Учебное пособие Алматы 2013 ббк удк номер
жүктеу/скачать 1,73 Mb.
|
treatise11751
семинар 4
| Глава VII. Синтез легких ядер. Ядерные реакции в звездах. Проблемы управляемого термоядерного синтеза
Ядерной энергетике при всех её несомненных достоинствах свойственны существенные недостатки даже при замкнутом топливном цикле. В ядерных реакторах образуется большое количество долгоживущих радиоактивных изотопов. Результатом этого могут быть тяжелые последствия потенциально возможной аварии с выбросом радиоактивности при нарушении ядерного реактора. Однако и при нормальной эксплуатации возникает необходимость длительного захоронения радиоактивных отходов. Следует помнить и о проблемах ядерной энергетики для решения которых потребуется возможно не одно десятилетие. Это создание экономичных и безопасных предприятий замкнутого топливного цикла, а также реакторов-размножителей, без которых едва ли удается решить топливную проблему энергетики. Поэтому одновременно с совершенствованием ядерной энергетики ведутся поиски новых технологий промышленного производства электроэнергии. Прежде всего обнадеживают результат, полученные в исследованиях по термоядерной энергетике, хотя они далеки от завершения. Физические основы термоядерной энергетики достаточно просты и хорошо изучены. Известно, что доля превращения внутриядерной энергии в тепловую в широких масштабах, кроме реакций деления тяжелых ядер, принципиально возможно использование реакций синтеза легких ядер. Зависимость средней энергии связи от массового числа ε(A) показывает, что энергетические связи нуклона в наиболее легких ядрах, так же как и в наиболее тяжелых, меньше, чем в ядрах с промежуточными массовыми числами. Другими словами, сумма масс легких ядер, рассматриваемых самостоятельно > массы среднего ядра, образованного при их слиянии. Следовательно, соединение легких ядер в одно более тяжелое ядро должно также приводить к освобождению энергии, причем, как показывает крутизна подъема кривой, в таких реакциях синтеза должно выделиться существенно > энергии на один нуклон, чем в реакции деления. Если при делении выделяется энергия на нуклон, то реакция синтеза, например, реакция между дейтоном и тритием идет с выделением энергии 3,5 МэВ на один нуклон. Однако, для того, чтобы такую реакцию осуществить, необходимо сильно ускорить одно из ядер для преодоления сил кулоновского отталкивания ядер. Этот метод требует затраты большой энергий, часто превышающей ту энергию, которая освобождается при синтезе. На первый взгляд кажется, что для этой цели можно использовать сильноточный ускоритель низкой энергии. Однако этот метод бесперспективен из-за того, что подавляющая часть энергии частиц расходуются на ионизацию и возбуждение атомов. Эффективное сечение ядерной реакции примерно в 108 раз < эффективного сечения ионизации. Для того, чтобы можно было использовать выделяющуюся энергию, надо создать такие условия, при которых энергии должно выделиться >, чем ее расходуется на возбуждение реакции, то есть эти реакции должны быть самоподдерживающимися. Если газ, состоящий из легких ядер, нагреть до достаточно высокой температуры, то кинетическая энергия теплового движения этих ядер может оказаться сравнимой с высотой кулоновского барьера. Тогда ядра вступают в непосредственный контакт, происходит слияние. Поэтому такие процессы называются термоядерными реакциями. Оценим высоту кулоновского барьера при столкновении 2-х протонов. Эту энергию невозможно получить путем обычного нагревания, так как даже при температуре 10 млн. K энергия частицы едва достигает 1 кэВ. ( ). При таких температурах вещество должно находиться в полностью ионизованном состоянии, превращаясь в четвертое состояние вещества – плазму. Рис.7.1
Известно, что ионизация атомов начинается при температуре ~104K. Образующуюся смесь ионов и е- с нулевым общим электрическим зарядом называют плазмой. По мере увеличения температуры – степень ионизации плазмы увеличивается до тех пор, пока все электроны не покинут ядра, то есть пока не образуется полностью ионизированная плазма. В термоядерном топливе такое состояние достигается при относительно малых температурах (≤107K). Так, для атома водорода, в котором всего 1 электрон, энергия ионизации составляет 13,6 эВ. (1 эВ=11600 K).
Рис.7.2
При температуре 20 млн. градусов Протоны такой энергии не могут преодолеть кулоновский потенциальный барьер. Однако здесь появляются 2 фактора, принципиально меняющие ситуацию в целом. С одной стороны, всегда имеется небольшая часть ядер с энергиями выше средней. С другой стороны, хотя частицы и имеют недостаточную среднюю энергию, согласно квантовой механике всегда существует небольшая вероятность просачивания их сквозь потенциальный барьер. Эта вероятность увеличивается с энергией.
В этой цепочке 1-ая и 2-ая реакции должны пройти по 2 раз , чтобы получились 2 ядра , нужные для третьей реакции. Эта цепочка реакций сводится к преобразованию протонов в ядра гелия с выделением большого количества энергии Самой медленной реакцией в протонном цикле является первая, для которой . После того как образовался дейтон, он практически мгновенно вступает во взаимодействие с водородом. Среднее время жизни дейтона относительно этой реакции всего 6 с. После того как в звезде накопится достаточное количество легкого изотопа может осуществиться третья, последняя реакция водородного цикла. Время этой реакции имеет ~ миллиона лет. Можно считать, что водородный цикл является основным источником энергии на ранних стадиях развития звезды, поскольку он может протекать при относительно низких температурах ~ 10 млн. градусов. При более высоких температурах, когда в звезде накопиться заметное количество гелия, в результате присоединения новых нуклонов должно начаться образование элементов с большими атомными номерами. При наличии в звезде углерода и при T> 15*106K становится возможным также углеродно-азотный цикл из 6 реакций, в которых ядро служит в качестве катализатора. , из них 1,7 МэВ уносит ν. Скорости удельного энерговыделения углеродного и водородного циклов по-разному зависят от температуры. При относительно низких температурах (<1,5*106 К) преобладающее значение имеет p-p-цепь; по мере повышения температуры значение углеродного цикла быстро возрастает. На Солнце и звездах, внутренняя температура которых близка к 15 млн. градусов, эти 2 процесса происходят примерно в равной степени. Благодаря огромным размерам и массам звезд удержание плазмы происходит за счет гравитационных сил. Термоизоляция осуществляется благодаря тому, что реакции синтеза протекают в горячем ядре звезды, а теплоотдача происходит с более холодной и весьма удаленной поверхности. Только поэтому звезды могут генерировать энергию в таких медленных процессах, как (p,p) и (CN) циклы. Для использования в земных условиях эти процессы совершенно непригодны, да и неосуществимы, например, реакция непосредственно еще никем не наблюдалась из-за чрезвычайно малых эффективных сечений. жүктеу/скачать 1,73 Mb. Достарыңызбен бөлісу:
|