Det vet du redan i mitten av XX-talet. det var problem med att hitta nya energik?llor. I detta avseende lockades forskarnas uppm?rksamhet av termonukle?ra reaktioner.

• Termonukle?r reaktion ?r sammansm?ltning av l?tta k?rnor (som v?te, helium, etc.), som sker vid temperaturer fr?n tiotals till hundratals miljoner grader.

Skapandet av en h?g temperatur ?r n?dv?ndigt f?r att ge k?rnorna en tillr?ckligt stor kinetisk energi - endast under detta tillst?nd kommer k?rnorna att kunna ?vervinna krafterna fr?n elektrisk repulsion och komma tillr?ckligt n?ra f?r att falla in i k?rnkrafternas verkningszon. P? s? sm? avst?nd ?verstiger krafterna f?r k?rnkraften attraktionskrafterna avsev?rt krafterna f?r elektrisk repulsion, p? grund av vilken syntesen (dvs fusion, f?rening) av k?rnor ?r m?jlig.

I § 58, med exemplet uran, visades att energi kan frig?ras vid klyvning av tunga k?rnor. N?r det g?ller l?tta k?rnor kan energi frig?ras under den omv?nda processen - under deras syntes. Dessutom ?r fusionsreaktionen av l?tta k?rnor energetiskt gynnsammare ?n fissionsreaktionen av tunga k?rnor (om vi j?mf?r den frigjorda energin per nukleon).

Ett exempel p? en termonukle?r reaktion ?r fusionen av v?teisotoper (deuterium och tritium), som ett resultat av vilket helium bildas och en neutron emitteras:

Detta ?r den f?rsta termonukle?ra reaktionen som forskare har lyckats genomf?ra. Den implementerades i en termonukle?r bomb och hade en okontrollerad (explosiv) karakt?r.

Som redan n?mnts kan termonukle?ra reaktioner forts?tta med frig?randet av en stor m?ngd energi. Men f?r att denna energi ska kunna anv?ndas f?r fredliga syften ?r det n?dv?ndigt att l?ra sig hur man utf?r kontrollerade termonukle?ra reaktioner. En av de st?rsta sv?righeterna med att genomf?ra s?dana reaktioner ?r att h?lla h?gtemperaturplasman (n?stan helt joniserad gas) inne i anl?ggningen, d?r k?rnfusion ?ger rum. Plasman f?r inte komma i kontakt med v?ggarna i installationen d?r den ?r placerad, annars f?rvandlas v?ggarna till ?nga. F?r n?rvarande anv?nds mycket starka magnetf?lt f?r att h?lla plasman i ett begr?nsat utrymme p? l?mpligt avst?nd fr?n v?ggarna.

Termonukle?ra reaktioner spelar en viktig roll i universums utveckling, s?rskilt i omvandlingen av kemikalier i det.

Tack vare termonukle?ra reaktioner som sker i solens tarmar frig?rs energi som ger liv till jordens inv?nare.

V?r sol har str?lat ut ljus och v?rme i rymden i n?stan 4,6 miljarder ?r. Naturligtvis var forskare alltid intresserade av fr?gan om vad som ?r "br?nslet", p? grund av vilket en enorm m?ngd energi genereras p? solen under s? l?ng tid.

Det har funnits olika hypoteser om detta. En av dem var att energi i solen frig?rs som ett resultat av en kemisk f?rbr?nningsreaktion. Men i det h?r fallet, som ber?kningar visar, skulle solen kunna existera i bara n?gra tusen ?r, vilket strider mot verkligheten.

Den ursprungliga hypotesen lades fram i mitten av 1800-talet. Den bestod i det faktum att en ?kning av den inre energin och en motsvarande ?kning av solens temperatur uppst?r p? grund av en minskning av dess potentiella energi under gravitationssammandragning. Det visade sig ocks? vara oh?llbart, eftersom solens liv i detta fall ?kar till miljoner ?r, men inte till miljarder.

Antagandet att frig?randet av energi p? solen sker som ett resultat av termonukle?ra reaktioner p? den gjordes 1939 av den amerikanske fysikern Hans Bethe.

De f?reslog ocks? den sk v?tecykeln, det vill s?ga en kedja av tre termonukle?ra reaktioner som leder till bildandet av helium fr?n v?te:

var finns en partikel som heter "neutrino", vilket betyder "liten neutron" p? italienska.

F?r att f? de tv? k?rnorna som kr?vs f?r den tredje reaktionen m?ste de tv? f?rsta intr?ffa tv? g?nger.

Du vet redan att, i enlighet med formeln E \u003d mc 2, med en minskning av den inre energin i en kropp, minskar dess massa ocks?.

F?r att f?rest?lla sig vilken kolossal m?ngd energi solen f?rlorar till f?ljd av omvandlingen av v?te till helium r?cker det att veta att solens massa minskar med flera miljoner ton varje sekund. Men trots f?rlusterna borde v?tereserverna p? solen r?cka f?r ytterligare 5-6 miljarder ?r.

Samma reaktioner ?ger rum i andra stj?rnors inre, vars massa och ?lder ?r j?mf?rbara med solens massa och ?lder.

Fr?gor

1. Vilken reaktion kallas termonukle?r? Ge ett exempel p? en reaktion.
2. Varf?r ?r termonukle?r reaktion m?jlig endast vid mycket h?ga temperaturer?
3. Vilken reaktion ?r energim?ssigt mer gynnsam (per en nukleon): fusion av l?tta k?rnor eller fission av tunga?
4. Vad ?r en av de st?rsta sv?righeterna vid genomf?randet av termonukle?ra reaktioner?
5. Vilken roll spelar termonukle?ra reaktioner i existensen av liv p? jorden?
6. Vad ?r k?llan till solenergi enligt moderna koncept?
7. Hur l?nge ska tillf?rseln av v?te p? solen, enligt forskarnas ber?kningar, p?g??

Det ?r konstigt...

Elementarpartiklar. antipartiklar

Partiklarna som utg?r atomerna i olika ?mnen – en elektron, en proton och en neutron – kallas element?ra. Ordet "element?r" antydde att dessa partiklar ?r prim?ra, enklaste, vidare odelbara och of?r?nderliga. Men det visade sig snart att dessa partiklar inte alls ?r of?r?nderliga. Alla har f?rm?gan att f?rvandlas till varandra n?r de interagerar.

D?rf?r, i modern fysik, anv?nds termen "elementarpartiklar" vanligtvis inte i dess exakta betydelse, utan f?r att namnge en stor grupp av de minsta partiklarna av materia som inte ?r atomer eller k?rnor av atomer (undantaget ?r protonen, som ?r k?rnan i en v?teatom och samtidigt tillh?r elementarpartiklarna).

F?r n?rvarande ?r mer ?n 350 olika elementarpartiklar k?nda. Dessa partiklar ?r mycket olika i sina egenskaper. De kan skilja sig fr?n varandra i massa, tecken och storlek p? den elektriska laddningen, livsl?ngd (dvs tiden fr?n det att partikeln bildas och tills den f?rvandlas till vilken annan partikel som helst), penetreringsf?rm?ga (dvs. f?rm?gan att passera genom materia) och andra funktioner. Till exempel ?r de flesta partiklar "kortlivade" - de lever inte mer ?n tv? miljondelar av en sekund, medan medellivsl?ngden f?r en neutron utanf?r atomk?rnan ?r 15 minuter.

Den viktigaste uppt?ckten inom elementarpartikelforskningen gjordes 1932, n?r den amerikanske fysikern Carl David Anderson uppt?ckte ett sp?r av en ok?nd partikel i en molnkammare placerad i ett magnetf?lt. Genom arten av detta sp?r (genom kr?kningsradien, b?jningsriktning, etc.), fastst?llde forskare att det l?mnades av en partikel, som s? att s?ga ?r en elektron med en positiv elektrisk laddning. Denna partikel kallas en positron.

Intressant nog, ett ?r f?re den experimentella uppt?ckten av positronen, f?rutsp?ddes dess existens teoretiskt av den engelske fysikern Paul Dirac (existensen av just en s?dan partikel f?ljde av ekvationen han h?rledde). Dessutom f?rutsp?dde Dirac de s? kallade processerna f?r f?rintelse (f?rsvinnande) och skapandet av ett elektron-positronpar. Annihilation best?r i att en elektron och en positron f?rsvinner n?r de m?ts och f?rvandlas till g-kvanta (fotoner). Och n?r ett g-kvantum kolliderar med n?gon massiv k?rna skapas ett elektron-positronpar.

B?da dessa processer observerades f?rsta g?ngen experimentellt 1933. Figur 166 visar sp?ren av en elektron och en positron som bildas som ett resultat av en kollision av ett g-kvantum med en blyatom under passagen av g-str?lar genom en blyplatta. Experimentet utf?rdes i en molnkammare placerad i ett magnetf?lt. Samma kr?kning av sp?ren indikerar samma massa av partiklar, och kr?kningen i olika riktningar indikerar motsatta tecken p? den elektriska laddningen.

Ris. 166. Sp?r av ett elektron-positronpar i ett magnetf?lt

1955 uppt?cktes en annan antipartikel, antiprotonen (vars existens ocks? f?ljde av Diracs teori), och n?got senare, antineutronen. Antineutronen, liksom neutronen, har ingen elektrisk laddning, men den tillh?r utan tvekan antipartiklarna, eftersom den deltar i f?rintelseprocessen och skapandet av ett neutron-antineutronpar.

M?jligheten att f? antipartiklar ledde forskare till id?n om att skapa antimateria. Atomer av antimateria b?r byggas p? ett s?dant s?tt: i mitten av atomen finns en negativt laddad k?rna, best?ende av antiprotoner och antineutroner, och positroner kretsar runt k?rnan. I allm?nhet ?r atomen neutral. Denna id? fick ocks? lysande experimentell bekr?ftelse. 1969, vid protonacceleratorn i Serpukhov, fick sovjetiska fysiker k?rnorna av antiheliumatomer.

F?r n?rvarande har antipartiklar av n?stan alla k?nda elementarpartiklar uppt?ckts experimentellt.

Kapitelresultat. Det viktigaste

De fysiska begreppen och fenomenen ges nedan. Framst?llningsf?ljden av definitioner och formuleringar ?verensst?mmer inte med begreppsf?ljden m.m.

?verf?r namnen p? begreppen till anteckningsboken och ange inom hakparentes ordningsnumret f?r definitionen (formuleringen) som motsvarar detta begrepp.

• Radioaktivitet;
• nukle?r (planet?r) modell av atomens struktur;
• atomk?rna;
• radioaktiva omvandlingar av atomk?rnor;
• experimentella metoder f?r att studera partiklar i atom- och k?rnfysik;
• k?rnkrafter;
• k?rnans bindningsenergi;
• massdefekt av atomk?rnan;
• kedjereaktion ;
• k?rnreaktor ;
• milj?m?ssiga och sociala problem som h?rr?r fr?n anv?ndningen av k?rnkraftverk;
• absorberad str?ldos.

1. Registrering av partiklar med hj?lp av en geigerr?knare, studie och fotografering av partikelsp?r (inklusive de som ?r involverade i k?rnreaktioner) i en molnkammare och en bubbelkammare.
2. Attraktiva krafter som verkar mellan nukleoner i atomernas k?rnor och som v?sentligt ?verstiger de elektrostatiska repulsionskrafterna mellan protoner.
3. Den minsta energi som kr?vs f?r att dela en k?rna i enskilda nukleoner.
4. Spontana emissioner fr?n atomer av vissa element av radioaktiva str?lar.
5. En anordning utformad f?r att utf?ra en kontrollerad k?rnreaktion.
6. Best?r av nukleoner (dvs protoner och neutroner).
7. Radioaktivt avfall, risken f?r olyckor, fr?mjande av k?rnvapenspridning.
8. En atom best?r av en positivt laddad k?rna som ligger i dess centrum, runt vilken elektroner cirkulerar p? ett avst?nd som ?r mycket st?rre ?n k?rnans storlek.
9. Omvandlingen av ett kemiskt element till ett annat under a- eller v-s?nderfall, som ett resultat av vilket k?rnan i den ursprungliga atomen genomg?r f?r?ndringar.
10. Skillnaden mellan summan av massorna av nukleonerna som bildar k?rnan och massan av denna k?rna.
11. En sj?lvuppeh?llande reaktion av klyvning av tunga k?rnor, d?r neutroner kontinuerligt reproduceras och spricker fler och fler nya k?rnor.
12. Energin fr?n joniserande str?lning som absorberas av det emitterade ?mnet (s?rskilt kroppsv?vnader) och ber?knas per massenhet.

kontrollera dig sj?lv

termonukle?ra reaktioner
termonukle?ra reaktioner

termonukle?ra reaktioner- Fusionsreaktioner (syntes) av l?tta k?rnor som sker vid h?ga temperaturer. Dessa reaktioner fortskrider vanligtvis med frig?ring av energi, eftersom i den tyngre k?rnan som bildas till f?ljd av fusionen binds nukleonerna starkare, d.v.s. har i genomsnitt en h?gre bindningsenergi ?n i de initiala sammanslagna k?rnorna. ?verskottet av total bindningsenergi av nukleoner frig?rs sedan i form av reaktionsprodukternas kinetiska energi. Namnet "fusionsreaktioner" ?terspeglar det faktum att dessa reaktioner ?ger rum vid h?ga temperaturer ( > 10 7 –10 8 K), eftersom f?r sammansm?ltning m?ste l?tta k?rnor n?rma sig varandra till avst?nd som ?r lika med aktionsradien f?r k?rnkrafterna f?r attraktion, dvs. upp till avst?nd p? ?10 -13 cm Och utanf?r verkningszonen f?r dessa krafter upplever positivt laddade k?rnor Coulomb-avst?tning. Endast k?rnor som flyger mot varandra i h?ga hastigheter kan ?vervinna denna repulsion, d.v.s. ing?r i sammans?ttningen av starkt upphettade medier, eller speciellt accelererade.
Nedan finns flera huvudsakliga k?rnfusionsreaktioner och energifrig?rande Q-v?rden f?r dem. d betyder deuteron - 2 H k?rna, t betyder triton - 3 H k?rna.

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.

K?rnfusionsreaktionen b?rjar n?r de kolliderande k?rnorna ?r i omr?det f?r sin ?msesidiga nukle?ra attraktion. F?r att komma s? n?ra m?ste de kolliderande k?rnorna ?vervinna sin ?msesidiga l?ngv?ga elektrostatiska repulsion, d.v.s. Coulomb barri?r. Hastigheten f?r fusionsreaktionen ?r extremt l?g vid energier under n?gra keV, men den ?kar snabbt med ?kande kinetisk energi hos k?rnorna som g?r in i reaktionen. Motsvarande effektiva reaktionstv?rsnitt beroende p? deuteronenergin visas i fig. 1-1. ett.

Ris. 1. Beroende av de effektiva tv?rsnitten av fusionsreaktionen
fr?n deuterons energi.

Sj?lvf?rs?rjande termonukle?ra reaktioner ?r en effektiv k?lla till k?rnenergi. Det ?r dock sv?rt att implementera dem p? jorden, eftersom det f?r detta ?r n?dv?ndigt att uppr?tth?lla h?ga koncentrationer av k?rnor vid enorma temperaturer. De n?dv?ndiga f?ruts?ttningarna f?r uppkomsten av sj?lvuppeh?llande termonukle?ra reaktioner finns i stj?rnor, d?r de ?r den huvudsakliga energik?llan. S? inuti solen, d?r v?tek?rnor ?r bel?gna med en densitet p? ?100 g / cm 3 och en temperatur p? 10 7 K, finns en kedja av termonukle?ra reaktioner av omvandlingen av fyra protoner (v?tek?rnor) till en helium-4 k?rna (4 He). Varje s?dan transformation frig?r en energi p? 26,7 MeV. Denna kedja av reaktioner (kallad proton-proton) b?rjar med reaktion (1) och visas i figuren.

Proton-protonkedja.

P? jorden utf?rdes sj?lvuppeh?llande termonukle?ra reaktioner med frig?rande av enorm energi under en mycket kort tid (10 -7 -10 -6 sek) under explosionerna av v?tebomber. En av de viktigaste termonukle?ra reaktionerna som ger energifrig?ring under s?dana explosioner ?r sammansm?ltningen av tv? tunga v?teisotoper (deuterium och tritium) till en heliumk?rna med emission av en neutron.

Inledning 3

Kapitel I: Elementarpartiklar och historia

Lite historia 5

Atomens struktur 6

Kapitel II: Termonukle?ra reaktioner

Typer av termonukle?ra reaktioner 8

Proton-protonreaktion 9

Kol-kv?ve-cykel 10

Kapitel III: solenergi

Termonukle?ra reaktioner med tyngre grund?mnen 14

De f?rsta erfarenheterna av solenergi 15

Omvandla solenergi till v?rme, arbete

och el 15

Slutsats 18

Lista ?ver begagnad litteratur 19

INTRODUKTION

Energins f?delse intr?ffade f?r flera miljoner ?r sedan, n?r m?nniskor l?rde sig att anv?nda eld. Elden gav dem v?rme och ljus, var en k?lla till inspiration och optimism, ett vapen mot fiender och vilda djur, ett botemedel, en assistent inom jordbruket, ett livsmedelskonserveringsmedel, ett tekniskt verktyg etc.

Under m?nga ?r uppr?tth?lls elden genom att brinnande v?xtenergik?llor (ved, buskar, vass, gr?s, torralger etc.) och sedan uppt?cktes att det gick att anv?nda fossila ?mnen f?r att underh?lla elden: kol, olja , skiffer, torv.

Den underbara myten om Prometheus, som gav eld till m?nniskor, d?k upp i antikens Grekland mycket senare ?n i m?nga delar av v?rlden, metoderna f?r ganska sofistikerad hantering av eld, dess produktion och sl?ckning, bevarande av eld och rationell anv?ndning av br?nsle.

Det ?r nu k?nt att tr? ?r solenergi som ackumuleras genom fotosyntes. F?rbr?nning av varje kilo torr ved avger cirka 20 000 kJ v?rme, v?rmev?rdet f?r brunkol ?r cirka 13 000 kJ/kg, antracit 25 000 kJ/kg, olja och oljeprodukter 42 000 kJ/kg och naturgas 45 000 kJ/kg . V?te har det h?gsta v?rmev?rdet p? 120 000 kJ/kg.

M?nniskan beh?ver energi, och behovet av den ?kar f?r varje ?r. Samtidigt ?r reserverna av traditionella naturliga br?nslen (olja, kol, gas, etc.) ?ndliga. Det finns ocks? ?ndliga reserver av k?rnbr?nsle - uran och torium, fr?n vilka plutonium kan erh?llas i f?r?dlingsreaktorer. Reserverna av termonukle?rt br?nsle - v?te - ?r praktiskt taget outt?mliga, och nu, i den "atom?ra" tids?ldern, kunde forskare kontrollera atomernas k?rnf?rfall och anv?nda den stora energi som frigjordes under denna process.

Dessa reaktioner kallas termonukle?ra. Om dem i framtiden och kommer att diskuteras. Sj?lva namnet talar redan f?r sig sj?lvt, eftersom ordet "fusion" kommer fr?n termos, som betyder temperatur. S?ledes ?r termonukle?ra reaktioner reaktioner som sker vid h?ga temperaturer, n?r atomernas kinetiska energi spelar en betydande roll. Som kommer att visas vidare n?r energin som frig?rs under termonukle?ra reaktioner kolossala v?rden. Det ?r nu tillf?rlitligt k?nt att termonukle?ra reaktioner ?r den huvudsakliga energik?llan i stj?rnor. Det ?r i dem som naturen skapar de f?rh?llanden under vilka dessa reaktioner ?ger rum. De viktigaste exemplen p? termonukle?ra reaktioner: proton-protonkedja (pp -cykel) och kol-kv?ve-cykeln G. Bethe (CNO - cykel). I pp-cykeln bildar fyra protoner en heliumk?rna (i detta fall m?ste tv? protoner f?rvandlas till neutroner). En s?dan kombination av protoner till en heliumk?rna kan g? p? olika s?tt, men resultatet ?r detsamma. Energi som frig?rs i en reaktion:

;

d?r Dm ?r massan ?verskott av fyra protoner ?ver massan av en heliumk?rna:

E \u003d (4 * 1,00727647 - 4,002603267) * 931,5016 \u003d 24,687 MeV per k?rna.

Denna energi ?r ett ganska imponerande v?rde, med tanke p? att intensiteten i pp-kedjans fl?de i stj?rnor ?r mycket h?g.

I CNO-cykeln ?r kolatomk?rnan, med ett masstal av 12, en katalysator, d.v.s., som ett resultat av flera reaktioner, f?ngar kolk?rnan successivt 4 protoner och, n?r den upplever k?rns?nderfall, blir den igen

C, avger en He-k?rna.

KAPITEL jag . HISTORIA PARTIKLAR OCH HISTORIA

EN LITE HISTORIA

1926 publicerade Eddington sin bok The Internal Constitution of the Stars. Den h?r boken beskrev p? ett briljant s?tt d?tidens id?er om de fysiska grunderna f?r de processer som ?gde rum i stj?rnorna. Eddington sj?lv gjorde ett betydande bidrag till bildandet av dessa id?er. Redan f?re honom var det i princip tydligt hur stj?rnorna fungerar. Det var dock inte k?nt exakt varifr?n energin som st?djer str?lningen fr?n stj?rnor kommer.

Redan d? stod det klart att v?terik stj?rnmateria kunde vara en idealisk energik?lla. Forskare visste att omvandling av v?te till helium frigjorde s? mycket energi att solen och andra stj?rnor kunde lysa i miljarder ?r. S?ledes var det tydligt att om vi r?knade ut under vilka f?rh?llanden fusionen av v?teatomer ?ger rum, s? skulle en utm?rkt k?lla till stj?rnenergi hittas. Men vetenskapen fr?n dessa ?r var fortfarande mycket l?ngt ifr?n att kunna omvandla v?te till helium under experimentella f?rh?llanden.

Den tidens astrofysiker kunde bara tro att stj?rnorna var gigantiska k?rnreaktorer. Man kunde faktiskt inte f?rest?lla sig n?gon annan process som skulle kunna ge energi till solen i miljarder ?r. Eddington uttryckte denna ?sikt mest konsekvent. Han utgick fr?n m?nga och upprepade g?nger upprepade m?tningar av stj?rnors ljusstyrka, som utf?rdes av astronomer-observat?rer. Tyv?rr trodde d?tidens fysiker att atomk?rnorna i stj?rnor inte kunde reagera med varandra.

Redan d? kunde Eddington ber?kna vilken temperatur som skulle observeras i solens tarmar. Enligt hans ber?kningar ska det vara cirka 40 miljoner grader. En s?dan temperatur ?r vid f?rsta anblick mycket h?g, men k?rnkraftsforskare trodde att det inte r?ckte f?r att k?rnreaktioner skulle intr?ffa. Vid denna temperatur r?r sig atomerna i solens inre delar i f?rh?llande till varandra med hastigheter p? cirka 1 000 kilometer per sekund. Vid s? h?ga temperaturer f?rlorar v?teatomer redan sina elektroner, protoner r?r sig redan fritt i rymden. F?rest?ll dig att tv? protoner kolliderar med varandra och, som ett resultat av interaktionen, st?ter bort varandra. Med hastigheter p? 1 000 kilometer per sekund kan protoner n?rma sig ett mycket litet avst?nd, men under p?verkan av den elektriska repulsionskraften kommer de att flyga is?r innan de kan kombineras till en k?rna. Ber?kningar har visat att endast vid temperaturer ?ver 10 miljarder grader r?r sig partiklar med s?dana hastigheter att de trots krafterna fr?n elektrisk repulsion kan n?rma sig varandra och sm?lta samman. Solen, med en temperatur p? 40 miljoner grader, verkade f?r fysiker f?r kall f?r att omvandla v?te till helium i dess djup. Eddington var dock ?vertygad om att endast k?rnenergi kunde uppr?tth?lla str?lningen fr?n stj?rnor, och han hade r?tt.

ATOMENS STRUKTUR

Allt som omger oss - stenar och mineraler, ?mnen i atmosf?ren och haven, celler av v?xter och djur, gasnebulosor och stj?rnor i universum i all sin m?ngfald - allt detta best?r av 92 element?ra tegelstenar - kemiska element. Detta slogs fast av 1800-talets vetenskap, som d?rigenom f?renklade bilden av omv?rlden. Som experiment visar finns det tre huvudtyper av elementarpartiklar som utg?r atomer: elektroner, protoner och neutroner.

Till exempel best?r k?rnan av v?te av en proton, och en elektron kretsar runt den.

Proton?r en positivt laddad partikel vars massa ?r

1,672*10 kg. Elektron?r en negativt laddad partikel. Dess massa ?r tre storleksordningar mindre ?n protonens massa, och elektronens laddning ?r lika med protonens laddning. S?ledes ?r atomen som helhet neutral. Elektronen h?lls i atomen av Coulombs interaktionskrafter och d?rf?r h?lls den av k?rnan. I n?sta element - helium, best?r k?rnan annorlunda, den har en ny partikel till (mer exakt tv?) - neutron . En neutron ?r en partikel som inte har n?gon laddning (neutral). Som vi kommer att ta reda p? senare ?r det n?dv?ndigt i k?rnan f?r anslutning av protoner i k?rnan, eftersom protoner tenderar att st?ta bort varandra. Hela heliumk?rnan representeras av tv? protoner och tv? neutroner, och tv? elektroner kretsar runt k?rnan. Alla atomer och k?rnor ?r uppbyggda av ett visst antal protoner och neutroner. Hur m?nga protoner det finns i k?rnan, samma antal elektroner kretsar runt k?rnan i elektronskal. D?rf?r kompenseras den positiva laddningen av protonerna i k?rnan exakt av elektronernas negativa laddning. Faktum ?r att saken ?r ?nnu enklare. F?r att vara mer exakt best?r atomer inte av tre typer av elementarpartiklar: protoner, neutroner och elektroner, utan bara av tv?. I atomk?rnor kan en neutron f?rvandlas till en proton och en elektron, som s?nder ut den senare utanf?r k?rnan (eftersom under s?nderfallet av en neutron ?verg?r energin fr?n neutronens ?verskottsmassa ?ver protonen och elektronen till kinetisk energi och ?r f?rdelade mellan de tv? sista partiklarna). Fysikens sista process kallas b-f?rfall. Eftersom antalet protoner under b-s?nderfall i k?rnan ?kar med 1, och f?ljaktligen laddningen, ?kar serienumret p? k?rnan och den blir k?rnan i ett nytt grund?mne. F?rresten, m?nga av de sista elementen i det periodiska systemet syntetiserades p? detta s?tt. Men l?t oss ?terg? till v?r neutron. Om p? n?got s?tt, under experimentet, en fri neutron erh?lls, ?r den instabil och efter 17,3 minuter s?nderfaller den enligt ovanst?ende regel. D?rf?r kan vi anta att v?rlden omkring oss i all sin m?ngfald ?r uppbyggd endast av protoner och elektroner. Det ?r intressant att notera att den kemiska egenskapen hos en atom best?mmer k?rnans laddning. Detta f?rklaras f?rst och fr?mst av att elektronerna i atomen bildar elektronskal enligt k?rnans laddning, och det ?r de (skalen) som best?mmer de kemiska bindningarna i molekylerna. D?rf?r kallas k?rnor med olika massatal, men med samma k?rnladdning, isotoper, eftersom de har samma kemiska men olika fysikaliska egenskaper. S? till exempel, f?rutom vanligt v?te, finns det s? kallade tunga v?tet. I k?rnan av denna isotop, f?rutom en proton, finns det ocks? en neutron. Denna isotop kallas deuterium. Det f?rekommer i sm? m?ngder i naturen. Dock ?r antalet isotoper f?r ett givet ?mne begr?nsat. Detta beror p? det faktum att protoner och neutroner i k?rnan skapar sin egen speciella struktur, det vill s?ga det finns n?gra underniv?er som ?r fyllda med nukleoner (nukleoner ?r protoner och neutroner, dvs. dvs de i k?rnan) och om antalet av n?gra (protoner eller neutroner) ?r st?rre ?n det kritiska v?rdet, s? genomg?r k?rnan en k?rnreaktion. Tyngre grund?mnen som j?rn har 26 protoner och 30 neutroner i sin k?rna. Som du kan se finns det fler neutroner ?n protoner. Saken ?r den att 26 positivt laddade partiklar, p? grund av Coulomb-avst?tningen, tenderar att spridas i olika riktningar, och de h?lls av de s? kallade k?rnkrafterna. Dessa krafter orsakas av ?msesidiga transformationer av nukleoner i k?rnan. Neutronen, i k?rnan, avger en ny partikel - p-mesonen och f?rvandlas till en proton, och protonen f?ngar denna partikel och f?rvandlas till en neutron. Det ?r s? den ?msesidiga ?verg?ngen av vissa partiklar till andra sker och k?rnan s?nderfaller inte. I l?tta k?rnor ?r fr?nst?tningskrafterna inte s?rskilt starka och det r?cker med en neutron f?r varje proton, medan det i tyngre grund?mnen beh?vs ett ?verskott av neutroner f?r en stabil k?rna.
1.9. termonukle?ra reaktioner.

Termonukle?ra reaktioner i solen och stj?rnorna. V?tets kretslopp. kolets kretslopp. Nukleosyntes. Termonukle?r explosion. Kontrollerad termonukle?r fusion

termonukle?ra reaktioner- reaktioner av fusion (syntes) av l?tta atomk?rnor till tyngre, som sker vid mycket h?ga temperaturer (mer ?n 10 8 Till). Termonukle?ra reaktioner ?r processen att bilda t?tt packade k?rnor fr?n l?sare, l?ttare k?rnor. Dessa ?r exoenergetiska reaktioner som forts?tter med frig?randet av ?verskott av kinetisk energi i reaktionsprodukterna, lika med ?kningen av den totala bindningsenergin.

F?r alla reaktioner av k?rnfusion ?r det n?dv?ndigt att f?ra de reagerande k?rnorna n?rmare avst?ndet f?r k?rnkrafternas verkningsradie. F?r att g?ra detta ?r det n?dv?ndigt att ?vervinna den elektrostatiska Coulomb-barri?ren f?r repulsion av k?rnor. Figur 1.15 visar en kurva ?ver potentiell energi mot avst?ndet mellan k?rnorna.

Ris. 1.15. Potentiell energi f?r internukle?r interaktion som funktion av avst?ndet mellan k?rnorna. Kl?ckning visar "avsk?rningen" av repulsionsbarri?ren vid Bohr-radien f?r den negativa myonen i k?rnans Coulomb-f?lt

F?r att ?vervinna Coulomb-barri?ren ?r energin hos kolliderande k?rnor ~0,1 MeV. Mekanismerna f?r att ?vervinna Coulomb-barri?ren ?r f?ljande:

1. Att bombardera k?rnor med en deuteronstr?le ?r inte lovande. Deuteronernas energi kommer att anv?ndas p? jonisering och excitation av elektroner i m?latomer. Det effektiva tv?rsnittet f?r interaktionen av deuteroner med elektroner s e ~ 10 -16 cm 2, och med k?rnor s i ~ 10 -24 cm 2 s e >> s i.

2. Muonkatalys (teoretiskt m?jlig, experimentellt ej realiserad). Coulomb-f?ltet i k?rnan kan avsk?rmas av en myon (en "tung elektron" med en livsl?ngd p? 2,2 x 10 -6 sek) i en Bohr-bana. Storleken p? en atom reduceras med en faktor 212, eftersom . Mesomolekul?ra joner bildas. D.H. m . M?jlig reaktion

3. "Skrympningen" av den yttre breda delen av den potentiella Coulomb-barri?ren visas genom kl?ckning (i fig. 1.15). Det utf?rs av gravitationskraften som skapar kolossalt tryck vid en plasmadensitet >> 10 4 g/cm 3 i stj?rnor.

4. N?r ett ?mne v?rms upp till k?rnornas temperatur T R ~ 10 9 K, (1 eV motsvarar 11 000 K, 0,1 MeV = 10 5 eV ~ 10 9 K). ?mnet bildar vid s?dana temperaturer en h?gtemperaturplasma. Mekanismen realiseras under markf?rh?llanden.

Exempel p? termonukle?ra reaktioner:

1. Syntesreaktion av v?teisotoper deuteron och triton med bildandet av en heliumk?rna och en neutron:

Reaktionstv?rsnitt s ma x = 5 ladug?rd. Energin av den h?ndelse deuteron T d= 0,1 MeV. Energifris?ttningen per nukleon i en termonukle?r fusionsreaktion (MeV/nukleon) ?verstiger energifris?ttningen per 1 nukleon i k?rnklyvningsreaktionen av uran-235 ( q fall= 200/235 = 0,85 MeV/nukleon) 4 g?nger.

2. Reaktion av fusion av tv? deuteroner:

1:a utg?ngskanalen: reaktionstv?rsnitt s ma x = 0,09 barn, T d = 1 MeV.

2:a utg?ngskanalen: reaktionstv?rsnitt s ma x = 0,16 barn, T d = 2 MeV.

Tv?rsnitt f?r termonukle?ra reaktioner vid l?ga energier ( E
,

var MEN och P? permanent.

Termonukle?ra reaktionshastigheter

Termonukle?ra reaktioner uppst?r som ett resultat av parade kollisioner mellan k?rnor. Antalet kollisioner per volymenhet per tidsenhet ?r

N 12 = n 1 n 2 v s (v)> ,
termonukle?r explosion

En artificiell termonukle?r reaktion realiseras under markf?rh?llanden i ett okontrollerat l?ge i en termonukle?r (v?te) anordning, d?r temperaturen > 10 7 K skapas genom explosionen av en plutonium- eller urandetonator. Deuterium?mnet ?r litiumhydrid. Expansionstiden ?r mikrosekunder. Troligt reaktionsschema

MeV, (1,94)

MeB. (1,97)
Neutronerna f?r reaktion (1,97) kommer fr?n k?rnklyvning. Huvudenergin frig?rs i reaktioner (1,96) och (1,97), som bildar en cykel, som ?msesidigt st?djer varandra och l?mnar antalet neutroner och tritiumk?rnor of?r?ndrat. Reaktionerna (1,94) och (1,95) fungerar som den initiala k?llan f?r neutroner och tritiumk?rnor. Reaktionshastigheten (1,94) och (1,95) ?r 100 g?nger l?gre ?n reaktionshastigheten (1,96) och (1,97).
Kontrollerad termonukle?r fusion (CNF)

Kontrollerad termonukle?r fusion- processen f?r fusion av l?tta atomk?rnor, som ?ger rum med frig?ring av energi vid h?ga temperaturer under kontrollerade, kontrollerade f?rh?llanden. TCB har ?nnu inte implementerats (2010).

F?r fusionsreaktionen ?r det n?dv?ndigt att f?ra k?rnorna n?rmare varandra p? ett avst?nd av ~10–11 cm, varefter fusionen av k?rnorna b?rjar p? grund av tunneleffekten. Protoner kr?ver en energi p? 10 keV, vilket motsvarar T = 10 8 K.

Allt arbete med CTS bygger p? implementeringen av reaktionen

Reproduktionen av tritium kan utf?ras genom att omge arbetsomr?det med ett skikt av litium och anv?nda reaktionen

L?t t vara den genomsnittliga retentionstiden f?r partiklar i den aktiva zonen, n vara koncentrationen av partiklar (k?rnor). L?t omvandlingskoefficienten till elektrisk energi av energin fr?n en k?rnreaktion. energin fr?n plasmans elektromagnetiska str?lning och plasmapartiklarnas termiska energi ?r densamma och lika med . Under f?rh?llanden med station?r drift av systemet vid noll anv?ndbar effekt, har energibalansekvationen i en termonukle?r reaktor formen av att v?rma upp mycket sm? volymer termonukle?rt material.

Arbetet med CTS forts?tter genom att skapa termonukle?ra reaktorer baserade p? tokamak(toroidal kammare med deuterium-tritium plasma och toroidalt magnetf?lt) och stellarator(toroidsystem med deuterium-tritiumplasma och magnetf?lt skapat av externa lindningar).

Schemat f?r den internationella termonukle?ra reaktorn - ITERs experimentella tokamakreaktor visas i fig. 1.17. Dess parametrar ?r: stor plasmaradie 8,1 m, liten plasmaradie 3 m, toroidalt magnetf?lt p? axeln 5,7 T, nominell plasmastr?m 21 MA, nominell termonukle?r effekt med deuterium-tritiumbr?nsle 1500 MW. Reaktorn inneh?ller f?ljande huvudkomponenter: solenoid 1, ett inducerat eller elektriskt f?lt utf?r gasnedbrytning och v?rmer plasman, den f?rsta v?ggen 9 ?r v?nd mot h?gtemperaturplasman och uppfattar v?rmefl?det i form av str?lning och partiklar, filten 2 ?r en sk?ld d?r tritium som br?nts i plasman reproduceras, spolar 8 av NB 3 Sn supraledare skapar ett toroidformat magnetf?lt. Avledaren 10 tj?nar till att avl?gsna v?rme fr?n plasman i form av en str?m av laddade partiklar och pumpa ut reaktionsprodukterna av helium och protium (v?te). Vakuumkammare 4 och pumporgan 5 skapar ett h?gt vakuum i arbetskammaren i reaktorn d?r plasma skapas. Byggnation planerad i Frankrike (2010). Projektdeltagare: Ryssland, USA, Euroatom, Japan. Kostnaden ?r cirka 2 miljarder dollar.

Fig.1.17. ITER internationella termonukle?ra reaktorprojekt

Fl?dar vid en mycket h?g temperatur (?ver 108 K). I det h?r fallet genereras en stor m?ngd energi i form av neutroner med ett h?gt energiindex och fotoner - ljuspartiklar.

Och f?ljaktligen ?r de h?ga energierna hos k?rnorna som kolliderar n?dv?ndiga f?r att ?vervinna den elektrostatiska barri?ren. Denna barri?r beror p? den ?msesidiga avst?tningen av k?rnor (som p? samma s?tt laddade partiklar). Annars skulle de inte kunna komma n?rmare ett avst?nd som ?r tillr?ckligt f?r k?rnkraftens inverkan (och det ?r cirka 10-12 cm).

En termonukle?r reaktion ?r processen f?r bildning av k?rnor som ?r starkt sammankopplade fr?n l?sare. N?stan alla s?dana reaktioner ?r fusionsreaktioner (syntes) av l?ttare k?rnor till tunga.

N?dv?ndigt f?r att ?vervinna ?msesidig avst?tning, b?r ?ka n?r laddningen av k?rnan ?kar. D?rf?r ?r det enklaste s?ttet syntesen av l?tta k?rnor med en liten elektrisk laddning.

I naturen kan en termonukle?r reaktion bara ?ga rum i stj?rnornas inre. F?r dess implementering under markf?rh?llanden ?r det n?dv?ndigt att v?rma ?mnet p? ett av de m?jliga s?tten:

• k?rnkraftsexplosion;
• bombardemang med en intensiv partikelstr?le;
• kraftfull puls av laserstr?lning eller gasurladdning.

Den termonukle?ra reaktionen som ?ger rum i stj?rnornas djup spelar en viktig roll i universums utveckling. F?r det f?rsta bildas k?rnorna i framtida kemiska grund?mnen av v?te i stj?rnor, och f?r det andra ?r det stj?rnornas energik?lla.

Termonukle?ra reaktioner i solen

P? solen fungerar reaktionerna i proton-protoncykeln som den huvudsakliga energik?llan, n?r en heliumk?rna f?ds ur fyra protoner. Energin som frig?rs under fusionsprocessen f?rs bort av de bildande k?rnorna, neutronerna, neutriner och kvanta av elektromagnetisk str?lning. Genom att studera fl?det av neutriner som kommer fr?n solen kan forskare fastst?lla arten och intensiteten av k?rnreaktioner som sker i dess centrum.

Den genomsnittliga intensiteten av solenergiutsl?ppet enligt jordiska standarder ?r f?rsumbar - endast 2 erg / s * g (per 1 gram solmassa). Detta v?rde ?r mycket mindre ?n elektrolyshastigheten i en levande organism i processen med standardmetabolism. Och bara tack vare solens enorma massa (2 * 1033 g) ?r den totala m?ngden kraft som avges av den ett s? gigantiskt v?rde som 4 * 1028 W.

P? grund av solens och andra stj?rnors enorma storlek och massa l?ses problemet med att begr?nsa och termiskt isolerande plasma i dem idealiskt: reaktioner ?ger rum i en het k?rna och v?rme?verf?ring sker fr?n en kallare yta. Detta ?r den enda anledningen till att stj?rnor kan producera energi s? effektivt i s? l?ngsamma processer som proton-protoncykeln. Under markf?rh?llanden ?r s?dana reaktioner praktiskt taget om?jliga.

Termonukle?r energi ?r grunden f?r framtiden

P? v?r planet ?r det vettigt att till?mpa och anv?nda endast de mest effektiva termonukle?ra reaktionerna - fr?mst fusionen av helium fr?n k?rnorna av leuterium och tritium. S?dana reaktioner i j?mf?relsevis stor skala ?r ?n s? l?nge endast m?jliga vid provexplosioner av v?tebomber. ?nd? genomf?rs st?ndigt nya utvecklingar f?r att effektivt skaffa fredlig el. Traditionell k?rnenergi anv?nder en s?nderfallsreaktion, medan fusion ?r involverad i termonukle?r energi. Samtidigt har en termonukle?r reaktion ett antal obestridliga f?rdelar j?mf?rt med en nukle?r s?nderfallsreaktion.

1. Vid termonukle?ra reaktioner ?r det m?jligt att undvika utsl?pp av radioaktiv str?lning, eftersom energiprodukten i detta fall ?r ljusets "rena" energi.

2. N?r det g?ller m?ngden energi som tas emot ligger termonukle?ra processer l?ngt f?re traditionella atomreaktioner som anv?nds i moderna reaktorer.

3. F?r att uppr?tth?lla en nukle?r s?nderfallsreaktion ?r konstant kontroll av neutronfl?det n?dv?ndig, annars kan en okontrollerad kedjereaktion som ?r farlig f?r m?nskligheten f?lja. F?r att generera fusionsenergi anv?nds h?g temperatur ist?llet f?r ett neutronfl?de, s? s?dana risker f?rsvinner.

4. Br?nsle f?r termonukle?ra reaktioner ?r ofarligt, i motsats till s?nderfallsprodukter fr?n reaktorer.

F?r inte s? l?nge sedan lyckades amerikanska forskare skapa en arbetsmodell f?r en termonukle?r reaktion, d?r energi?terb?ringen ?r hundra g?nger h?gre ?n energif?rbrukningen. Detta ?r ett bra bud p? ytterligare framg?ngsrik "t?mning" av termonukle?r energi.