемую Солнцем в космическое пространство в видеэлектромагнитных волн различной длины.
Солнечную энергию люди используют с древнейших времен.Еще в 212г. н.э.с помощью концентрированных солнечных лучей зажигали священныйогонь у храмов. Согласно легенде Приблизительно в то же время греческий ученыйАрхимед при защите родного города поджег паруса римского флота.
Солнечная радиация — это неисчерпаемый возобновляемыйисточник экологически чистой энергии.
Верхней границы атмосферы Земли за год достигает потоксолнечной энергии в количестве 5,6*1024 Дж. Атмосфера Земли отражает35 % этой энергии обратно в космос, а остальная энергия расходуется на нагревземной поверхности, испарительно-осадочный цикл и образование волн в морях иокеанах, воздушных и океанских течений и ветра.
Среднегодовое количество солнечной энергии,поступающей за 1 день на 1м2 поверхности Земли, колеблется от 7,2МДж/м2 на севере до 21,4 МДж/м2 в пустынях и тропиках.
Солнечная энергия может быть преобразована в тепловую,механическую и электрическую энергию, использована в химических и биологическихпроцессах. Солнечные установки находят применение в системах отопления иохлаждения жилых и общественных зданий, в технологических процессах,протекающих при низких, средних и высоких температурах. Они используются дляполучения горячей воды, опреснения морской или минерализированной воды, длясушки материалов и сельскохозяйственных продуктов и т.п. Благодаря солнечнойэнергии осуществляется процесс фотосинтеза и рост растений, происходят различные фотохимические процессы.
Известны методы термодинамического преобразованиясолнечной энергии в электрическую, основанные на использовании циклов тепловыхдвигателей, термоэлектрического и термоэмиссионного процессов, а также прямыеметоды фотоэлектрического, фотогальванического и фотоэмиссионногопреобразований. Наибольшее практическое применение получили фотоэлектрическиепреобразователи и системы термодинамического преобразования с применениемтепловых двигателей.
Солнечная энергия преобразуется в электрическую насолнечных электростанциях (СЭС), имеющих оборудование, предназначенное дляулавливания солнечной энергии и ее последовательного преобразования в теплоту иэлектроэнергию. Для эффективной работы СЭС требуется аккумулятор теплоты исистема автоматического управления.
Улавливание и преобразование солнечной энергии втеплоту осуществляется с помощью оптической системы отражателей и приемникасконцентрированной солнечной энергии, используемой для получения водяного параили нагрева газообразного или жидкометаллического теплоносителя (рабочеготела).
Для размещения солнечных электростанций лучше всегоподходят засушливые и пустынные зоны.
На поверхность самых больших пустынь мира общейплощадью 20 млн.км2 (площадь Сахары 7 млн. км2 ) за годпоступает около 5*1016 кВт*ч солнечной энергии. При эффективностипреобразования солнечной энергии в электрическую, равной 10%, достаточноиспользовать всего 1 % территории пустынных зон для размещения СЭС, чтобыобеспечить современный мировой уровень энергопотребления.
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Врассмотренных выше примерах было рассказано о термоядерных реакциях. Так какони в основном протекают в недрах звёзд, то их пришлось учитывать условияпротекания этих реакций. Как можно было заметить, термоядерные реакции являютсяисточником энергии звёзд, поэтому можно представить этот неисчерпаемый источникэнергии. Ведь его хватает на миллиарды лет. Это обстоятельство побудило многихучёных на поиски искусственных термоядерных реакций в «пробирке». Однако этиреакции идут при «жестоких» условиях, которые трудно воспроизвести влаборатории. В последнее время идут разработки лазерного термоядерного синтеза.
Вдвух словах.
Таблетку(льдинку) с дейтерием и водородом окружают легко испаряющимся веществом инагревают лазером, эта подложка испаряется, а таблетка с D и H, позакону сохранения импульса, сжимается. Таким образом, создаются необходимыеусловия. Начинается термоядерная реакция. Однако, как было уже замечено, этуреакцию трудно локализовать. Хотя сама идея, создать маленькое «Солнце» у себядома заставляет искать новые пути протекания этих реакций. Замечательность втом, что в скором будущем человечество сможет полететь на соседние планеты икосмическому кораблю будет необходим источник большой энергии, коим и являетсятермоядерная реакция.
Новсё это в будущем, а сейчас остаётся только следить за термоядерными реакциямине Солнце и предсказывать поведение последних в зависимости от разных условий.
СПИСОК ИСПОЛЬЗУЕМОЙ ЛИТЕРАТУРЫ:
1. Алексеев В.П. Становлениечеловечества. М.,1984.
2. Бор Н. Атомная физика ичеловеческое познание. М.,1961.
3. Дорфман Я.Г. Всемирная историяфизики с начала 19 века до середины 20 века. М.,1979.
4. Кемпфер Ф. Путь в современнуюфизику. М.,1972.
5. Найдыш В.М. Концепции современногоестествознания. Учебное пособие. М.,1999
6. Пригожин И., Стенгерс И. Порядокиз хаоса. М.,1986.