Aici, litera n denotă un neutrin și g reprezintă un quantum gamma.
Nu toată energia eliberată ca urmare a acestui lanț de reacții este transmisă stelei, deoarece o parte din această energie este dusă de neutrină. Având în vedere această circumstanță, energia eliberată în timpul formării unui nucleu de heliu este de 26,2 MeV.
A doua ramură a reacției proton-proton începe cu un compus al nucleului
El cu nucleul heliului "obișnuit"
El, după care se formează un nucleu de beriliu
Fii. Miezul beriliului, la rândul său, poate capta un proton, după care se formează nucleul de bor
B, sau capturarea electronului și transformarea în nucleul litiului. În primul caz, izotopul radioactiv rezultat
B suferă o dezintegrare beta:
. Observăm că neutrinii formați în timpul acestei reacții au fost detectați de o instalație unică și costisitoare. Beriliu radioactiv
Be este foarte instabilă și se descompune rapid în două a-particule. În cele din urmă, ultima, a treia ramură a reacției proton-proton include următoarele linkuri:
După captarea electronului, Be se transformă
Li, care după capturarea unui proton se transformă într-un izotop instabil
Fii, decăzând, ca în al doilea lanț, în două particule alfa.
Oh, și ai nevoie, de asemenea, de remarcat faptul că marea majoritate a reacțiilor este pe primul circuit, dar rolul de lanț „negativ“ nu este mic, ar trebui să fie cel puțin din celebrul experiment neutrino, care a fost administrat pentru prima dată posibilitatea de a observa practic procesele care au loc în interiorul stele.
Să ne întoarcem acum la ciclul azotului de carbon. Acest ciclu constă în șase reacții.
N. În această reacție, este emisă o rază g. izotop
N, suferă degradare b cu emisia unui positron și a unui neutrino, se transformă în nucleul obișnuit de azot
N. În această reacție, g-quantum este, de asemenea, emis. Mai mult, nucleul de azot se ciocnește cu un proton, după care se izolează un izotop radioactiv de oxigen
0 și g-quantum. Acest izotop este apoi transformat în izotopul de azot prin decăderea de B
N. În cele din urmă, acesta din urmă, având atașat un proton la coliziune, se rupe în carbon și heliu obișnuit. Întregul lanț de reacții este o "ponderare" secvențială a nucleului de carbon prin atașarea de protoni cu următorul
- dezintegrează. Ultima legătură în acest lanț este restaurarea nucleului inițial de carbon și formarea unui nou nucleu de heliu datorită a patru protoni, care, la momente diferite, unul câte unul, s-au alăturat
C și izotopii formați din acesta. După cum se poate observa, nu există nicio modificare a numărului de nuclee
C nu apare în substanța în care are loc această reacție. Carbonul servește drept "catalizator" pentru reacție.
Din tabel este clar ce energie este eliberată în fiecare etapă a reacției carbon-azot. O parte din această energie este eliberată sub formă de neutrini, care rezultă din degradarea izotopilor radioactivi
O. Neutrinos părăsește în mod liber intestinele stelelor în exterior, prin urmare, energia lor nu ajunge să încălzească substanța stelei. De exemplu, în decădere
O, energia neutrinului format este de aproximativ 1 MeV. În cele din urmă, cu formarea unui nucleu de heliu, 25 MeV de energie este eliberată prin reacția carbon-azot (fără neutrini), iar neutrinii iau aproximativ 5% din această valoare. A treia coloană din Tabelul 2 prezintă valorile vitezei diferitelor legături ale reacției carbon-azot. Pentru procesele b, aceasta este pur și simplu o jumătate de viață. Este mult mai dificil să se determine viteza de reacție atunci când nucleul devine mai greu prin atașarea unui proton. În acest caz, trebuie să cunoaștem probabilitatea penetrării protonilor prin bariera Coulomb, precum și probabilitățile interacțiunilor nucleare corespunzătoare, deoarece penetrarea protonului în nucleul însăși nu va oferi încă transformarea nucleară care ne interesează. Probabilitățile reacțiilor nucleare sunt obținute din experimente de laborator sau sunt calculate teoretic. Pentru determinarea lor fiabilă, a fost nevoie de mulți ani de muncă grea a fizicienilor nucleari, atât teoreticieni cât și experimentatori. Numerele din a treia coloană dau "durata de viață" a diferitelor nuclee pentru părțile centrale ale stelei cu o temperatură de 13 milioane de Kelvin și o densitate a hidrogenului de 100 g / cm
. De exemplu, pentru ca în astfel de condiții un nucleu
C, după ce a prins un proton, sa transformat într-un izotop radioactiv de carbon, este necesar să "așteptăm" 13 milioane de ani. În consecință, pentru fiecare nucleu "activ" (adică participarea la ciclu), reacțiile se desfășoară extrem de încet, însă întregul punct este acela că există o mulțime de nuclee.
După cum sa subliniat în mod repetat mai sus, rata reacțiilor termonucleare depinde de temperatură într-o manieră sensibilă. Acest lucru este de înțeles - chiar și modificările mici ale temperaturii afectează foarte mult concentrația protonilor relativ energetici necesari reacției, a cărui energie este de 20 de ori mai mare decât energia termică medie. Pentru o reacție proton-protonă, formula aproximativă pentru rata de eliberare a energiei, calculată pe gram de materie, are forma
Această formulă este valabilă pentru un interval de temperatură relativ îngust, important de 11-16 milioane de kelvine. Pentru temperaturi mai scăzute (între 6 și 10 milioane de Kelvin) este valabilă o altă formulă:
Principala sursă de energie solară, a cărei temperatură este aproape de 14 milioane de kelvine, este o reacție protonică-protonică. Pentru stele mai masive și, prin urmare, mai fierbinți, este esențială reacția carbon-azot, dependența de care este mult mai puternică față de temperatură. De exemplu, pentru intervalul de temperaturi de 24-36 milioane Kelvin
unde Z este concentrația relativă a elementelor grele: carbon și azot.
După cum vedem, depinde nu numai de temperatură, ci și de concentrația relativă a elementelor grele. La urma urmei, nucleele acestor elemente sunt catalizatorul reacției carbon-azot.
În plus față de reacțiile proton-proton și carbon-azot, alte reacții nucleare pot juca un rol semnificativ în anumite condiții. Deoarece încărcarea țintă, cu care protonul se ciocnește, este redusă, repulsia Coulomb nu este la fel de semnificativă ca în cazul coliziunilor cu nucleele de carbon și azot. Prin urmare, probabilitatea unei interacțiuni termonucleare este mai mare și, prin urmare, rata acestor reacții este relativ mare. Deja la o temperatură de aproximativ un milion de Kelvins, aceștia merg destul de repede. Cu toate acestea, spre deosebire de nucleele de carbon și de azot, nucleele elementelor ușoare nu sunt refăcute în timpul reacțiilor ulterioare, ci sunt consumate ireversibil. Acesta este motivul pentru care abundența elementelor luminoase de pe Soare și stele este neglijabilă.
THERMOYNuclear reacții asupra elementelor mai severe
Am considerat reacții pe elemente relativ ușoare, care apar la temperaturi relativ scăzute. Cu toate acestea, imaginați-vă pentru un moment că totul este format din protoni liberi și electroni, iar temperatura acestor particule este destul de mare. Astronomul ar fi ghicit că era similar cu condițiile de după "Big Bang". Deci, lanțul de protoni-proton indicat mai sus este primul lanț al transformării protonilor în nuclee întregi. Și cu ajutorul acestor reacții au fost obținute primele nuclee de heliu. Mai mult, temperatura universului a scăzut, iar intensitatea transformărilor nucleare a devenit mai mică. Și cum sa întâmplat toată varietatea de substanțe din natură, vă întrebați? Faptul este că după "Big Bang" au existat transformări diferite, chiar și de neconceput, dar numărul elementelor grele pe care le observăm acum nu s-ar fi putut forma imediat. Mai multe reacții au avut loc deja în interiorul stelelor. Dar la energii mari. Chiar și la T = 100 milioane de grade, începe o reacție importantă
Unde litera n semnifică un proton. Valoarea ei nu este atât de mult încât atunci când această energie este eliberată ca un proton care a apărut poate „lipi“ la orice alt nucleu și de a crește, astfel, raportul dintre greutatea atomică - în acest fel poate fi ulterior educat toate elementele mai grele (
În stele staționare, elementele grele pot fi formate prin adăugarea succesivă de nuclee de heliu:
Mg se formează numai în stele cu o masă mai mare de 30M.
Dacă se atinge o temperatură foarte ridicată în intestinul stelelor, eliberarea de energie poate apărea și în reacțiile dintre elementele grele.
În 1600, primul motor solar a fost creat în Franța, funcționând în aer încălzit și utilizat pentru pomparea apei. La sfârșitul secolului al XVII-lea. lider chimist francez Lavoisier a creat primul cuptor solar în care temperatura a ajuns la 1650 ° C și probele încălzite ale materialelor de testare în vid și atmosfera protectoare precum și proprietățile carbonului și platină au fost studiate. În 1866, francezul A. Musho a construit mai mulți concentratori solari mari în Algeria și le-a folosit pentru distilarea apei și pompelor. La expoziția mondială de la Paris din 1878, A. Musho a demonstrat un cuptor solar pentru gătit, în care 0,5 kg de carne putea fi gătită în 20 de minute. În 1833, în Statele Unite, J. Erickson a construit un motor de aer solar cu un concentrator parabolic-cilindric de 4,8 * 3,3 m. Primul colector plat de energie solară a fost construit de francezul Sh.A. Tellier. Are o suprafață de 20 m 2 și a fost folosit într-un motor termic care funcționa pe amoniac. În anul 1885, A fost propusă o schemă pentru o instalație solară cu un colector plat pentru alimentarea cu apă și a fost montată pe acoperișul unei extensii a casei.
Prima fabrică de distilare pe scară largă a fost construită în Chile în 1871 de către inginerul american C. Wilson. A fost operată timp de 30 de ani, furnizând apă potabilă pentru mine.
În 1890, profesorul V.K. Tserassky de la Moscova a realizat procesul de topire a metalelor prin energia solară, concentrată de o oglindă paraboloidă, în centrul căreia temperatura depășea 3000 o C.
TRANSFORMAREA ENERGIEI SOLARE
ÎN CALDURĂ, LUCRU ȘI ELECTRICITATE
Soarele este o stea gigantică, cu un diametru de 1392 mii km. Masa sa (2 x 10 30 kg) este de 333 mii de ori mai mare decât masa Pământului, iar volumul este de 1,3 milioane de ori mai mare decât volumul Pământului. Compoziția chimică a Soarelui: 81,76% hidrogen, 18,14% heliu și 0,1% azot. Densitatea medie a materiei solare este de 1400 kg / m 3. In interiorul soarelui apar reacție termonucleară de hidrogen în heliu și în fiecare secundă de 4 miliarde. Kg materiei este transformată în energie radiată de soare în spațiu sub forma undelor electromagnetice de lungimi diferite.
Oamenii de energie solară au folosit din timpuri străvechi. Înapoi în 212g. cu ajutorul luminii solare concentrate aprinse focul sacru la temple. Potrivit legendei Aproximativ în același timp, omul de știință grec Arhimede a dat foc navelor flotei romane în apărarea orașului său natal.
Radiația solară este o sursă regenerabilă inepuizabilă de energie curată.
Limita superioară a atmosferei ajunge la Pământ pentru fluxul an de energie solară într-o cantitate de 5,6 x 10 24 atmosferă J. Pământului reflectă 35% din această energie înapoi în spațiu, în timp ce energia rămasă este consumată în încălzirea de suprafață, ciclul de evaporare-sedimentară pământului și formarea valurilor în mare și oceanele, curenții aerului și oceanelor și vântul.
Cantitatea medie anuală de energie solară care intră în 1 zi pe 1m 2 din suprafața Pământului variază de la 7,2 MJ / m 2 în nord până la 21,4 MJ / m 2 în deșerturi și tropice.
Energia solară poate fi transformată în energie termică, mecanică și electrică, utilizată în procese chimice și biologice. Instalațiile solare sunt utilizate în sistemele de încălzire și răcire ale clădirilor rezidențiale și publice, în procese tehnologice care au loc la temperaturi scăzute, medii și ridicate. Acestea sunt utilizate pentru producerea apei calde, desalinizarea apei marine sau mineralizate, pentru uscarea materialelor și a produselor agricole etc. Datorită energiei solare se efectuează procesul de fotosinteză și creștere a plantelor, au loc diverse procese fotochimice.
Metodele cunoscute de conversie termodinamică a energiei solare în energie electrică, bazate pe utilizarea motoarelor de cicluri de căldură, procese termoelectrice și termoionici, precum și metode directe de fotoelectrice, fotovoltaice și photoemission transformări. Cele mai practice aplicații au fost convertoarele fotovoltaice și sistemele de transformare termodinamică utilizând motoare termice.
Energia solară este transformată în energie electrică de către centralele solare (SES), care dispun de echipamente destinate captării energiei solare și transformarea acesteia în căldură și electricitate. Pentru funcționarea eficientă a SES, sunt necesare un acumulator de căldură și un sistem automat de comandă.
Captarea și conversia energiei solare în energie termică prin intermediul unui sistem optic de reflectoare și receptor concentrat de energie solară utilizat pentru producerea de abur sau gaz încălzit sau lichid de răcire a metalului lichid (fluid de lucru).
Pentru a găzdui centralele solare sunt cele mai potrivite pentru zonele aride și deșert.
Pe suprafața celor mai mari deșerturi ale lumii, cu o suprafață totală de 20 milioane km 2 (suprafața Sakha 7 milioane km 2) pe an, aproximativ 5 * 10 16 kW * h de energie solară. Cu eficiența conversiei energiei solare în energie electrică egală cu 10%, este suficient să se utilizeze doar 1% din zonele deșertice pentru a se adapta SES pentru a asigura nivelul modern al consumului de energie.
În exemplele discutate mai sus, am vorbit despre reacțiile termonucleare. Deoarece apar în principal în intestinul stelelor, au trebuit să ia în considerare condițiile acestor reacții. După cum puteți vedea, reacțiile termonucleare reprezintă o sursă de energie pentru stele, astfel încât vă puteți imagina această sursă inepuizabilă de energie. La urma urmei, e suficient pentru miliarde de ani. Această circumstanță ia determinat pe mulți oameni de știință să caute reacții termonucleare artificiale într-un "tub de testare". Cu toate acestea, aceste reacții apar în condiții "crude", care sunt greu de reprodus în laborator. Recent, au existat evoluții în fuziunea termonucleară cu laser.
Tabletă (bucată de gheață) cu deuteriu și hidrogen surround de agent de evaporare ușor și este încălzit cu ajutorul laserului, acest substrat se evaporă și comprimat cu D și H, conform legii conservării impulsului este comprimat. Astfel, se creează condițiile necesare. Reacția termonucleară începe. Cu toate acestea, după cum sa menționat deja, această reacție este dificil de localizat. Deși însăși ideea, de a crea un mic "soare" la domiciliu, este necesar să se caute noi căi de reacție. Lucrul remarcabil este că, în viitorul apropiat, omenirea va putea să zboare spre planetele vecine și o navă spațială va avea nevoie de o sursă de energie înaltă, care este o reacție termonucleară.
Dar toate acestea în viitor, și acum rămâne doar să urmeze reacțiile termonucleare nu soarele și să prezică comportamentul acestora din urmă în funcție de diferite condiții.
LISTA LITERATURII UTILIZATE:
1. Alekseev V.P. Formarea omenirii. M., 1984.
2. Bohr N. fizică atomică și cunoaștere umană. M., 1961.
3. Dorfman Ya.G. Istoria mondială a fizicii de la începutul secolului XIX până la mijlocul secolului al XX-lea. M., 1979.
4. Kempfer F. Calea spre fizica moderna. M., 1972.
6. Prigogine I. Stengers I. Comandă din haos. M., 1986.