Тема Кіріспе. Ядролық физика зерттеу нысандары
Тақырып 6. / Тема 6. Ауыр ядролардың бөліну, жеңіл ядролардың бірігу реакциялары
жүктеу/скачать 305,16 Kb.
|
лекция саулелелну (7)
11 (2), лекция саулелелну (6)
| Тақырып 6. / Тема 6. Ауыр ядролардың бөліну, жеңіл ядролардың бірігу реакциялары.
Дәріс тезистері. / Тезисы лекций Жеңіл ядролар синтезі. Ядролардың синтездерінің энергиясы. Ядролық синтез үшін кулондық тосқауыл. Ядролық синтез кезіндегі өзін-өзі сүйемелдеу. Табиғи термоядролық реакциялар. Жарық жұлдыздардың энергия көзі. Егер 1939 жылға дейін ядролық физиктерден атом энергиясын босату қалай сәтті жүзеге асатыны туралы өз пікірін айтуды сұраса, онда бөліну процестерін ешкім көрсетпеген еді. Барлығына жеңіл ядролардың бірігуі арқылы энергия алу неғұрлым практикалық болып көрінді. Бөліну энергиясы негізінен нуклундардың (протондар мен нейтрондардың) байланыс энергиясының есебінен алынатынын білдік, бұл массалық саны А аралық бөліну кезінде түзілген элементтерге қарағанда ауыр элементтер үшін аз. Периодтық кестелерде ең жеңіл ядролардағы нуклондардың байланыс энергиясы олардың бірігу кезінде пайда болған ядроларға қарағанда аз. Атом ядроларының қасиеттерін талдағанда, бір байланыстырушы энергияның бір ядролық бөлшекке байланысты байланыс энергиясының мәнін қолдану ыңғайлы (нуклон олардың саны А массалық санына тең). Ядролық бөлшектердің байланыс энергиясы жоғары жаңа ядроға ауысуы энергияның бөлінуімен, кері ауысуы энергияның сіңуімен жүретін болады. Жер тұрғындары әрқашан термоядролық энергияны қолданған. Тек мыңдаған жылдар бұрын құдай Ра Күн деп танылған осы күрделі және алып термоядролық реактор ғана біздің планетадан өте алыс орналасқан. Жерде күн сәулесінен бөлінетін энергияның аз ғана бөлігі пайдаланылып сақталды. Күн бетінің орташа температурасы шамамен 6000 К құрайды, бізге келетін сәуле осындай тиімді температурасы бар қара дене үшін Планк формуласымен сипатталған. Атмосфераның қабаттарынан өтетін қысқа толқын ұзындығы күн радиациясын біз «ақ» жарық ретінде қабылдаймыз, оны біз флуоресцентті лампалардың көмегімен модельдеуді үйрендік. Өсімдіктер фотосинтез үшін Күннің қызыл және инфрақызыл сәулелерін де белсенді қолданады. Күн радиациясының интенсивтілігі мезгіл -мезгілімен өзгереді (бірақ көп емес, және кезең өте ұзақ). Күн радиациясының табиғаты туралы көптеген гипотезалар айтылды. 1853 жылы Гельмгольц энергияның ауырлық күшінің әсерінен бөлінетінін (Күн көлемінің уақыттың қысқаруы) ұсынды. Алайда, бұл гипотезаға негізделген есептеулер Күннің өте аз жасын берді (экспериментальды мәліметтер ұсынатын шамадан өте аз). Радиоактивтілік құбылысы ашылғаннан кейін осындай процестер күннің ішкі бөлігінде жүреді деген ұсыныстар болды. Күнде сутегі және одан да көп гелий бар екендігіне сүйене отырып, Эдингтон 1920 жылы H He түрленуі кезінде энергия бөлінеді деп ұсынды. 1929 жылы Аткинсон мен Хотерманс жеңіл ядроларының синтезі реакциясы арқылы жұлдыздарда энергия бөліну мүмкіндігін талқылады. Өте жоғары температурада (~ 30 МК) жүретін мұндай синтез кезінде массасы азаяды және сәйкесінше энергия бөлінеді. Мұндай процестер термоядролық реакциялар деп аталады. 1935 жылы Георгий Гамов (Ландаудың Ленинград университетіндегі курстасы) мұндай реакциялар күннің тереңдігінде де болатынын айтты. Гамов гипотезасын Бете қолдады және айтарлықтай дамытты. Жеңіл ядроларының бірігу реакциясы туралы қазіргі түсінікке қысқаша тоқталайық. Ең қарапайым сутегі атомы протон мен электроннан тұрады H11. Теренин мен Добрецов жұқа спектроскопиялық әдістер мен атомдардың бағытталған сәулелерін қолдана отырып, 1920 ж. айналу (механикалық) ядролық моменттерін анықтауды үйренді. Олар экспериментальды түрде Na1123ядролық спинінің I = 2/3 екенін көрсетті және спектрдің өте жіңішке деп аталатын құрылымын зерттеді (ұсақ құрылым S = 1/2 электронды спиннің болуымен байланысты екенін еске түсіреміз). Күрделі эксперименттер кейінірек сутегі молекулаларының өте жіңішке құрылымын зерттеуге және протонның (яғни сутегі ядросының) I = 1/2 айналу моментін анықтауға мүмкіндік берді. Спинмен қатар ядрода магниттік момент те болады. Протонның магниттік моменті ядро үшін магнит моментінің ядро магнитонының 0 бірлігіне қарағанда шамамен 3 есе жоғары (p = 2.789 0) екені белгілі болды, бұл 1836,5 есе (протон мен электрон массаларының қатынасы mp / me = 1836,5) Бор магнетонынан В кем (электронның магниттік моментіне тең, дәлірек 1 В). Эксперименттік қиындық электронның магниттік моментінің орнын толтыру қажеттілігінде болды (ол протоннан 2000 есе жоғары), ол үшін атомдық емес, молекулалық сутектің біртекті емес магнит өрісінің ауытқуы зерттелді (молекуланың екі электронының спиндері өзара компенсацияланады). Нейтронның mn = 1836,9 mе, S = 1/2, және бұл ауыр элементар бөлшектің электр заряды жоқ болса да, оның магниттік моменті нөлге тең емес (1,93 0), нейтрон соған қарамастан электромагниттік өріспен ядролық күштер арқылы әрекеттеседі ( протон үшін p = 2,789 0, 0 емес) дәл осылай түсіндірілген. Ядролық күштер үшін күшті өзара әрекеттестіктің оңайлатылған теориясынан белгілі болғандай, нуклондар арасындағы қысқа қашықтықтағы өзара әрекеттесуді (тартуды) мезондар отбасының бөлшектерінің бірінің алмасуы нәтижесінде түсіндіруге болады. Мезондар - оң немесе теріс зарядты алып жүретін және me мен mp (~ 300 ме) арасындағы массалық аралық бар бөлшектер, олар бозондар класына жатады, өйткені олардың спині бүтін сан S = 0 (фотон үшін S = 1). Ядролық күштердің қысқа қашықтықтағы сипаты мен үлкен көлемін түсіндіру үшін мезондардың болуын 1935 жылы жапон физигі Х.Юкава теориялық түрде болжаған болатын. Бірнеше жылдан кейін ғарыштық сәулелерде зарядталған мезондар эксперименталды түрде анықталды. Тіпті кейінірек, зертханалық жағдайда (Калифорния университетінің Берклидегі үдеткіште) пи-мезондар (-мезондар немесе пиондар) табылды. Қазіргі кезде белгілі мезондар (бөлшек-антибөлшектің аналогы, мысалы электрон-позитрон) және бейтарап мезондар. Пи-мезондар ядролық өзара әрекеттесуді түсіндіруде өте маңызды рөл атқаратынын баса айтамын. Алайда пиондарды (кварктар, глюондар және т.б.) тереңірек қарастыру біздің дәріс курсының шеңберінен тыс. Әлемнің әр түрлі даму кезеңдерінде болатын табиғи ядролық реакцияларды қарастыруға қайта оралайық. Ғаламның ыстық теориясына сәйкес, үлкен жарылыстан кейін және Әлемнің кеңеюі басталғаннан кейін ~ 100 с өткенде протоннан да ауыр және күрделі атом ядролары пайда бола бастады. Құрамында протондар мен нейтрондар бар T ~ 109 К ыстық затта ең жеңіл элементтер - дейтерий (1D2), тритий (1T3) мен гелий (2He4, 2He3) бірігуінің термоядролық реакциялары жүре бастады. Келесі реакцияларды атап өтейік, олар бақыланатын термоядролық синтез тұрғысынан маңызды Ғаламның ыстық теориясы 2He4 гелийінің біріншілік астрофизикалық объектілерінің салыстырмалы түрде жоғары мөлшерін (массасы бойынша шамамен 22%) жақсы түсіндіреді. Бірақ бұл кезеңде (100 с, Т ~ 109 К) ауыр ядролардың пайда болуы мүмкін емес, өйткені заттың температурасы мен тығыздығының төмендеуі синтез мүмкіндіктерін шектейді және қазіргі түсініктерге сәйкес, оларды жеңуге мүмкіндік бермейді, бұл атом ядроларының массалық спектріндегі алшақтық деп аталады ( = 5 және А = 8 кезінде). Факт мынада: табиғатта 2He5, 3Li5, 4Be8 тұрақты ядролары жоқ, ал гелийден кейінгі элементтердің пайда болуы кейінгі Әлемнің эволюциясы туралы кезеңдермен байланысты. Мезондар - оң немесе теріс зарядты алып жүретін (~ 300 ) арасындағы массалық аралық бар бөлшектер, олар бозондар класына жатады, өйткені олардың спині бүтін сан S = 0 (фотон үшін S = 1). Ядролық күштердің қысқа қашықтықтағы сипаты мен үлкен көлемін түсіндіру үшін мезондардың болуын 1935 жылы жапон физигі Х.Юкава теориялық түрде болжаған болатын. Бірнеше жылдан кейін ғарыштық сәулелерде зарядталған мезондар эксперименталды түрде анықталды. Тіпті кейінірек, зертханалық жағдайда (Калифорния университетінің Берклидегі үдеткіште) пи-мезондар ( -мезондар немесе пиондар) табылды. Қазіргі кезде белгілі мезондар (бөлшек-антибөлшектің аналогы, мысалы,- электрон-позитрон) және бейтарап мезондар. Мен тағы да пи-мезондар ядролық өзара әрекеттесуді түсіндіруде өте маңызды рөл атқаратынын баса айтамын. Алайда пиондарды (кварктар, глюондар және т.б.) тереңірек қарастыру біздің дәріс курсының шеңберінен тыс. Әлемнің әр түрлі даму кезеңдерінде болатын табиғи ядролық реакцияларды қарастыруға қайта оралайық. Ғаламның ыстық теориясына сәйкес, үлкен жарылыстан кейін және Әлемнің кеңеюі басталғаннан кейін ~ 100 s өткенде протоннан да ауыр және күрделі атом ядролары пайда бола бастады. Құрамында протондар мен нейтрондар бар T ~ К ыстық затта ең жеңіл элементтер - дейтерий (1 ), тритий (1 ) мен гелий (2H , 2H ) бірігуінің термоядролық реакциялары жүре бастады. Келесі реакцияларды атап өтейік, олар бақыланатын термоядролық синтез тұрғысынан маңызды: 0n1 + 1p1 (1H1) 1D2 + (1) 1D2 + 1D2 2He3 + 0n1 + 3.27 MeV (2) 2He3 + 0n1 1T3 + 1p1 (3) 1D2 + 1D2 1T3 + 1p1 + 4.05 MeV (4) 2He3 + 1D2 2He4 + 1p1 + 18.34 МеV (5) 1T3 + 1D2 2He4 + 0n1 + 17.58 MeV (6) Ғаламның ыстық теориясы 2H гелийінің біріншілік астрофизикалық объектілерінің салыстырмалы түрде жоғары мөлшерін (массасы бойынша шамамен 22%) жақсы түсіндіреді. Бірақ бұл кезеңде (100 s, Т ~ 1 К) ауыр ядролардың пайда болуы мүмкін емес, өйткені заттың температурасы мен тығыздығының төмендеуі синтез мүмкіндіктерін шектейді және қазіргі түсініктерге сәйкес, оларды жеңуге мүмкіндік бермейді. атом ядроларының массалық спектріндегі алшақтық деп аталады A= 5 және А = 8 кезінде. Факт мынада: табиғатта 2He5, 3Li5, 4Be8 тұрақты ядролары жоқ, ал гелийден кейінгі элементтердің пайда болуы кейінгі кезеңдермен байланысты Әлемнің эволюциясы туралы. Белгілі химиялық элементтердің көпшілігі Үлкен жарылыс пен ғаламның кеңеюінің басталуынан миллиардтаған жылдар өткен соң пайда болды. 1D2, 3Li7, 4Be8 және 5B10 сияқты элементтердің пайда болуын қарастыру қиынырақ, өйткені бұл элементтер тек термоядролық реакциялар кезінде ғана жасалмайды, сонымен қатар оңай жойылады (мысалы, ). Бұл элементтердің пайда болуы қазіргі кезде ядролық физикада бөліну мен синтез реакцияларымен қатар қарастырылатын спаллациялық реакциялар деп аталатын түсіндіріледі. Өте жылдам протондардың немесе -бөлшектердің ауыр элементтермен өзара әрекеттесуі кезінде спаллингтік реакциялар кезінде (космологиялық теорияда - ғарыштық сәулелер жұлдызаралық ортада) массасы күрт өзгеше фрагменттер түзіледі, оның ішінде 3Li7, 4Be8 және 5B10. Супернова жарылыстары жеңіл элементтер синтезінің тиімді қосымша көзі бола алады. Әрине, біз астрофизика мен космологияның бұл мәселелеріне кірмейміз. Назар аударыңыз, көміртегі мен оттегінің пайда болуы Әлемнің эволюциясының сол кезеңінде ~-бөлшектердің үш рет соқтығысуы T ~ 1 К-те тиімді болғанда басталады. 3 6C12 + және 6C12 + (2Не4) 8O16 + . T ~ 1 К кезінде көміртегі мен оттегінің жану реакциялары неоннан кремнийге дейінгі элементтердің изотоптарының түзілуімен мүмкін болады. Темір 26Fе56 мен оның көршілес элементтерінің түзілуі термодинамикалық тепе -теңдік жағдайында жоғары температурада (~ 3* К) жүреді. Темірдің максималды меншікті байланыс энергиясы бар (тек бір нуклонға 56), ол жер қыртысында өте тұрақты және кең таралған элемент. 26Fе56 -дан ауыр элементтер термоядролық синтез реакцияларынан айтарлықтай ерекшеленетін процестер кезінде пайда болады. Нейтрондарды ұстау (сіңіру) процестері шешуші сипатқа ие болады. Біз ұқсас процесті U238 ядроларының нейтрондарды сіңіруінде қарастырдық. Енді бөлімнің басында жазылған және термоядролық синтез реакцияларын бейбіт және әскери мақсатта қолдануды анықтайтын реакцияларға (1-6) оралайық. Бөліну реакцияларында жұмыс істейтін атом электр станцияларын қарастырғанда, біз ең жағымсыз мәселе радиоактивті қалдықтарды (аяқталмаған отын, пайдаланылған материалдар) көму екенін атап өттік. Сондықтан, жарты ғасырдан астам уақыт бойы физиктердің ойлары жеңіл ядролардың синтезіне негізделген жаңғыртылатын және қалдықсыз атом энергиясын іздеуге бағытталған. Шешу әдісін табиғаттың өзі ұсынған Күннің ішкі бөлігінде шамамен 20 МК (2 * К) температурада мұндай алып реактор жұмыс істейді. Мұндай Т -да барлық атомдар толық иондалған күйде болады; кейде олар төртінші, плазмалық күй туралы айтады. Мұндай реакциялардың негізгі компоненттері протондар (1H1), дейтерондар (1D2 - ядросы протон мен нейтроннан тұрады) және тритондар (1T3 ): 1H1 + 1H1 1D2 + e+(позитрон) + h (энергия), 1D2 + 1D2 1T3 + 1H1 + h . T = 20 MK кезінде электростатикалық итеруді жеңе отырып, протондар мен дейтерондар бірігіп, дейтерий мен тритий түзеді, содан кейін негізгі реакция жүреді (біздің тізімдегі реакция (6)) 1T3 + 1D2 2Не4 (3.5 MeV) + 0n1 (14.1 MeV) Мүмкіндігінше бірдей зарядталған H +, D +, T +жинақтау үшін өте жоғары температура қажет, себебі ядролық тартылыс күштері (синтез реакцияларын тудыратын) өте аз қашықтықта ғана іске қосылады. Күріш. 14 реакцияны схемалық түрде бейнелейді (6). Ол жоғары температурада соқтығысып, алдымен гелийдің тұрақты ядросына (оның кинетикалық энергиясы шамамен 3,5 МэВ) және жылдам нейтронға ыдырайтын аралық қысқа мерзімді ядро түзетін дейтерон мен тритонның нуклондық модельдері деңгейінде түсіндіріледі. 0n1 (14,1 МэВ). Бұл орасан энергия адамға өнеркәсіптік мақсаттар үшін жылу энергиясы түрінде қызмет ете алады (мысалы, металдарды балқыту), әмбебап электр энергиясы ретінде, немесе (өкінішке орай!) Қорқынышты жойқын күштің қаруы ретінде. Сутегі бомбасын жасау өте қарапайым болды. АҚШ -тағы Э.Теллер, Кеңес Одағындағы Сахаров, Зельдович, Гинзбург және басқалары плутонийдің бөліну реакциясын қолданып, ядролық жарылыс аймағында (6) реакцияға қажетті жоғары температураны оңай алды ... Мұхиттағы атоллда американдықтар ауыр судан алынған және 20 К сутегі бомбасының сұйық сутегі температурасында сақталатын 1D2 көмегімен көлемді қондырғы салды. КСРО -да, жақында Нобель сыйлығының лауреаты Гинзбургтің идеясы бойынша, қатты дене физикасы бойынша маман, олар қарапайым және ерекше тәсілмен әрекет етті. Реакция компоненттерін өндіру үшін біз ең қарапайым текше иондық кристалды LiD қолдандық (біз LiD және оның жақын аналогы LiH туралы курста айтатын боламыз). Li6 изотопы (Li7 -ге қарағанда сирек кездеседі) нейтронмен әрекеттескенде, гелий атомы мен тритон түзіледі, бұл реакция үшін компонентті алу ең қиын (6). Белгілі болғандай, егер біз қоспаны шамамен 500 kg 92U238 + 7 kg 94Pu239 + 150 kg LiD, дереу берсек, онда біз термоядролық бомба аламыз, оның қуаты атом бомбаларының қуатынан 50 есе жоғары. Хиросима мен Нагасаки (20000 тонна тротилге барабар). 1953 жылы КСРО осындай термоядролық бомбаны сынақтан өткізді. Термоядролық бомбаның жұмысын бірнеше кезеңге бөлуге болады: (i) Pu239 бөліну тізбекті реакциясын іске асыруды ынталандыратын әдеттегі химиялық жарылыс; (іі) дейтерий мен тритий бар ыдыста синтез реакциясына жағдай туғызатын атомдық жарылыс; (iii) өз кезегінде өндірілетін жылдам нейтрондардың үлкен көлемі U238 уранының кең таралған (және, демек, арзан) изотопының бөлінуіне әкеледі. Жұмыс принципі жеткілікті қарапайым көрінеді, бірақ сутегі бомбасын жасау барысында көптеген мұқият есептеулер жүргізу қажет болды, өйткені эксперименталды түрде көп нәрсені сынау мүмкін болмады. Есептеу технологиясы сол кезде машиналарды қосумен шектелді, және оларды ресейлік теоретиктердің (әсіресе Санкт -Петербург мектебі) жуық математикалық есептеулер әдістерімен тамаша командалары ғана сақтап қалды. Мұндай есептеулерге болашақ Нобель сыйлығының лауреаты Лев Ландау үлкен үлес қосты, ол басқа лауреат Петер Капицаның кепілдігімен тіпті түрмеден босатылды, онда ол сталиндікке қарсы листовкаға қамалды. Жоғарыда айтылғандай, сутегі бомбасы өте тез құрылды. Бірақ басқарылатын термоядролық синтез бойынша жұмыс - термоядролық реакциялар кезінде бөлінетін энергияны бейбіт мақсатта қолдану әлдеқайда қиын болды. Бұл саланың көшбасшылары американдық және ресейлік физиктер болды; 1980 жылдардың ортасында мұнда елеулі табыстарға қол жеткізілді. Үлкен экономикалық шығындар әр түрлі елдердің (АҚШ, КСРО, Англия, Жапония) ғалымдарын күштерін біріктіруге мәжбүр етті. «Қырғи қабақ соғыстың» аяқталуы термоядролық және ядролық энергетикаға инвестицияларды тоқтатуға әкелді, тек соңғы жылдары сөзсіз жақындап келе жатқан энергетикалық дағдарыс бірлескен халықаралық жобалардың қайта жандануына ықпал етті. Енді олар іс жүзінде Францияда Сахаров пен Тамм ұсынған TOKAMAK негізінде ITER (International Thermonuclear Experimental Reactor) құрылысын бастайды. жүктеу/скачать 305,16 Kb. Достарыңызбен бөлісу:
|