Здесь буква ? - означает нейтрино, а ? - гамма-квант.

Не вся освободившаяся в результате этой цепи реакций энергия передаётся звезде, так как часть этой энергии уносится нейтрино. С учётом этого обстоятельства энергия, выделяемая при образовании одного ядра гелия, равна 26,2 МэВ.

Вторая ветвь протон - протонной реакции начинается с соединения ядра [pic]He с ядром "обыкновенного" гелия [pic]He, после чего образуется ядро бериллия [pic]Be. Ядро бериллия в свою очередь может захватить протон, после чего образуется ядро бора [pic]B, или захватить электрон и превратиться в ядро лития. В первом случае образовавшийся радиоактивный изотоп[pic]B претерпевает бета-распад: [pic]В [pic] [pic]Be + ? + [pic].
Заметим, что нейтрино, образовавшиеся при этой реакции, как раз и обнаружили при помощи уникальной, дорогостоящей установки. Радиоактивный бериллий[pic]Be весьма неустойчив и быстро распадается на две ?-частицы.
Наконец, последняя, третья ветвь протон - протонной реакции включает в себя следующие звенья: [pic]Ве после захвата электрона превращается в
[pic]Li, который, захватив протон, превращается в неустойчивый изотоп
[pic]Ве, распадающийся, как во второй цепи, на две альфа - частицы.

Да, кстати, нужно ещё отметить, что подавляющее большинство реакций идет по первой цепи, но роль «побочных» цепей отнюдь не мала, что следует хотя бы из знаменитого нейтринного эксперимента, который впервые дал возможность практически наблюдать процессы, протекающие внутри звёзд.

УГЛЕРОДНО-АЗОТНЫЙ ЦИКЛ

Перейдём теперь к рассмотрению углеродно-азотного цикла. Этот цикл состоит из шести реакций.

Таблица 2
| |
|1. [pic]С + [pic]H [pic] [pic]N + [pic] + 1,95 MэВ |
|(десятки млн. лет); |
|2. [pic]N [pic][pic]С + [pic] + [pic] + 2,22 MэВ (7|
|минут); |
|3. [pic]С +[pic]H [pic][pic]N + [pic] + 7,54 МэВ |
|(несколько млн. лет); |
|4. [pic]N + [pic]H [pic] [pic]O + [pic] + 7,35 МэВ |
|(сотни млн. лет); |
|5. [pic]O [pic] [pic]N + [pic]+[pic] + 2,71 МэВ |
|(82 сек); |
|6. [pic]N + [pic]H [pic][pic]С + [pic]He + 4,96 МэВ |
|(сотни тыс. лет); |

Поясним содержание этой таблицы. Протон, сталкиваясь с ядром углерода, превращается в радиоактивный изотоп [pic]N. При этой реакции излучается ?-квант. Изотоп [pic]N, претерпевая ? - распад с испусканием позитрона и нейтрино, превращается в обычное ядро азота [pic]N. При этой реакции так же испускается ? - квант. Далее, ядро азота сталкивается с протоном, после чего образуется радиоактивный изотоп кислорода [pic]О и ?- квант. Затем этот изотоп путём ? - распада превращается в изотоп азота
[pic]N. Наконец, последний, присоединив к себе во время столкновения протон, распадается на обычный углерод и гелий. Вся цепь реакций представляет собой последовательное «утяжеление» ядра углерода путем присоединением протонов с последующими[pic]- распадами. Последним звеном этой цепи является восстановление первоначального ядра углерода и образованием нового ядра гелия за счёт четырёх протонов, которые в разное время один за другим присоединились к [pic]C и образующимся из него изотопам. Как видно, никакого изменения числа ядер [pic]C в веществе, в котором протекает эта реакция, не происходит. Углерод служит здесь
«катализатором» реакции.

Из таблицы видно, какая энергия выделяется на каждом этапе углеродно-азотной реакции. Часть этой энергии выделяется в форме нейтрино, возникающих при распаде радиоактивных изотопов [pic]N и [pic]O. Нейтрино свободно выходит из звёздных недр наружу, следовательно, их энергия не идёт на нагрев вещества звезды. Например, при распаде [pic]O энергия образующегося нейтрино составляет в среднем около 1 МэВ. Окончательно при 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 звеньев углеродно-азотной реакции. Для ?-процессов это просто период полураспада. Значительно труднее определить скорость реакции, когда происходит утяжеление ядра путём присоединения протона. В этом случае надо знать вероятности проникновение протона через кулоновский барьер, а также вероятности соответствующих ядерных взаимодействий, так как само по себе проникновение протона в ядро ещё не обеспечит интересующего нас ядерного превращения. Вероятности ядерных реакций получаются из лабораторных экспериментов либо вычисляются теоретически. Для их надёжного определения потребовались годы напряжённой работы физиков - ядерщиков, как теоретиков, так и экспериментаторов. Числа в третьем столбце дают «время жизни» различных ядер для центральных частей звезды с температурой в 13 миллионов кельвинов и плотности водорода 100 г/см[pic]. Например, для того чтобы при таких условиях ядро [pic]C, захватив протон, превратилось в радиоактивный изотоп углерода, надо «подождать» 13 миллионов лет. Следовательно, для каждого «активного» (т. е. участвующего в цикле) ядра реакции протекают чрезвычайно медленно, но всё дело в том, что ядер достаточно много.

Как неоднократно подчёркивалось выше, скорость термоядерных реакций чувствительным образом зависит от температуры. Это понятно – даже небольшие изменения температуры очень резко сказываются на концентрации необходимых для реакции сравнительно энергичных протонов, энергия которых раз в 20 превышает среднюю тепловую энергию. Для протон – протонной реакции приближенная формула для скорости энерговыделения, рассчитанного на грамм вещества, имеет вид

? ’ const[pic]*T[pic] эрг/г*c.

Эта формула справедлива для сравнительно узкого, важного интервала температур 11 – 16 миллионов кельвинов. Для более низких температур (от 6 до 10 миллионов кельвинов) справедлива другая формула:

? = const[pic]*?[pic] эрг/г*с.

Основным источником энергии Солнца, температура которого близка к
14 миллионам кельвинов, является протон – протонная реакция. Для более массивных, а следовательно, и более горячих звёзд существенна углеродно- азотная реакция, зависимость которой от температуры значительно более сильная. Например, для интервала температур 24-36 миллионов кельвинов

? = const[pic]*Z*T[pic] эрг/г*с;

где Z – относительная концентрация тяжёлых элементов: углерода и азота.

Как мы видим, ? зависит не только от температуры, но и от относительной концентрации тяжёлых элементов. Ведь ядра этих элементов являются катализатором углеродно-азотной реакции.

Кроме протон-протонной и углеродно-азотной реакции, при некоторых условиях может иметь существенное значение и другие ядерные реакции.

Так как заряд – «мишени», с которой сталкивается протон, невелик, кулоновское отталкивание не так значительно, как в случае столкновений с ядрами углерода и азота. Значит вероятность термоядерного взаимодействия выше, а значит и скорость этих реакций сравнительно велика. Уже при температуре около одного миллиона кельвинов они идут достаточно быстро. Однако, в отличие от ядер углерода и азота, ядра лёгких элементов не восстанавливаются в процессе дальнейших реакций, а необратимо расходуются.
Именно поэтому обилие лёгких элементов на Солнце и звёздах ничтожно мало.

ГЛАВА III. СОЛНЕЧНАЯ ЭНЕРГИЯ

ТЕРМОЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ НА БОЛЕЕ ТЯЖЁЛЫХ ЭЛЕМЕНТАХ

Мы рассмотрели реакции на сравнительно лёгких элементах, которые протекают соответственно при сравнительно низких температурах. Однако представим на минуту, что всё вокруг состоит из свободных протонов и электронов, а температура этих частиц достаточно велика. Астроном наверняка догадался бы, что это схоже с условиями после «Большого взрыва».
Так вот, указанная выше протон-протонная цепочка, является первой цепочкой превращения протонов в целые ядра. И именно с помощью этих реакции получились первые ядра гелия. Далее температура Вселенной понижалась, и интенсивность ядерных превращений становилось меньше. А как же получилось всё то многообразие веществ в природе, спросите вы? Дело в том, что после
«большого взрыва» происходили разные превращения, даже немыслимые, но то количество тяжёлых элементов, которое мы сейчас наблюдаем, не могло образоваться сразу. Дальнейшие реакции происходили уже внутри звёзд. Но при высоких энергиях. Уже при T = 100 миллионов градусов начинается важная реакция

[pic]С + [pic]He [pic] [pic]O + n,

Где буквой n обозначен протон. Её значение не столько в том, что при 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 ([pic]-распад).

В стационарных звездах тяжелые элементы могут образовываться при последовательном присоединении ядер гелия:

[pic]C + [pic]He [pic] [pic]O + ?; [pic]N+[pic]He [pic][pic]F

+ ?;

[pic]O+ [pic]He [pic][pic]Ne + ?; [pic]Ne +[pic]He [pic][pic]Mg

+ ? и т. д.

[pic]Ne и [pic]Mg образуются только в звёздах с массой, большей
30М .

Если в недрах звёзд достигается очень высокая температура, то там возможно выделение энергии и в реакциях между тяжелыми элементами.

ПЕРВЫЕ ОПЫТЫ ИСПОЛЬЗОВАНИЯ

СОЛНЕЧНОЙ ЭНЕРГИИ

В 1600 г. во Франции был создан первый солнечный двигатель, работавший на нагретом воздухе и использовавшийся для перекачки воды. В конце XVII в. ведущий французский химик А. Лавуазье создал первую солнечную печь, в которой достигалась температура в 1650 оС и нагревались образцы исследуемых материалов в вакууме и защитной атмосфере, а также были изучены свойства углерода и платины. В 1866 г. француз А. Мушо построил в
Алжире несколько крупных солнечных концентраторов и использовал их для дистилляции воды и приводов насосов. На всемирной выставке в Париже в 1878 г. А. Мушо продемонстрировал солнечную печь для приготовления пищи, в которой 0,5 кг мяса можно было сварить за 20 минут. В 1833 г. в США
Дж. Эриксон построил солнечный воздушный двигатель с параболоцилиндрическим концентратором размером 4,8* 3,3 м. Первый плоский коллектор солнечной энергии был построен французом Ш.А. Тельером. Он имел площадь 20 м 2 и использовался в тепловом двигателе, работавшем на аммиаке. В 1885г. Была предложена схема солнечной установки с плоским коллектором для подачи воды, причем он был смонтирован на крыше пристройки к дому.

Первая крупномасштабная установка для дистилляции воды была 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. Церасский в Москве осуществил процесс плавления металлов солнечной энергией, сфокусированной параболоидным зеркалом, в фокусе которого температура превышала 3000 оС.

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, а объем в 1,3 млн. раз больше объема Земли. Химический состав Солнца: 81,76 % водорода, 18,14 % гелия и 0,1% азота. Средняя плотность вещества Солнца равна 1400 кг/м3.
Внутри Солнца происходят термоядерные реакции превращения водорода в гелий и ежесекундно 4 млрд. кг материи преобразуется в энергию, излучаемую
Солнцем в космическое пространство в виде электромагнитных волн различной длины.

Солнечную энергию люди используют с древнейших времен. Еще в 212г. н.э.с помощью концентрированных солнечных лучей зажигали священный огонь у храмов. Согласно легенде Приблизительно в то же время греческий ученый
Архимед при защите родного города поджег паруса римского флота.

Солнечная радиация - это неисчерпаемый возобновляемый источник экологически чистой энергии.

Верхней границы атмосферы Земли за год достигает поток солнечной энергии в количестве 5,6*1024 Дж. Атмосфера Земли отражает 35 % этой энергии обратно в космос, а остальная энергия расходуется на нагрев земной поверхности, испарительно-осадочный цикл и образование волн в морях и океанах, воздушных и океанских течений и ветра.

Среднегодовое количество солнечной энергии, поступающей за 1 день на
1м2 поверхности Земли, колеблется от 7,2 МДж/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 биологических процессах.
Солнечные установки находят применение в системах отопления и охлаждения жилых и общественных зданий, в технологических процессах, протекающих при низких, средних и высоких температурах. Они используются для получения горячей воды, опреснения морской или минерализированной воды, для сушки материалов и сельскохозяйственных продуктов и т.п. Благодаря солнечной энергии осуществляется процесс фотосинтеза и рост растений, происходят различные фотохимические процессы.

Известны методы термодинамического преобразования солнечной энергии в электрическую, основанные на использовании циклов тепловых двигателей, термоэлектрического и термоэмиссионного процессов, а также прямые методы фотоэлектрического, фотогальванического и фотоэмиссионного преобразований.
Наибольшее практическое применение получили фотоэлектрические преобразователи и системы термодинамического преобразования с применением тепловых двигателей.

Солнечная энергия преобразуется в электрическую на солнечных электростанциях (СЭС), имеющих оборудование, предназначенное для улавливания солнечной энергии и ее последовательного преобразования в теплоту и электроэнергию. Для эффективной работы СЭС требуется аккумулятор теплоты и система автоматического управления.

Улавливание и преобразование солнечной энергии в теплоту осуществляется с помощью оптической системы отражателей и приемника сконцентрированной солнечной энергии, используемой для получения водяного пара или нагрева газообразного или жидкометаллического теплоносителя
(рабочего тела).

Для размещения солнечных электростанций лучше всего подходят засушливые и пустынные зоны.

На поверхность самых больших пустынь мира общей площадью 20 млн.км2
(площадь Сахары 7 млн. км2 ) за год поступает около 5*1016 кВт*ч солнечной энергии. При эффективности преобразования солнечной энергии в электрическую, равной 10%, достаточно использовать всего 1 % территории пустынных зон для размещения СЭС, чтобы обеспечить современный мировой уровень энергопотребления.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В рассмотренных выше примерах было рассказано о термоядерных реакциях. Так как они в основном протекают в недрах звёзд, то их пришлось учитывать условия протекания этих реакций. Как можно было заметить, термоядерные реакции являются источником энергии звёзд, поэтому можно представить этот неисчерпаемый источник энергии. Ведь его хватает на миллиарды лет. Это обстоятельство побудило многих учёных на поиски искусственных термоядерных реакций в «пробирке». Однако эти реакции идут при «жестоких» условиях, которые трудно воспроизвести в лаборатории. В последнее время идут разработки лазерного термоядерного синтеза.

В двух словах.

Таблетку (льдинку) с дейтерием и водородом окружают легко испаряющимся веществом и нагревают лазером, эта подложка испаряется, а таблетка с D и H, по закону сохранения импульса, сжимается. Таким образом, создаются необходимые условия. Начинается термоядерная реакция. Однако, как было уже замечено, эту реакцию трудно локализовать. Хотя сама идея, создать маленькое «Солнце» у себя дома заставляет искать новые пути протекания этих реакций. Замечательность в том, что в скором будущем человечество сможет полететь на соседние планеты и космическому кораблю будет необходим источник большой энергии, коим и является термоядерная реакция.

Но всё это в будущем, а сейчас остаётся только следить за термоядерными реакциями не Солнце и предсказывать поведение последних в зависимости от разных условий.

СПИСОК ИСПОЛЬЗУЕМОЙ ЛИТЕРАТУРЫ:

1. Алексеев В.П. Становление человечества. М.,1984.

2. Бор Н. Атомная физика и человеческое познание. М.,1961.

3. Дорфман Я.Г. Всемирная история физики с начала 19 века до середины 20 века. М.,1979.

4. Кемпфер Ф. Путь в современную физику. М.,1972.

5. Найдыш В.М. Концепции современного естествознания. Учебное пособие.

М.,1999

6. Пригожин И. ,Стенгерс И. Порядок из хаоса. М.,1986.

Страницы: 1, 2