U? viete, ?e v polovici XX storo?ia. nastal probl?m n?js? nov? zdroje energie. V tomto oh?ade pozornos? vedcov pritiahli termonukle?rne reakcie.

• Termonukle?rna reakcia je f?zia ?ahk?ch jadier (ako je vod?k, h?lium at?.), prebiehaj?ca pri teplot?ch od desiatok do stoviek mili?nov stup?ov.

Vytvorenie vysokej teploty je nevyhnutn? na to, aby jadr? mali dostato?ne ve?k? kinetick? energiu - iba za tejto podmienky bud? jadr? schopn? prekona? sily elektrick?ho odpudzovania a pribl??i? sa nato?ko, ?e spadn? do z?ny p?sobenia jadrov?ch s?l. Pri tak?chto mal?ch vzdialenostiach sily jadrovej pr??a?livosti v?razne prevy?uj? sily elektrick?ho odpudzovania, v?aka ?omu je mo?n? synt?za (t. j. f?zia, zjednotenie) jadier.

V § 58 sa na pr?klade ur?nu uk?zalo, ?e pri ?tiepen? ?a?k?ch jadier sa m??e uvo?ni? energia. V pr?pade ?ahk?ch jadier sa energia m??e uvo?ni? pri sp?tnom procese – pri ich synt?ze. Navy?e f?zna reakcia ?ahk?ch jadier je energeticky priaznivej?ia ako ?tiepna reakcia ?a?k?ch jadier (ak porovn?me uvo?nen? energiu na nukle?n).

Pr?kladom termonukle?rnej reakcie je f?zia izotopov vod?ka (deut?rium a tr?cium), v d?sledku ?oho vznik? h?lium a emituje sa neutr?n:

Ide o prv? termonukle?rnu reakciu, ktor? sa vedcom podarilo uskuto?ni?. Bol implementovan? v termonukle?rnej bombe a mal nekontrolovan? (v?bu?n?) charakter.

Ako u? bolo uveden?, termonukle?rne reakcie m??u prebieha? s uvo?nen?m ve?k?ho mno?stva energie. Aby sa v?ak t?to energia mohla vyu?i? na mierov? ??ely, je potrebn? nau?i? sa vykon?va? riaden? termonukle?rne reakcie. Jednou z hlavn?ch ?a?kost? pri uskuto??ovan? tak?chto reakci? je udr?a? vysokoteplotn? plazmu (takmer ?plne ionizovan? plyn) vo vn?tri zariadenia, v ktorom prebieha jadrov? f?zia. Plazma sa nesmie dosta? do kontaktu so stenami in?tal?cie, v ktorej sa nach?dza, inak sa steny premenia na paru. V s??asnosti sa pou??vaj? ve?mi siln? magnetick? polia na udr?anie plazmy v obmedzenom priestore v primeranej vzdialenosti od stien.

Termonukle?rne reakcie zohr?vaj? d?le?it? ?lohu vo v?voji vesm?ru, najm? pri premene chemick?ch l?tok v ?om.

V?aka termonukle?rnym reakci?m prebiehaj?cim v ?trob?ch Slnka sa uvo??uje energia, ktor? d?va ?ivot obyvate?om Zeme.

Na?e Slnko vy?aruje svetlo a teplo do vesm?ru u? takmer 4,6 miliardy rokov. Prirodzene, vedci sa v?dy zauj?mali o ot?zku, ?o je to „palivo“, v?aka ktor?mu sa na Slnku tak dlho generuje obrovsk? mno?stvo energie.

Objavili sa o tom r?zne hypot?zy. Jedn?m z nich bolo, ?e energia na Slnku sa uvo??uje v d?sledku chemickej spa?ovacej reakcie. Ale v tomto pr?pade, ako ukazuj? v?po?ty, Slnko mohlo existova? len nieko?ko tis?c rokov, ?o je v rozpore s realitou.

P?vodn? hypot?za bola vysloven? v polovici 19. storo?ia. Spo??val v tom, ?e k zv??eniu vn?tornej energie a zodpovedaj?cemu zv??eniu teploty Slnka doch?dza v d?sledku poklesu jeho potenci?lnej energie po?as gravita?nej kontrakcie. Uk?zalo sa to tie? ako neudr?ate?n?, preto?e v tomto pr?pade sa ?ivotnos? Slnka zvy?uje na mili?ny rokov, ale nie na miliardy.

Predpoklad, ?e k uvo??ovaniu energie na Slnku doch?dza v d?sledku termonukle?rnych reakci?, ktor? na ?om prebiehaj?, vyslovil v roku 1939 americk? fyzik Hans Bethe.

Navrhli aj tzv vod?kov? cyklus t.j. re?azec troch termonukle?rnych reakci? ved?cich k tvorbe h?lia z vod?ka:

kde je ?astica s n?zvom „neutrino“, ?o v talian?ine znamen? „mal? neutr?n“.

Aby sa z?skali dve jadr? potrebn? pre tretiu reakciu, prv? dve sa musia vyskytn?? dvakr?t.

U? viete, ?e v s?lade so vzorcom E \u003d mc 2 s poklesom vn?tornej energie tela kles? aj jeho hmotnos?.

Aby sme si predstavili, ak? kolos?lne mno?stvo energie str?ca Slnko v d?sledku premeny vod?ka na h?lium, sta?? vedie?, ?e hmotnos? Slnka kles? ka?d? sekundu o nieko?ko mili?nov ton. No napriek strat?m by z?soby vod?ka na Slnku mali sta?i? na ?al??ch 5-6 mili?rd rokov.

Rovnak? reakcie prebiehaj? aj v interi?roch in?ch hviezd, ktor?ch hmotnos? a vek s? porovnate?n? s hmotnos?ou a vekom Slnka.

Ot?zky

1. Ak? reakcia sa naz?va termonukle?rna? Uve?te pr?klad reakcie.
2. Pre?o je termonukle?rna reakcia mo?n? len pri ve?mi vysok?ch teplot?ch?
3. Ktor? reakcia je energeticky v?hodnej?ia (na jeden nukle?n): f?zia ?ahk?ch jadier alebo ?tiepenie ?a?k?ch?
4. ?o je jedn?m z hlavn?ch probl?mov pri realiz?cii termonukle?rnych reakci??
5. Ak? ?lohu zohr?vaj? termonukle?rne reakcie v existencii ?ivota na Zemi?
6. ?o je zdrojom slne?nej energie pod?a modern?ch koncepci??
7. Ako dlho by mala z?soba vod?ka na Slnku pod?a v?po?tov vedcov vydr?a??

Je to zvedav?...

Element?rne ?astice. anti?astice

?astice, ktor? tvoria at?my r?znych l?tok – elektr?nu, prot?nu a neutr?nu – sa naz?vaj? element?rne. Slovo „element?rne“ nazna?ovalo, ?e tieto ?astice s? prim?rne, najjednoduch?ie, ?alej nedelite?n? a nemenn?. ?oskoro sa ale uk?zalo, ?e tieto ?astice v?bec nie s? nemenn?. V?etky z nich maj? schopnos? premeni? sa pri interakcii jeden na druh?ho.

Preto sa v modernej fyzike pojem „element?rne ?astice“ zvy?ajne pou??va nie v jeho presnom v?zname, ale na pomenovanie ve?kej skupiny najmen??ch ?ast?c hmoty, ktor? nie s? at?mami alebo jadrami at?mov (v?nimkou je prot?n, ktor? je jadro at?mu vod?ka a z?rove? patr? medzi element?rne ?astice).

V s??asnosti je zn?mych viac ako 350 r?znych element?rnych ?ast?c. Tieto ?astice s? svojimi vlastnos?ami ve?mi r?znorod?. M??u sa od seba l??i? hmotnos?ou, znamienkom a ve?kos?ou elektrick?ho n?boja, ?ivotnos?ou (t.j. ?asom od vzniku ?astice a? do okamihu, ke? sa premen? na ak?ko?vek in? ?asticu), penetra?nou schopnos?ou (t.j. prech?dza? hmotou ) a ?al??mi vlastnos?ami. Napr?klad v???ina ?ast?c m? „kr?tku ?ivotnos?“ – ?ij? nie viac ako dve mili?ntiny sekundy, pri?om priemern? ?ivotnos? neutr?nu mimo at?mov?ho jadra je 15 min?t.

Najd?le?itej?? objav v oblasti v?skumu element?rnych ?ast?c sa podaril v roku 1932, ke? americk? fyzik Carl David Anderson objavil stopu nezn?mej ?astice v obla?nej komore umiestnenej v magnetickom poli. Pod?a povahy tejto stopy (polomerom zakrivenia, smerom ohybu at?.) vedci ur?ili, ?e ju zanechala ?astica, ktor? je akoby elektr?nom s kladn?m elektrick?m n?bojom. T?to ?astica sa naz?va pozitr?n.

Zauj?mavos?ou je, ?e rok pred experiment?lnym objavom pozitr?nu jeho existenciu teoreticky predpovedal anglick? fyzik Paul Dirac (existencia pr?ve takejto ?astice vypl?vala z rovnice, ktor? odvodil). Okrem toho Dirac predpovedal takzvan? procesy anihil?cie (zmiznutia) a vytvorenie elektr?n-pozitr?nov?ho p?ru. Anihil?cia spo??va v tom, ?e elektr?n a pozitr?n pri stretnut? zmizn? a premenia sa na g-kvant? (fot?ny). A ke? sa g-kvantum zraz? s nejak?m mas?vnym jadrom, vytvor? sa p?r elektr?n-pozitr?n.

Oba tieto procesy boli prv?kr?t experiment?lne pozorovan? v roku 1933. Obr?zok 166 ukazuje stopy elektr?nu a pozitr?nu, ktor? vznikli v d?sledku zr??ky g-kvanta s at?mom olova pri prechode g-l??ov cez oloven? dosku. Experiment sa uskuto?nil v obla?nej komore umiestnenej v magnetickom poli. Rovnak? zakrivenie st?p ozna?uje rovnak? hmotnos? ?ast?c a zakrivenie v r?znych smeroch nazna?uje opa?n? znaky elektrick?ho n?boja.

Ry?a. 166. Dr?hy elektr?n-pozitr?nov?ho p?ru v magnetickom poli

V roku 1955 bola objaven? ?al?ia anti?astica, antiprot?n (ktor?ho existencia tie? vypl?vala z Diracovej te?rie) a o nie?o nesk?r aj antineutr?n. Antineutr?n, podobne ako neutr?n, nem? elektrick? n?boj, no nepochybne patr? medzi anti?astice, ke??e sa z??ast?uje procesu anihil?cie a vytv?rania p?ru neutr?n-antineutr?n.

Mo?nos? z?ska? anti?astice priviedla vedcov k my?lienke vytvorenia antihmoty. At?my antihmoty by mali by? postaven? tak: v strede at?mu je z?porne nabit? jadro pozost?vaj?ce z antiprot?nov a antineutr?nov a pozitr?ny obiehaj? okolo jadra. Vo v?eobecnosti je at?m neutr?lny. T?to my?lienka tie? z?skala vynikaj?ce experiment?lne potvrdenie. V roku 1969 z?skali sovietski fyzici na prot?novom ur?ch?ova?i v Serpuchove jadr? at?mov antih?lia.

V s??asnosti boli experiment?lne objaven? anti?astice takmer v?etk?ch zn?mych element?rnych ?ast?c.

V?sledky kapitoly. Najd?le?itej?ie

Fyzik?lne pojmy a javy s? uveden? ni??ie. Postupnos? prezent?cie defin?ci? a formul?ci? nezodpoved? postupnosti pojmov at?.

Preneste n?zvy pojmov do zo?ita a do hranat?ch z?tvoriek uve?te poradov? ??slo defin?cie (formul?cie) zodpovedaj?cej tomuto pojmu.

• R?dioaktivita;
• jadrov? (planet?rny) model ?trukt?ry at?mu;
• at?mov? jadro;
• r?dioakt?vne premeny at?mov?ch jadier;
• experiment?lne met?dy na ?t?dium ?ast?c v at?movej a jadrovej fyzike;
• jadrov? sily;
• v?zbov? energia jadra;
• hmotnostn? defekt at?mov?ho jadra;
• re?azov? reakcia ;
• nukle?rny reaktor ;
• environment?lne a soci?lne probl?my vypl?vaj?ce z pou??vania jadrov?ch elektr?rn?;
• absorbovan? d?vka ?iarenia.

1. Registr?cia ?ast?c pomocou Geigerovho po??ta?a, ?t?dium a fotografovanie st?p ?ast?c (vr?tane t?ch, ktor? sa podie?aj? na jadrov?ch reakci?ch) v obla?nej komore a bublinovej komore.
2. Pr??a?liv? sily p?sobiace medzi nukle?nmi v jadr?ch at?mov a v?razne prevy?uj?ce elektrostatick? odpudiv? sily medzi prot?nmi.
3. Minim?lna energia potrebn? na rozdelenie jadra na jednotliv? nukle?ny.
4. Spont?nna emisia at?mov ur?it?ch prvkov r?dioakt?vnych l??ov.
5. Zariadenie ur?en? na vykon?vanie riadenej jadrovej reakcie.
6. Pozost?va z nukle?nov (t.j. prot?nov a neutr?nov).
7. R?dioakt?vny odpad, mo?nos? neh?d, podpora ??renia jadrov?ch zbran?.
8. At?m pozost?va z kladne nabit?ho jadra umiestnen?ho v jeho strede, okolo ktor?ho elektr?ny obiehaj? vo vzdialenosti ove?a v???ej, ako je ve?kos? jadra.
9. Premena jedn?ho chemick?ho prvku na in? po?as a- alebo v-rozpadu, v d?sledku ?oho doch?dza k zmen?m v jadre p?vodn?ho at?mu.
10. Rozdiel medzi s??tom hmotnost? nukle?nov tvoriacich jadro a hmotnos?ou tohto jadra.
11. Samostatn? reakcia ?tiepenia ?a?k?ch jadier, pri ktorej sa neutr?ny neust?le reprodukuj? a ?tiepia st?le nov? a nov? jadr?.
12. Energia ionizuj?ceho ?iarenia absorbovan? emitovanou l?tkou (najm? telesn?mi tkanivami) a vypo??tan? na jednotku hmotnosti.

skontrolujte sa

termonukle?rne reakcie
termonukle?rne reakcie

termonukle?rne reakcie- f?zne reakcie (synt?za) ?ahk?ch jadier prebiehaj?ce pri vysok?ch teplot?ch. Tieto reakcie zvy?ajne prebiehaj? s uvo?nen?m energie, ke??e v ?a??om jadre vzniknutom v d?sledku f?zie s? nukle?ny viazan? pevnej?ie, t.j. maj? v priemere vy??iu v?zbov? energiu ako v po?iato?n?ch zlu?ovac?ch jadr?ch. Prebyto?n? celkov? v?zbov? energia nukle?nov sa potom uvo?n? vo forme kinetickej energie reak?n?ch produktov. N?zov „f?zne reakcie“ odr??a skuto?nos?, ?e tieto reakcie prebiehaj? pri vysok?ch teplot?ch ( > 10 7 –10 8 K), preto?e pre splynutie sa ?ahk? jadr? musia k sebe pribl??i? na vzdialenosti rovnaj?ce sa polomeru p?sobenia jadrov?ch pr??a?liv?ch s?l, t.j. do vzdialenosti ?10 -13 cm A mimo z?ny p?sobenia t?chto s?l kladne nabit? jadr? za??vaj? Coulombovu odpudivos?. Toto odpudzovanie dok??u prekona? len jadr? letiace k sebe vysokou r?chlos?ou, t.j. zahrnut? v zlo?en? vysoko vyhrievan?ch m?di? alebo ?peci?lne zr?chlen?.
Ni??ie s? uveden? niektor? z hlavn?ch reakci? jadrovej f?zie a hodnoty uvo?nenej energie Q pre ne. d znamen? deuter?n - jadro 2H, t znamen? jadro trit?n - jadro 3H.

d + d -> 3 He + n + 4,0 MeV,
d + d -> t + p + 3,25 MeV,
t + d -> 4 He + n + 17,6 MeV,
3 He + d -> 4 He + p + 18,3 MeV.

Reakcia jadrovej f?zie za??na, ke? s? zr??an? jadr? v oblasti vz?jomnej jadrovej pr??a?livosti. Aby sa dostali tak bl?zko, zr??aj?ce sa jadr? musia prekona? svoje vz?jomn? ?alekonosn? elektrostatick? odpudzovanie, t.j. Coulombova bari?ra. R?chlos? f?znej reakcie je extr?mne n?zka pri energi?ch ni???ch ako nieko?ko keV, ale r?chlo sa zvy?uje so zvy?uj?cou sa kinetickou energiou jadier vstupuj?cich do reakcie. Zodpovedaj?ce ??inn? prierezy reakcie v z?vislosti od energie deuter?nu s? zn?zornen? na obr. jeden.

Ry?a. 1. Z?vislos? efekt?vnych prierezov f?znej reakcie
z energie deuter?nu.

Samostatn? termonukle?rne reakcie s? efekt?vnym zdrojom jadrovej energie. Je v?ak ?a?k? ich implementova? na Zemi, preto?e na to je potrebn? udr?iava? vysok? koncentr?cie jadier pri obrovsk?ch teplot?ch. Nevyhnutn? podmienky pre vznik samoudr?iavac?ch termonukle?rnych reakci? existuj? vo hviezdach, kde s? hlavn?m zdrojom energie. Tak?e vo vn?tri Slnka, kde s? jadr? vod?ka umiestnen? pri hustote ?100 g / cm 3 a teplote 10 7 K, existuje re?azec termonukle?rnych reakci? transform?cie ?tyroch prot?nov (jadier vod?ka) na h?lium-4. jadro (4 He). Ka?d? tak?to transform?cia uvo??uje energiu 26,7 MeV. Tento re?azec reakci? (naz?van? prot?n-prot?n) za??na reakciou (1) a je zn?zornen? na obr?zku.

Prot?n-prot?nov? re?azec.

Na Zemi sa pri v?buchoch vod?kov?ch b?mb po?as ve?mi kr?tkej doby (10 -7 -10 -6 s) uskuto??ovali samoudr?iavacie termonukle?rne reakcie s uvo??ovan?m obrovskej energie. Jednou z hlavn?ch termonukle?rnych reakci? poskytuj?cich uvo?nenie energie po?as tak?chto v?buchov je f?zia dvoch ?a?k?ch izotopov vod?ka (deut?ria a tr?cia) do jadra h?lia s emisiou neutr?nu.

?vod 3

Kapitola I: Element?rne ?astice a hist?ria

Trochu hist?rie 5

?trukt?ra at?mu 6

Kapitola II: Termonukle?rne reakcie

Typy termonukle?rnych reakci? 8

Reakcia prot?n-prot?n 9

Cyklus uhl?k-dus?k 10

Kapitola III: slne?n? energia

Termonukle?rne reakcie s ?a???mi prvkami 14

Prv? sk?senosti so sol?rnou energiou 15

Premena slne?nej energie na teplo, pr?ca

a elektrina 15

Z?ver 18

Zoznam pou?itej literat?ry 19

?VOD

Zrod energie nastal pred nieko?k?mi mili?nmi rokov, ke? sa ?udia nau?ili pou??va? ohe?. Ohe? im dal teplo a svetlo, bol zdrojom in?pir?cie a optimizmu, zbra?ou proti nepriate?om a div?m zvierat?m, liekom, pomocn?kom v po?nohospod?rstve, konzervantom potrav?n, technologick?m n?strojom at?.

Dlh? roky sa ohe? udr?iaval spa?ovan?m rastlinn?ch zdrojov energie (drevo, kr?ky, trstina, tr?va, such? riasy a pod.) a potom sa zistilo, ?e na udr?anie oh?a je mo?n? pou?i? fos?lne l?tky: uhlie, ropa , bridlica, ra?elina.

??asn? m?tus o Prom?theovi, ktor? dal ?u?om ohe?, sa v starovekom Gr?cku objavil ove?a nesk?r ako v mnoh?ch ?astiach sveta, met?dy pomerne sofistikovan?ho zaobch?dzania s oh?om, jeho v?roby a hasenia, uchov?vania oh?a a racion?lneho vyu??vania paliva.

Dnes je zn?me, ?e drevo je slne?n? energia akumulovan? fotosynt?zou. Sp?len?m ka?d?ho kilogramu such?ho dreva sa uvo?n? asi 20 000 kJ tepla, v?hrevnos? hned?ho uhlia je pribli?ne 13 000 kJ/kg, antracitu 25 000 kJ/kg, ropy a ropn?ch produktov 42 000 kJ/kg a zemn?ho plynu 45 000 kJ/kg. . Vod?k m? najvy??iu v?hrevnos? 120 000 kJ/kg.

?udstvo potrebuje energiu a jej potreba sa ka?d?m rokom zvy?uje. Z?soby tradi?n?ch pr?rodn?ch pal?v (ropa, uhlie, plyn at?.) s? z?rove? kone?n?. K dispoz?cii s? aj obmedzen? z?soby jadrov?ho paliva - ur?nu a t?ria, z ktor?ch sa plut?nium d? z?ska? v mno?iv?ch reaktoroch. Z?soby termojadrov?ho paliva – vod?ka – s? prakticky nevy?erpate?n? a teraz, v „at?movom“ veku, vedci dok?zali kontrolova? jadrov? rozpad at?mov a vyu?i? ve?k? energiu uvo?nen? pri tomto procese.

Tieto reakcie sa naz?vaj? termonukle?rne. O nich v bud?cnosti a bude sa o nich diskutova?. U? samotn? n?zov hovor? s?m za seba, preto?e slovo „f?zia“ poch?dza z termosky, ?o znamen? teplota. Termonukle?rne reakcie s? teda reakcie prebiehaj?ce pri vysok?ch teplot?ch, kedy v?znamn? ?lohu zohr?va kinetick? energia at?mov. Ako sa uk??e ?alej, energia, ktor? sa uvo??uje po?as termonukle?rnych reakci?, dosahuje kolos?lne hodnoty. Dnes je u? spo?ahlivo zn?me, ?e hlavn?m zdrojom energie hviezd s? termonukle?rne reakcie. Pr?ve v nich pr?roda vytv?ra podmienky, za ktor?ch tieto reakcie prebiehaj?. Hlavn? pr?klady termonukle?rnych reakci?: prot?n-prot?nov? re?azec (pp -cyklus) a cyklus uhl?k-dus?k G. Bethe (CNO - cyklus). V pp-cykle ?tyri prot?ny tvoria jedno jadro h?lia (v tomto pr?pade sa dva prot?ny musia zmeni? na neutr?ny). Tak?to kombin?cia prot?nov do jadra h?lia m??e ?s? r?znymi sp?sobmi, ale v?sledok je rovnak?. Energia uvo?nen? pri jednej reakcii:

;

kde Dm je hmotnostn? prebytok ?tyroch prot?nov nad hmotnos?ou jedn?ho jadra h?lia:

E \u003d (4 * 1,00727647 - 4,002603267) * 931,5016 \u003d 24,687 MeV na jadro.

T?to energia je dos? p?sobiv? hodnota, ak vezmeme do ?vahy, ?e intenzita toku pp-re?azca vo hviezdach je ve?mi vysok?.

V cykle CNO je jadro at?mu uhl?ka s hmotnostn?m ??slom 12 katalyz?torom, t.j. v d?sledku nieko?k?ch reakci? jadro uhl?ka postupne zachyt? 4 prot?ny a po rozpade jadra sa op?? stane

C, emituj?ci jadro He.

KAPITOLA ja . ELEMENT?RNE ?ASTICE A HIST?RIA

TROCHU HIST?RIE

V roku 1926 Eddington vydal knihu The Internal Constitution of the Stars. T?to kniha brilantne na?rtla vtedaj?ie predstavy o fyzik?lnych z?kladoch procesov, ktor? sa odohr?vali vo hviezdach. K formovaniu t?chto my?lienok v?razne prispel aj samotn? Eddington. U? pred n?m bolo v z?sade jasn?, ako hviezdy funguj?. Nevedelo sa v?ak presne, odkia? poch?dza energia, ktor? podporuje ?iarenie hviezd.

U? vtedy bolo jasn?, ?e hviezdna hmota bohat? na vod?k m??e by? ide?lnym zdrojom energie. Vedci vedeli, ?e premena vod?ka na h?lium uvo??uje to?ko energie, ?e Slnko a in? hviezdy m??u svieti? miliardy rokov. Bolo teda jasn?, ?e ak by sme pri?li na to, za ak?ch podmienok prebieha f?zia at?mov vod?ka, potom by sa na?iel vynikaj?ci zdroj hviezdnej energie. Veda t?ch rokov v?ak bola e?te ve?mi vzdialen? od schopnosti premeni? vod?k na h?lium v experiment?lnych podmienkach.

Astrofyzici tej doby mohli len veri?, ?e hviezdy boli obrovsk? jadrov? reaktory. V skuto?nosti si nemo?no predstavi? ?iadny in? proces, ktor? by mohol poskytova? energiu Slnku na miliardy rokov. Eddington vyjadril tento n?zor najd?slednej?ie. Vych?dzal z po?etn?ch a opakovane opakovan?ch meran? svietivosti hviezd, ktor? vykon?vali astron?movia-pozorovatelia. Bohu?ia?, fyzici tej doby verili, ?e at?mov? jadr? vo hviezdach nem??u navz?jom reagova?.

U? vtedy Eddington dok?zal vypo??ta?, ak? teplota by mala by? pozorovan? v ?trob?ch Slnka. Pod?a jeho v?po?tov by to malo by? asi 40 mili?nov stup?ov. Tak?to teplota je na prv? poh?ad ve?mi vysok?, ale jadrov? vedci verili, ?e to nesta?? na to, aby do?lo k jadrov?m reakci?m. Pri tejto teplote sa at?my vo vn?torn?ch oblastiach Slnka navz?jom pohybuj? r?chlos?ou asi 1000 kilometrov za sekundu. Pri tak?chto vysok?ch teplot?ch u? at?my vod?ka str?caj? svoje elektr?ny, prot?ny sa u? vo?ne pohybuj? v priestore. Predstavte si, ?e dva prot?ny sa navz?jom zr??aj? a v d?sledku interakcie sa navz?jom odpudzuj?. Pri r?chlosti 1000 kilometrov za sekundu sa prot?ny m??u pribl??i? na ve?mi mal? vzdialenos?, ale pod vplyvom elektrickej odpudivej sily sa rozletia sk?r, ako sa stihn? spoji? do jedn?ho jadra. V?po?ty uk?zali, ?e len pri teplot?ch nad 10 mili?rd stup?ov sa ?astice pohybuj? tak?mi r?chlos?ami, ?e sa napriek sil?m elektrick?ho odpudzovania dok??u k sebe pribl??i? a splyn??. Slnko s teplotou 40 mili?nov stup?ov sa fyzikom zdalo pr?li? studen? na premenu vod?ka na h?lium v jeho h?bkach. Eddington bol v?ak presved?en?, ?e len jadrov? energia dok??e udr?a? ?iarenie hviezd a mal pravdu.

?TRUKT?RA AT?MU

V?etko, ?o n?s obklopuje - horniny a miner?ly, l?tky v atmosf?re a moriach, bunky rastl?n a ?ivo??chov, plynov? hmloviny a hviezdy vo vesm?re v celej ich rozmanitosti - to v?etko pozost?va z 92 element?rnych teh?l - chemick?ch prvkov. Nastolila to veda 19. storo?ia, ktor? t?m zjednodu?ila obraz okolit?ho sveta. Ako ukazuj? experimenty, existuj? 3 hlavn? typy element?rnych ?ast?c, ktor? tvoria at?my: elektr?ny, prot?ny a neutr?ny.

Napr?klad jadro vod?ka pozost?va z prot?nu a okolo neho obieha elektr?n.

Proton je kladne nabit? ?astica, ktorej hmotnos? je

1,672 x 10 kg. Electron je z?porne nabit? ?astica. Jeho hmotnos? je o tri r?dy men?ia ako hmotnos? prot?nu a n?boj elektr?nu sa rovn? n?boju prot?nu. At?m ako celok je teda neutr?lny. Elektr?n je v at?me dr?an? Coulombov?mi interak?n?mi silami, a preto je dr?an? jadrom. V ?al?om prvku - h?liu sa jadro sklad? inak, m? e?te jednu nov? ?asticu (presnej?ie dve) - neutr?n . Neutr?n je ?astica, ktor? nem? n?boj (neutr?lny). Ako sa nesk?r dozvieme, v jadre je to nevyhnutn? na spojenie prot?nov v jadre, ke??e prot?ny maj? tendenciu sa navz?jom odpudzova?. Cel? jadro h?lia predstavuj? dva prot?ny a dva neutr?ny a dva elektr?ny obiehaj? okolo jadra. V?etky at?my a jadr? s? tvoren? ur?it?m po?tom prot?nov a neutr?nov. Ko?ko prot?nov je v jadre, rovnak? po?et elektr?nov obieha okolo jadra v elektr?nov?ch obaloch. Preto je kladn? n?boj prot?nov jadra presne kompenzovan? z?porn?m n?bojom elektr?nov. V skuto?nosti je vec e?te jednoduch?ia. Aby sme boli presnej??, at?my sa neskladaj? z troch typov element?rnych ?ast?c: prot?nov, neutr?nov a elektr?nov, ale iba z dvoch. V at?mov?ch jadr?ch sa neutr?n m??e zmeni? na prot?n a elektr?n, ktor? emituje mimo jadra (preto?e po?as rozpadu neutr?nu prech?dza energia nadmernej hmotnosti neutr?nu nad prot?nom a elektr?nom na kinetick? energiu a je rozdelen? medzi posledn? dve ?astice). Posledn? proces fyziky sa naz?va b-rozpad. Ke??e pri b-rozpade v jadre vzrastie po?et prot?nov o 1 a n?sledne aj n?boj, zv???? sa poradov? ??slo jadra a stane sa jadrom nov?ho prvku. Mimochodom, mnoh? z posledn?ch prvkov periodickej tabu?ky boli syntetizovan? t?mto sp?sobom. Ale vr??me sa k n??mu neutr?nu. Ak sa nejak?m sp?sobom po?as experimentu z?ska vo?n? neutr?n, potom je nestabiln? a po 17,3 min?tach sa rozpadne pod?a vy??ie uveden?ho pravidla. Preto m??eme predpoklada?, ?e svet okolo n?s v celej svojej rozmanitosti je vybudovan? len z prot?nov a elektr?nov. Je zauj?mav? poznamena?, ?e chemick? vlastnos? at?mu ur?uje n?boj jadra. Vysvet?uje sa to v prvom rade t?m, ?e elektr?ny v at?me tvoria elektr?nov? obaly pod?a n?boja jadra a pr?ve ony (puzdr?) ur?uj? chemick? v?zby v molekul?ch. Preto sa jadr? s r?znymi hmotnostn?mi ??slami, ale s rovnak?m jadrov?m n?bojom, naz?vaj? izotopy, preto?e maj? rovnak? chemick?, ale odli?n? fyzik?lne vlastnosti. Tak?e napr?klad okrem oby?ajn?ho vod?ka existuje aj takzvan? ?a?k? vod?k. V jadre tohto izotopu sa okrem jedn?ho prot?nu nach?dza aj jeden neutr?n. Tento izotop sa naz?va deut?rium. V pr?rode sa vyskytuje v malom mno?stve. Po?et izotopov pre dan? l?tku je v?ak obmedzen?. Je to sp?soben? t?m, ?e prot?ny a neutr?ny v jadre vytv?raj? svoju vlastn? zvl??tnu ?trukt?ru, t.j. existuj? niektor? pod?rovne, ktor? s? vyplnen? nukle?nmi (nukle?ny s? prot?ny a neutr?ny, t.j. t.j. tie v jadre) a ak je po?et niektor?ch (prot?nov alebo neutr?nov) v???? ako kritick? hodnota, potom jadro prech?dza jadrovou reakciou. ?a??ie prvky ako ?elezo maj? v jadre 26 prot?nov a 30 neutr?nov. Ako vid?te, neutr?nov je viac ako prot?nov. Ide o to, ?e 26 kladne nabit?ch ?ast?c m? v d?sledku Coulombovho odpudzovania tendenciu rozpty?ova? sa r?znymi smermi a s? dr?an? takzvan?mi jadrov?mi silami. Tieto sily vznikaj? v d?sledku vz?jomn?ch premien nukle?nov v jadre. Neutr?n v jadre vy?aruje nov? ?asticu - p-mez?n a zmen? sa na prot?n a prot?n t?to ?asticu zachyt? a zmen? sa na neutr?n. Tak doch?dza k vz?jomn?mu prechodu niektor?ch ?ast?c na in? a jadro sa nerozpadne. V ?ahk?ch jadr?ch nie s? odpudiv? sily ve?mi siln? a na ka?d? prot?n sta?? jeden neutr?n, v ?a???ch prvkoch je na stabiln? jadro potrebn? nadbytok neutr?nov.
1.9. termonukle?rne reakcie.

Termonukle?rne reakcie v Slnku a hviezdach. Vod?kov? cyklus. uhl?kov? cyklus. Nukleosynt?za. Termonukle?rny v?buch. Riaden? termonukle?rna f?zia

termonukle?rne reakcie- reakcie f?zie (synt?zy) ?ahk?ch at?mov?ch jadier na ?a??ie, prebiehaj?ce pri ve?mi vysok?ch teplot?ch (viac ako 10 8 Komu). Termonukle?rne reakcie s? proces vytv?rania husto zabalen?ch jadier z vo?nej??ch, ?ah??ch jadier. Ide o exoenergetick? reakcie, ktor? prebiehaj? s uvo?nen?m prebyto?nej kinetickej energie v reak?n?ch produktoch, ktor? sa rovn? zv??eniu celkovej v?zbovej energie.

Pre v?etky reakcie jadrovej f?zie je potrebn? pribl??i? reaguj?ce jadr? na vzdialenos? polomeru p?sobenia jadrov?ch s?l. K tomu je potrebn? prekona? elektrostatick? Coulombovu bari?ru odpudzovania jadier. Obr?zok 1.15 zn?zor?uje graf potenci?lnej energie v z?vislosti od vzdialenosti medzi jadrami.

Ry?a. 1.15. Potenci?lna energia medzijadrovej interakcie ako funkcia vzdialenosti medzi jadrami. ?rafovanie ukazuje „odrezanie“ odpudzovacej bari?ry v Bohrovom polomere negat?vneho mi?nu v Coulombovom poli jadra

Na prekonanie Coulombovej bari?ry je energia zr??an?ch jadier ~ 0,1 MeV. Mechanizmy na prekonanie Coulombovej bari?ry s? nasledovn?:

1. Bombardovanie jadier l??om deuter?nov je neperspekt?vne. Energia deuter?nov sa vynalo?? na ioniz?ciu a excit?ciu elektr?nov v cie?ov?ch at?moch. Efekt?vny prierez pre interakciu deuter?nov s elektr?nmi s e ~ 10 -16 cm 2 a s jadrami s i ~ 10 -24 cm 2 s e >> s i.

2. Mi?nov? katal?za (teoreticky mo?n?, experiment?lne nerealizovan?). Coulombovo pole jadra m??e by? tienen? mi?nom ("?a?k?m elektr?nom" so ?ivotnos?ou 2,2 x 10-6 s) na Bohrovej dr?he. Ve?kos? at?mu sa zmen?? 212-n?sobne, preto?e . Vznikaj? mezomolekul?rne i?ny. D.H. m . Mo?n? reakcia

3. „Zmr?tenie“ vonkaj?ej ?irokej ?asti potenci?lnej Coulombovej bari?ry je zn?zornen? ?rafovan?m (na obr. 1.15). Vykon?va ho gravita?n? sila, ktor? vytv?ra kolos?lny tlak pri hustote plazmy >> 10 4 g/cm 3 vo hviezdach.

4. Ke? sa l?tka zahreje na teplotu jadier T R ~ 10 9 K, (1 eV zodpoved? 11 000 K, 0,1 MeV = 10 5 eV ~ 10 9 K). L?tka pri tak?chto teplot?ch vytv?ra vysokoteplotn? plazmu. Mechanizmus je realizovan? v pozemsk?ch podmienkach.

Pr?klady termonukle?rnych reakci?:

1. Syntetick? reakcia izotopov vod?ka deuter?nu a trit?nu za vzniku jadra h?lia a neutr?nu:

Prierez reakcie s ma x = 5 barn. Energia dopadaj?ceho deuter?nu T d= 0,1 MeV. Uvo?nen? energia na nukle?n pri termonukle?rnej f?znej reakcii (MeV/nukle?n) prevy?uje uvo?nen? energiu na 1 nukle?n pri jadrovej ?tiepnej reakcii ur?nu-235 ( q z?le?itostiach= 200/235 = 0,85 MeV/nukle?n) 4-kr?t.

2. Reakcia f?zie dvoch deuter?nov:

1. v?stupn? kan?l: reak?n? prierez s ma X = 0,09 stodoly, T d = 1 MeV.

2. v?stupn? kan?l: reak?n? prierez s ma X = 0,16 stodoly, T d = 2 MeV.

Prierezy pre termonukle?rne reakcie pri n?zkych energi?ch ( E
,

kde ALE a AT trval?.

R?chlosti termonukle?rnej reakcie

Termonukle?rne reakcie sa vyskytuj? v d?sledku p?rov?ch zr??ok medzi jadrami. Po?et kol?zi? na jednotku objemu za jednotku ?asu je

N 12 = n 1 n 2 v s (v)> ,
termonukle?rny v?buch

Umel? termonukle?rna reakcia sa realizuje za pozemsk?ch podmienok v neriadenom re?ime v termonukle?rnom (vod?kovom) zariaden?, kde teplota > 10 7 K vznik? v?buchom plut?niovej alebo ur?novej rozbu?ky. Deut?riovou l?tkou je hydrid l?tny. Doba expanzie je mikrosekundy. Pravdepodobn? reak?n? sch?ma

MeV, (1,94)

MeB. (1,97)
Neutr?ny pre reakciu (1,97) poch?dzaj? z jadrov?ho ?tiepenia. Hlavn? energia sa uvo??uje v reakci?ch (1.96) a (1.97), ktor? tvoria cyklus, vz?jomne sa podporuj? a po?et neutr?nov a jadier tr?cia zost?va nezmenen?. Reakcie (1.94) a (1.95) sl??ia ako po?iato?n? zdroj neutr?nov a jadier tr?cia. R?chlos? reakcie (1.94) a (1.95) je 100-kr?t ni??ia ako r?chlos? reakci? (1.96) a (1.97).
Riaden? termonukle?rna f?zia (CNF)

Riaden? termonukle?rna f?zia- proces f?zie ?ahk?ch at?mov?ch jadier, prebiehaj?ci s uvo??ovan?m energie pri vysok?ch teplot?ch za kontrolovan?ch kontrolovan?ch podmienok. TCB e?te nebol implementovan? (2010).

Pre f?znu reakciu je potrebn? pribl??i? jadr? k sebe na vzdialenos? ~10–11 cm, potom za?ne f?zia jadier v d?sledku tunelovacieho efektu. Prot?ny vy?aduj? energiu 10 keV, ?o zodpoved? T = 10 8 K.

V?etky pr?ce na CTS s? zalo?en? na implement?cii reakcie

Reprodukcia tr?cia sa m??e uskuto?ni? obklopen?m pracovnej oblasti vrstvou l?tia a pou?it?m reakcie

Nech t je priemern? reten?n? ?as ?ast?c v akt?vnej z?ne, n je koncentr?cia ?ast?c (jadier). Nech je koeficient premeny energie jadrovej reakcie na elektrick? energiu. energia elektromagnetick?ho ?iarenia plazmy a tepeln? energia ?ast?c plazmy je rovnak? a rovn? sa . V podmienkach stacion?rnej prev?dzky syst?mu pri nulovom u?ito?nom v?kone m? rovnica energetickej bilancie v termonukle?rnom reaktore podobu ohrevu ve?mi mal?ch objemov termonukle?rnej hmoty.

Pr?ce na CTS pokra?uj? vytvoren?m termonukle?rnych reaktorov na b?ze tokamak(toroidn? komora s deut?riovo-tr?ciovou plazmou a toroidn?m magnetick?m po?om) a stelar?tor(toroidn? syst?m s deut?riovo-tr?ciovou plazmou a magnetick?m po?om vytvoren?m vonkaj??mi vinutiami).

Sch?ma Medzin?rodn?ho termonukle?rneho reaktora - experiment?lneho tokamakov?ho reaktora ITER je zn?zornen? na obr. 1.17. Jeho parametre s?: ve?k? polomer plazmy 8,1 m, mal? polomer plazmy 3 m, toroidn? magnetick? pole na osi 5,7 T, nomin?lny pr?d plazmy 21 MA, nomin?lny termojadrov? v?kon s deut?riovo-tr?ciov?m palivom 1500 MW. Reaktor obsahuje tieto hlavn? komponenty: solenoid 1, indukovan? alebo elektrick? pole vykon?va rozklad plynu a ohrieva plazmu, prv? stena 9 je obr?ten? k vysokoteplotnej plazme a vn?ma tepeln? tok vo forme ?iarenia a ?ast?c, kryt 2 je ?t?t, v ktorom sa reprodukuje tr?cium sp?len? v plazme, cievky 8 supravodi?a NB 3 Sn vytv?raj? toroidn? magnetick? pole. Divertor 10 sl??i na odv?dzanie tepla z plazmy vo forme pr?du nabit?ch ?ast?c a od?erp?vanie produktov reakcie h?lia a protia (vod?k). V?kuov? komora 4 a ?erpacie prostriedky 5 vytv?raj? vysok? v?kuum v pracovnej komore reaktora, kde sa vytv?ra plazma. Pl?novan? v?stavba vo Franc?zsku (2010). ??astn?ci projektu: Rusko, USA, Euroatom, Japonsko. N?klady s? asi 2 miliardy dol?rov.

Obr.1.17. Medzin?rodn? projekt termonukle?rneho reaktora ITER

Te?ie pri ve?mi vysokej teplote (nad 108 K). V tomto pr?pade vznik? ve?k? mno?stvo energie vo forme neutr?nov s vysok?m energetick?m indexom a fot?nov - ?ast?c svetla.

V d?sledku toho s? vysok? energie jadier, ktor? sa zr??aj?, nevyhnutn? na prekonanie elektrostatickej bari?ry. T?to bari?ra je sp?soben? vz?jomn?m odpudzovan?m jadier (ako podobne nabit?ch ?ast?c). Inak by sa nedok?zali pribl??i? na vzdialenos? dostato?n? na p?sobenie jadrov?ch s?l (a to je asi 10-12 cm).

Termonukle?rna reakcia je proces tvorby jadier, ktor? s? silne prepojen? s vo?nej??mi. Takmer v?etky tak?to reakcie s? f?zne reakcie (synt?za) ?ah??ch jadier na ?a?k? jadr?.

Nevyhnutn? na prekonanie vz?jomn?ho odpudzovania by sa malo zvy?ova? so zvy?uj?cim sa n?bojom jadra. Najjednoduch??m sp?sobom je preto synt?za ?ahk?ch jadier s mal?m elektrick?m n?bojom.

V pr?rode m??e termonukle?rna reakcia prebieha? len vo vn?tri hviezd. Na jeho realiz?ciu v pozemsk?ch podmienkach je potrebn? l?tku zohria? jedn?m z mo?n?ch sp?sobov:

• jadrov? v?buch;
• bombardovanie intenz?vnym l??om ?ast?c;
• siln? pulz laserov?ho ?iarenia alebo v?boja plynu.

Termonukle?rna reakcia, ktor? prebieha v hlbin?ch hviezd, hr? d?le?it? ?lohu vo v?voji vesm?ru. Po prv?, z vod?ka vo hviezdach vznikaj? jadr? bud?cich chemick?ch prvkov a po druh? je to zdroj energie hviezd.

Termonukle?rne reakcie na slnku

Na Slnku funguj? ako hlavn? zdroj energie reakcie prot?n-prot?nov?ho cyklu, ke? sa zo ?tyroch prot?nov rod? jedno jadro h?lia. Energiu, ktor? sa uvo??uje pri procese f?zie, odn??aj? vznikaj?ce jadr?, neutr?ny, neutr?na a kvant? elektromagnetick?ho ?iarenia. ?t?diom toku neutr?n prich?dzaj?cich zo Slnka m??u vedci ur?i? povahu a intenzitu jadrov?ch reakci?, ktor? sa vyskytuj? v jeho strede.

Priemern? intenzita uvo??ovania slne?nej energie pod?a pozemsk?ch noriem je zanedbate?n? - iba 2 erg / s * g (na 1 gram slne?nej hmoty). T?to hodnota je ove?a men?ia ako r?chlos? elektrol?zy v ?ivom organizme v procese ?tandardn?ho metabolizmu. A len v?aka obrovskej hmotnosti Slnka (2 * 1033 g) m? celkov? mno?stvo energie, ktor? vy?aruje, tak? gigantick? hodnotu ako 4 * 1028 W.

Vzh?adom na obrovsk? ve?kos? a hmotnos? Slnka a in?ch hviezd je v nich probl?m uzavretia a tepelnej izol?cie plazmy vyrie?en? ide?lne: reakcie prebiehaj? v hor?com jadre a k prenosu tepla doch?dza z chladnej?ieho povrchu. To je jedin? d?vod, pre?o hviezdy dok??u produkova? energiu tak efekt?vne v tak?ch pomal?ch procesoch, ako je prot?n-prot?nov? cyklus. V pozemsk?ch podmienkach s? tak?to reakcie prakticky neuskuto?nite?n?.

Termonukle?rna energia je z?kladom bud?cnosti

Na na?ej plan?te m? zmysel aplikova? a vyu??va? len tie naj??innej?ie z termonukle?rnych reakci? – predov?etk?m synt?zu h?lia z jadier leut?ria a tr?cia. Tak?to reakcie v pomerne ve?kom meradle s? zatia? mo?n? len pri sk??obn?ch v?buchoch vod?kov?ch b?mb. Napriek tomu sa neust?le uskuto??uje nov? v?voj s cie?om efekt?vne z?ska? mierov? elektrinu. Tradi?n? jadrov? energia vyu??va rozpadov? reakciu, zatia? ?o f?zia sa podie?a na termonukle?rnej energii. Termonukle?rna reakcia m? z?rove? mno?stvo nepopierate?n?ch v?hod oproti reakcii jadrov?ho rozpadu.

1. Pri termonukle?rnych reakci?ch je mo?n? vyhn?? sa uvo?neniu r?dioakt?vneho ?iarenia, ke??e energetick?m produktom je v tomto pr?pade „?ist?“ energia svetla.

2. Z h?adiska mno?stva prijatej energie s? termonukle?rne procesy ?aleko pred tradi?n?mi at?mov?mi reakciami, ktor? sa pou??vaj? v modern?ch reaktoroch.

3. Na udr?anie reakcie jadrov?ho rozpadu je nevyhnutn? neust?la kontrola toku neutr?nov, inak m??e nasledova? nekontrolovan? re?azov? reakcia nebezpe?n? pre ?udstvo. Na generovanie f?znej energie sa namiesto toku neutr?nov pou??va vysok? teplota, tak?e tak?to rizik? mizn?.

4. Palivo pre termonukle?rne reakcie je na rozdiel od produktov rozpadu reaktorov ne?kodn?.

Nie je to tak d?vno, ?o sa americk?m vedcom podarilo vytvori? funk?n? model termonukle?rnej reakcie, pri ktorej je energetick? n?vratnos? stokr?t vy??ia ako spotreba energie. To je dobr? ponuka na ?al?ie ?spe?n? „skrotenie“ termonukle?rnej energie.