instituție de învățământ non-stat
Învățământ superior profesional
Institutul de Drept Omsk
Pe tema: Conceptul științelor naturale moderne.
Subiect: Sinteza nuclee ușoare (defect de masă) și paradoxul modelelor universului.
Finalizat: grup de studenți
41-y Rekovsky B.P.
Verificați: AA Gaydamakin
Prima rectorii putere experimentală de fuziune - reactoare de fuziune - sunt susceptibile de a fi construite până la sfârșitul acestui secol.
În prezent, producția de energie mondială corespunde arderea de aproximativ 10 miliarde. Tone de combustibil convențional pe an. În secolul următor, această valoare este probabil să crească de mai multe ori. Energia nucleară este capabilă să asigure dezvoltarea pe termen lung a omenirii, fără restricții de resursele de combustibil.
nucleelor usoare Sinteza
În cazul în care W> 0, decaderea de bază este interzisă energic. Dar în procesul invers - X1 fuziune nucleară și X2 - energia sistemului original trebuie să fie redusă cu o cantitate de produse de sinteză W. va dobândi W. energie cinetică
Pe partea dreaptă a fig. 5 arată reacția de fuziune
Energia eliberată pe un deuteriu nucleon este mult mai mare putere de energie pe nucleon de uraniu fisionabil izotop-235. trebuie să reconcilieze nucleului pentru a implementa astfel de reacții cu o distanță R
0,15 ¸0,3 MeV, astfel încât reacția rămâne energic favorabilă. Deoarece tritiu este foarte radioactiv, reacția cu 3 El este mai sigur.
Speranțe pentru realizarea practică a fuziunii termonucleare controlate continuă să fie „moderat optimist“ timp de peste 40 de ani.
Dacă ar fi posibil să se efectueze reacții termonucleare controlate într-un cadru industrial, acest lucru ar da acces la o sursă practic inepuizabilă de energie și de a salva omenirea de amenințarea unei crize energetice. Pe de altă parte, în cazul în care sufla rezerve uriașe de bombe cu hidrogen, care sunt acumulate (și continuă să se acumuleze în multe țări, în ciuda sfârșitul așa-numitul război rece), umanitatea și mai ales viața pe Pământ va fi distrusă.
Masa defect - caracteristica nucleului atomic, energia de legare.
Problema greutății atomice non-integrant Izotopii oameni de știință lung ingrijorat, dar teoria relativității, stabilirea unei legături între greutatea corporală și energie (E = mc 2), a dat cheia pentru rezolvarea acestei probleme, iar modelul de protoni-neutroni a nucleului atomic a fost de blocare la care cheia abordat. Pentru a rezolva această problemă va avea nevoie de informații despre masele particulelor elementare și a nucleelor atomice (Tabelul 1.1.).
Greutatea și greutatea atomică a unor particule
(Greutăți nuclides și diferența lor determinată empiric, folosind: măsurătorile spectroscopice de masă, măsurători de energii ale diferitelor reacții nucleare; măsurători energetice # 946; - și # 945; dezintegrează; măsurători cu microunde care dau raportul masic sau diferență).
Comparați o particulă de masă, adică nucleu de heliu, cu o masă de doi protoni si doi neutroni, din care este compus. În acest scop, din suma de două ori greutatea unui proton și un neutron scade de două ori greutatea în masă a particulelor și valoarea astfel obținută va fi numit defect de masă
unitatea de masă atomică
Folosind conexiunea formula dintre masă și energie, face teoria relativă, se poate determina cantitatea de energie care corespunde acestei mase, și exprimă-l în Jouli, sau, mai convenabil, în megaelectronvolts (= 1 MeV 10 iunie eV). Aceasta corespunde energiei 1 MeV dobândite de electroni care trec diferența de potențial la un milion de volți.
Energia care corespunde o unitate de masă atomică, este egală cu
Prezența defectului de masă atomică heliu (Dm = 0,03037 uam), înseamnă că, în timpul formării sale a fost radiat de energie (E = DMC 2 = 0,03037 x 931 = 28 MeV). Este această energie trebuie să fie aplicată nucleul unui atom de heliu pentru a se descompune în particule individuale. În consecință, o singură particulă de energie este necesară, de patru ori mai puțin. Această energie caracterizează nucleul și puterea este o caracteristică importantă. Este numita energie de legare per particulă sau per nucleon (p). Pentru nucleul atomic de heliu P = 28/4 = 7 MeV. pentru alte nuclee are o valoare diferită.
În patruzeci de ani ai secolului XX prin lucrarea lui Aston, Dempster și alți oameni de știință, cu valori de defect de masă exacte și energiile obligatorii calculate au fost identificate pentru un număr de izotopi. În figura 1.1, aceste rezultate sunt prezentate ca un grafic în care greutatea atomică a izotopilor întârziat axa abscisei și axa ordonatei - energia medie a particulelor din nucleu.
Analiza acestei curbe este interesant și important, deoarece pe ea, și foarte clar, este clar ce procese nucleare da de ieșire de mare energie. În esență, energia nucleară a soarelui și a stelelor, centrale nucleare și arme nucleare este o realizare a posibilităților inerente acestor relații, care arată curba. Ea are mai multe domenii specifice. Pentru plămânului energia legăturii de hidrogen este zero, deoarece la miezul ei, doar o singură particulă. Pentru heliu, energia de legare per particulă este de 7 MeV. Astfel, trecerea de la hidrogen la heliu asociată cu energia majoră discontinuă. La Izotopii greutate atomică medie de fier, nichel, și alte energie din cele mai mari particule din nucleu (8,6 MeV), respectiv, și aceste elemente de bază cel mai puternic .. La elemente mai grele ale particulelor de energie de legare în nucleu și sunt, prin urmare, mai puțin miez relativ mai puțin durabile. Aceste miezuri adevărat nucleu de atom de uraniu-235.
Cea mai mare defect de masa a nucleului, mai multă energie este emisă în timpul formării sale. În consecință, transformarea nucleară la care creșterea în greutate a defectului este însoțită de o radiație de energie suplimentară. Figura 1.1 arată că există două zone în care sunt îndeplinite aceste condiții: tranziția de la cel mai ușor la izotopi mai grei, de exemplu, de la hidrogen la heliu, iar trecerea de la cele mai severe, cum ar fi uraniul, pentru nucleele atomilor de greutate medie.
Cantitatea este utilizată în mod obișnuit, care poartă aceleași informații ca defectul de masă - raportul de ambalare (sau factor). Coeficientul de ambalare caracterizează stabilitatea nucleului și graficul acesteia este prezentată în figura 1.2.
Fig. 1.2. ambalare raportul dependență de numărul de masă
Modele cosmologice moderne ale universului.
După cum sa menționat în capitolul anterior, în știința clasică a existat așa-numita teorie a stării staționare a universului, potrivit căreia universul a fost întotdeauna aproape Koi așa cum este acum. Astronomie a fost statică: studierea mișcării planetelor și cometelor, a descris stelele au fost create pentru a le clasifica, care a fost, desigur, foarte important. Dar problema evoluția universului nu este compromisă.
cosmologie newtonian clasică acceptă în mod explicit sau implicit, următoarele postulate [2]:
• Universul - l vsesuschestvuyuschaya, „lumea ca un întreg.“ Kos-omologie percepe lumea așa cum există în sine, indiferent de condițiile de cunoaștere.
• Timpul și spațiul universului sunt absolute, ele nu sunt pentru agățat pe obiecte și procese materiale "
• spațiu și timp infinit metric.
• Spațiul și timpul sunt omogene și izotrope.
• Universul este staționar, nu este supus evoluției. Pentru că am putea fi sistemele specifice de spațiu, dar nu și lumea ca un întreg.
În cosmologia newtonian, au existat două paradoxuri, con-asociată cu postulatul infinitatea universului.
Primul paradox se numește gravitație. Esența ei constă în faptul că în cazul în care universul este infinit, și există un număr infinit de corpuri cerești, The Taenia forță tyago este infinit de mare, iar universul trebuie să fie să se prăbușească și să nu existe pentru totdeauna.
Al doilea paradox se numește fotometrică: dacă există-există un număr infinit de corpuri cerești, trebuie să existe o luminozitate infinită a cerului, care nu se observă.
Aceste paradoxuri nu sunt solubile în cadrul cosmologiei newtonian, permite cosmologia modernă, în care a fost introdus conceptul de extindere și universul Evo-lyutsioniruyuschey.
Modelele moderne cosmologice ale bazelor universului-vayutsya privind teoria generală a relativității a lui Einstein, cu public acel spațiu și timp metric este determinată de distribuția masei gravitaționale din univers. Său propriu-TION în ansamblul său, datorită densitatea medie a materiei și de alți factori în mod specific-fizice.
cosmologia relativistă modernă construiește modele ale universului, pornind de la ecuațiile de bază ale gravitatiei introduse de Einstein în teoria generală a relativității. Ecuația gravitației a lui Einstein este nu una, ci mai multe soluții, iar acest lucru se datorează prezenței multor modele cosmologice ale universului. Primul model a fost dezvoltat de Albert Einstein în 1917. El a aruncat postulatele cosmologie newtoniene a absolutului și infinit de spațiu și timp. În conformitate cu cosmologic clorhidric model Einstein spatiul mondial Universul omogen și izo-tropice, materia în medie, distribuite uniform în aceasta, atracția gravitațională a maselor de compensare universal repulsie cosmologic NYM. Modelul Einstein este caracterul staționar, deoarece spațiul metric este considerată ca fiind independentă de timp. În timpul existenței universului este infinit, t.o. Ea nu are nici început și nici sfârșit, iar spațiul este fără margini, dar, desigur.
Universul în modelele cosmologice ale timpului lui Einstein staționar, infinit și spațiu infinit.
Acest model a părut la momentul destul de satisfăcătoare, deoarece este în concordanță cu toate faptele cunoscute.
Dar noile idei prezentate de Albert Einstein, stimulat cercetarea în continuare, și va aborda în curând problema sa schimbat decisiv.
De asemenea, în 1917, astronomul olandez Willem de Sitter a propus un alt model, este, de asemenea, o soluție la ecuațiile de gravitatiei. Această decizie a fost proprietatea că ar exista chiar și în cazul „goale“, universul a apărut în greutate, soluția a încetat să mai fie fix: există un fel de repulsie cosmică între masele, căutând să le elimine unul față de celălalt și se dizolvă întregul sistem. Tendința de extindere a W. de Sitter, devine vizibil doar la distanțe foarte mari.
soluție AA a ecuației Friedman recunoaște trei posibilități. În cazul în care densitatea medie a materiei și a radiației din univers este o anumită valoare critică, spațiul la nivel mondial este universul euclidiană și pe termen nelimitat se extinde de la un punct de stare inițială. În cazul în care densitatea este mai puțin critică, spațiul are o geometrie si, de asemenea, pe termen nelimitat Lobachevskian expansiune. Și, în sfârșit, dacă densitatea depășește valoarea critică, spațiul universului este Riemanniană, expansiune la o anumită etapă se înlocuiește cu compresie, care se extinde până la punctul de starea inițială.
Deoarece densitatea medie a materiei din univers este necunoscut, dar astăzi nu știm care dintre aceste spații ale universului în care trăim.
In 1927, starețul belgian și cărturarului J. Lemaitre conectat „prelungire“ a spațiului cu datele de observații astronomice. Lemaître a introdus conceptul de la începutul universului ca o singularitate (de exemplu, starea superdens) și nașterea universului ca Big Bang.
În 1929 astronomul american EP Hubble a descoperit existența relația ciudată dintre distanța și viteza de galaxii: Toate galaxii se îndepărtează de noi, și într-un ritm care crește proporțional cu distanța - sistem de galaxii se extinde.
Extinderea universului este considerată a fi stabilită științific de fapt
[1] izotop oxigen masa atomica luate pentru a fi exact 16.0000 La scara fizică a greutăților atomice.
[2] A se vedea. Mostepanenko AM Probleme metodologice și filosofice Ency - fizica contemporane. - L. Universitatea din Leningrad, 1977. - S. 101.