Протон-протонная реакция 9 Углеродно-азотный цикл 10Глава III: солнечная энергия Термоядерные реакции на более тяжёлых элементах 14 Первые опыты использования
Скачать 194.75 Kb.
|
| Реферат скачан с сайта www.Shara.org.ua - Рефераты нашару! Термоядерные реакции ОГЛАВЛЕНИЕВведение 3Глава I: элементарные частицы и история Немного истории 5 Строение атома 6Глава II: термоядерные реакции Виды термоядерных реакций 8 Протон-протонная реакция 9 Углеродно-азотный цикл 10Глава III: солнечная энергия Термоядерные реакции на более тяжёлых элементах 14 Первые опыты использования солнечной энергии 15 Преобразование солнечной энергии в теплоту, работуи электричество 15Заключение 18Список используемой литературы 19 ВВЕДЕНИЕ Рождение энергетики произошло несколько миллионов лет тому назад,когда люди научились использовать огонь. Огонь давал им тепло и свет, былисточником вдохновения и оптимизма, оружием против врагов и диких зверей,лечебным средством, помощником в земледелии, консервантом продуктов,технологическим средством и т.д. На протяжении многих лет огонь поддерживался путем сжиганиярастительных энергоносителей (древесины, кустарников, камыша, травы, сухихводорослей и т.п.), а затем была обнаружена возможность использовать дляподдержания огня ископаемые вещества: каменный уголь, нефть, сланцы, торф. Прекрасный миф о Прометее, даровавшем людям огонь появился в ДревнейГреции значительно позже того, как во многих частях света были освоеныметоды довольно изощренного обращения с огнем, его получением и тушением,сохранением огня и рациональным использованием топлива. Сейчас известно, что древесина - это аккумулированная с помощьюфотосинтеза солнечная энергия. При сгорании каждого килограмма сухойдревесины выделяется около 20 000 к Дж тепла, теплота сгорания бурого угляравна примерно 13 000 кДж/кг, антрацита 25 000 кДж/кг, нефти инефтепродуктов 42 000 кДж/кг, а природного газа 45 000 кДж/кг. Самойвысокой теплотой сгорания обладает водород 120 000 кДж/кг. Человечеству нужна энергия, причем потребности в ней увеличиваются скаждым годом. Вместе с тем запасы традиционных природных топлив (нефти,угля, газа и др.) конечны. Конечны также и запасы ядерного топлива - уранаи тория, из которого можно получить в реакторах-размножителях плутоний.Практически неисчерпаемы запасы термоядерного топлива - водорода, и вот, в"атомный" век, учёные смогли контролировать ядерный распад атомов ииспользовать большую энергию, выделяющуюся при этом процессе. Эти реакции называются термоядерные. О них в дальнейшем и пойдётречь. Само название уже говорит за себя, ведь слово "термоядерные"произошло от thermos, что означает температура. Таким образом, термоядерныереакции - это реакции, протекающие при большой температуре, когдакинетическая энергия атомов играет значительную роль. Как дальше будетпоказано энергия, которая выделяется при термоядерных реакциях, достигаетколоссальных величин. Сейчас уже достоверно известно, что термоядерныереакции являются основным источником энергии в звёздах. Именно в нихприрода создаёт такие условия, при которых имеют место эти реакции.Основные примеры термоядерных реакций: протон-протонная цепочка (pp -цикл)и углеродно-азотный цикл Г. Бёте (CNO - цикл). В pp-цикле четыре протонаобразуют одно ядро гелия (при этом два протона должны превратиться внейтроны). Такое соединение протонов в ядро гелия может идти различнымипутями, но результат один и тот же. Энергия, выделяющаяся при однойреакции: Е = ?m*c[pic]; где ?m - это избыток массы четырех протонов над массой одного ядрагелия: Е = (4*1,00727647 - 4,002603267)*931,5016 = 24,687 МэВ на одно ядро. Эта энергия достаточно впечатлительная величина, если учесть, чтоинтенсивность протекания рр-цепочки в звёздах очень велика. В CNO-цикле ядро атома углерода, с массовым числом 12, являетсякатализатором, т. е. в результате нескольких реакций ядро углеродапоследовательно захватывает 4 протона и, испытывая ядерный распад, опятьстановится [pic]С, испуская ядро He. ГЛАВА I. ЭЛЕМЕНТАРНЫЕ ЧАСТИЦЫ И ИСТОРИЯ НЕМНОГО ИСТОРИИ В 1926 г. Эддингтон опубликовал свою книгу "The InternalConstitution of the Stars" ("Внутреннее строение звёзд"). В этой книге былиблестяще изложены представления того времени о физических основахпроцессов, происходивших в звёздах. Сам Эддингтон внёс существенный вклад вформирование этих представлений. Ещё до него в принципе было ясно, какфункционируют звёзды. Однако не было точно известно, откуда берётсяэнергия, которая поддерживает излучение звёзд. Уже тогда было понятно, что богатое водородом звёздное веществоможет быть идеальным источником энергии. Учёные знали, что при превращенииводорода в гелий освобождается столько энергии, что Солнце и другие звёздымогут светить миллиарды лет. Таким образом, было ясно, что еслиразобраться, в каких условиях идёт слияние атомов водорода, то был бынайден великолепный источник энергии звёзд. Однако наука тех лет была ещёочень далека от того, чтобы осуществить превращение водорода в гелий вэкспериментальных условиях. Астрофизикам того времени оставалось только верить, что звёздыпредставляют собой гигантские ядерные реакторы. Действительно, нельзя былобы представить никакого другого процесса, который мог бы обеспечитьэнергией Солнца в течение миллиардов лет. Наиболее последовательно этомнение выразил Эддингтон. Он исходил из многочисленных и многократноповторённых измерений светимости звёзд, которые проводили астрономы-наблюдатели. К сожалению, физики того времени считали, что атомные ядра взвёздах не могут реагировать друг с другом. Эддингтон уже тогда смог рассчитать, какая температура должнанаблюдаться в недрах Солнца. По его расчётам она должна составлятьпримерно 40 миллионов градусов. Такая температура, на первый взгляд оченьвысокой, но ядерщики считали, что её недостаточно для протекания ядерныхреакций. При этой температуре атомы во внутренних областях солнцаперемещаются относительно друг друга со скоростями около 1000 километров всекунду. При таких высоких температурах атомы водорода уже теряют своиэлектроны, протоны уже свободно перемещаются в пространстве. Представимсебе, что два протона налетают друг на друга и, в следствиявзаимодействия, взаимно отталкиваются. При скоростях 1000 километров всекунду протоны могут приблизится на очень малое расстояние, но поддействием силы электрического отталкивания они разлетятся прежде чемсмогут объединиться в одно ядро. Как показали расчёты, только притемпературе свыше 10 миллиардов градусов частицы движутся с такимискоростями, что, несмотря на силы электрического отталкивания, они могуприблизится друг другу и слиться. Солнце с температурой 40 миллионовградусов казалось физикам слишком холодным, чтобы в его недрах моглопроисходить превращение водорода в гелий. Однако Эддингтон был убеждён,что только ядерная энергия может поддерживать излучение звезд, и оказалсяправ. СТРОЕНИЕ АТОМА Всё что нас окружает, - горные породы, и минералы, вещества ватмосфере и морях, клетки растений и животных, газовые туманности и звёздыво Вселенной во всём их многообразии - всё это состоит из 92 элементарныхкирпичиков - химических элементов. Это было установлено наукой 19-гостолетия, которая тем самым упростила картину окружающего мира. Какпоказывают опыты, существует 3 основных типа элементарных частиц, изкоторых состоят атомы: электроны, протоны и нейтроны. Например, ядро водорода состоит из протона, а вокруг него вращаетсяэлектрон. Протон - это положительно заряженная частица, масса которой[pic]1,672*10[pic] кг. Электрон - это отрицательно заряженная частица. Егомасса на три порядка меньше массы протона, а заряд электрона равен зарядупротона. Таким образом, атом в целом нейтрален. Электрон удерживается ватоме кулоновскими силами взаимодействия и поэтому его удерживает ядро. Вследующем элементе - гелии, ядро состоит иначе, в нём есть ещё одна новаячастица (точнее две) - нейтрон. Нейтрон - это частица не имеющего заряда(нейтральная). Как мы дальше выясним, она необходима в ядре для связипротонов в ядре, т. к. протоны стремятся оттолкнуться друг от друга.Целиком ядро гелия представлено двумя протонами и двумя нейтронами, авокруг ядра вращаются два электрона. Все атомы и ядра состоят изопределенного количества протонов и нейтронов. Сколько протонов находится вядре, столько же электронов обращается вокруг ядра в электронных оболочках.Поэтому положительный заряд протонов ядра в точности компенсируетсяотрицательным зарядом электронов. Собственно говоря, дело обстоит ещёпроще. Если быть более точным, то атомы состоят не из трёх типовэлементарных частиц: протонов, нейтронов и электронов, а всего из двух. Ватомных ядрах нейтрон может превратиться в протон и электрон, испустивпоследний за пределы ядра (т. к. при распаде нейтрона энергия избытка масснейтрона над протоном и электроном переходит в кинетическую энергию ираспределяется между двумя последними частицами). Последний процесс физикиназывают ?[pic]- распад. Так как при ?[pic]- распаде в ядре количествопротонов увеличивается на 1, а следственно и заряд, то порядковый номерядра увеличивается и оно становится уже ядром нового элемента. Кстати,именно таким образом были синтезированы многие последние элементы таблицыМенделеева. Но возвратимся к нашему нейтрону. Если каким-то образом, в ходеэксперимента будет получен свободный нейтрон, то он нестабилен и через 17,3минут распадается по выше указанному правилу. Поэтому можно считать, чтоокружающий нас мир во всём своём многообразии построен только из протонов иэлектронов. Интересно заметить, что химическое свойство атома определяетзаряд ядра. Это объясняется, прежде всего, тем, что электроны в атомеобразуют электронные оболочки согласно заряду ядра, а именно они (оболочки)и определяют химические связи в молекулах. Поэтому ядра с разным массовымчислом, но с одинаковым зарядом ядра называются изотопами, т. к. они имеютодинаковые химические, но разные физические свойства. Так, например, кромеобычного водорода существует так называемый тяжёлый водород. В ядре этогоизотопа кроме одного протона есть ещё и один нейтрон. Такой изотопназывается дейтерием. Он в небольшом количестве встречается в природе.Однако количество изотопов для данного вещества ограниченно. Это связанно стем, что протоны и нейтроны в ядре создаю свою своеобразную структуру, т.е. существуют некоторые подуровни, которые заполняются нуклонами (нуклоны -это протоны и нейтроны, т. е. те которые в ядре) и, если количествонекоторых (протонов или нейтронов) больше критического значения, то ядропретерпевает ядерную реакцию. Более тяжёлые элементы, такие как железо,имеют в ядре 26 протонов и 30 нейтронов. Как видно нейтронов больше, чемпротонов. Всё дело в том, что 26 положительно заряженных частиц за счёткулоновского отталкивания стремятся разлететься в разные стороны, а ихудерживает так называемые ядерные силы. Эти силы обуславливаются взаимнымипревращениями нуклонов в ядре. Нейтрон, в ядре, испускает новую частицу -?[pic]-мезон и превращается в протон, а протон захватывает эту частицу,превращаясь в нейтрон. Так происходит взаимопереход одних частиц в другие иядро не распадается. В лёгких ядрах силы отталкивания не очень велики и накаждый протон хватает по одному нейтрону, а в более тяжёлых элементах, длястабильного ядра нужен избыток нейтронов. Классическая теория не может описать теорию строения ядра, т. к.частицы микромира не подчиняются законам Ньютона. Это, прежде всего,связано с исключительным свойством материи, о чём гласит один из законовквантовой механики - энергия принимает дискретные значения. Так жетрудность состоит в том, что частицу микромира невозможно описать какматериальную точку. Об этом гласит уравнение Шрёдингера. Т. е. можно лишь снекоторой вероятностью предсказать в какой точке пространства находитсяисследуемый объект, имея скорость, заключённую в некоторый интервалскоростей. ГЛАВА II. ТЕРМОЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ ВИДЫ ТЕРМОЯДЕРНЫХ РЕАКЦИЙ В 1939 г. известный американский физик Бете дал количественнуютеорию ядерных источников звёздной энергии. Что же это за реакции? Как ужеи упоминалось, это термоядерные реакции. Как известно, звёзды по большейчасти состоят из водорода, (правда есть и исключения) поэтому вероятностьстолкновения двух протонов очень велика. При столкновении протона с другимпротоном (или другим ядром) он может притянуться к ядру за счёт ядерныхсил. Ядерные силы действуют на расстояниях порядка размеров самого ядра(т. е. 10[pic] м). Для того чтобы приблизится к ядру на столь малоерасстояние, протону необходимо преодолеть весьма значительную силуэлектростатического отталкивания («кулоновский барьер»). Ведь ядро тожезаряжено положительно. Простые расчеты показывают, что энергиясоответствующая этому переходу - 1000 кэВ. Между тем независимые оценкипоказывают, что в Солнце протоны имеют энергию около 1 кэВ, т. е. в 1000раз меньшую. Протонов с нужной энергией в недрах звёзд практически небудет. Казалось бы, при такой ситуации никаких ядерных реакций тампроисходить не может. Но это не так. Дело в том, что согласно законамквантовой механики протоны, энергия которых даже незначительно меньше 1000кэВ, всё же, с некоторой небольшой вероятностью, могут попасть в ядро. Этавероятность быстро уменьшается с уменьшением энергии протона, Но она неравна нулю. В то же время число протонов по мере приближения их энергии ксредней тепловой будет стремительно расти. Поэтому должна существоватьтакая «компромиссная» энергия протонов, при которой малая вероятность ихпроникновения в ядро «компенсируется» их большим количеством. Оказывается, что в условиях звёздных недр эта энергия близка к 20 кэВ. Толькоприблизительно одна стомиллионная доля протонов имеют такую энергию. И всёже этого оказывается как раз достаточно, чтобы ядерные реакции происходилис такой скоростью, что выделяющаяся энергия точно соответствовала бысветимости звёзд. Я остановил своё внимание на реакциях с протонами не только потому,что они - самая обильная составляющая вещества звёздных недр. Еслисталкиваются более тяжелые ядра, у которых заряды значительно большеэлементарного заряда протона, кулоновские силы отталкивания существенноувеличиваются, и ядра при Т [pic]10[pic] К уже не имеют практическиникакой возможности проникнуть друг в друга. Только при значительно болеевысоких температурах, которые в некоторых случаях реализуются внутризвёзд, возможны ядерные реакции на тяжёлых элементах. Как уже и указывалось, сущность ядерных реакций внутри Солнца извёзд состоит в том, что через ряд промежуточных этапов четыре ядраводорода (протоны) объединяются в одно ядро гелия ([pic]-частицы), причёмизбыточная масса выделяется в виде энергии, нагревающей среду, в которойпроисходят реакции. Рассмотрим более подробно эти реакции. ПРОТОН - ПРОТОННАЯ РЕАКЦИЯ Эта реакция начинается с таких столкновений между протонами, врезультате которых получается ядро тяжёлого водорода - дейтерия. Даже вусловиях звёздных недр это происходит очень редко. Как правило,столкновения между протонами являются упругими: после столкновения частицыпросто разлетаются в разные стороны. Для того чтобы в результатестолкновения два протона слились в одно ядро дейтерия, необходимо, чтобыпри таком столкновении выполнялись два независимых условия. Во-первых,надо, что у одного из сталкивающихся протонов кинетическая энергия раз вдвадцать превосходила бы энергию тепловых движений при температурезвёздных недр. Как уже говорилось выше, только одна стомиллионная частьпротонов имеет такую относительно высокую энергию, необходимую дляпреодоления «кулоновского барьера». Во-вторых, необходимо чтобы за времястолкновения один из двух протонов успел бы превратиться в нейтрон,испустив позитрон и нейтрино. Ибо только протон с нейтроном могутобразовать ядро дейтерия. Заметим, что длительность столкновения всеголишь около 10[pic] секунды (оно порядка классического радиуса протона,поделённого на его скорость). Если всё это учесть, то получится, чтокаждый протон имеет реальные шансы превратиться таким способом в дейтерийтолько раз в течение несколько миллиардов лет. Но так как протонов внедрах звёзд достаточно много, такие реакции, и притом в нужномколичестве, будут иметь место. По-другому складывается судьба вновь образовавшихся ядер дейтерия.Они «жадно», всего через несколько секунд, «заглатывают» какой-нибудьблизкий протон, превращаясь в изотоп [pic]He. После этого изотоп гелиябудет взаимодействовать с подобным себе ядром, в результате чегообразуется ядро «обыкновенного» гелия и два протона. Так как концентрацияизотопа [pic]He чрезвычайна мала, то это произойдёт через несколькомиллионов лет. Далее представлена последовательность этих реакций ивыделяющаяся при них энергия. Таблица 1.| [pic]H + [pic]H [pic] [pic]D + [pic] + [pic] + 1,44||МэВ (десятки миллиард. лет); ||[pic]D + [pic]H [pic] [pic]He + [pic] + 5,49 ||MэВ (несколько секунд); ||2[pic]He [pic] [pic]He + 2[pic]H + 12,85 MэВ||(несколько млн. лет). | Здесь буква ? - означает нейтрино, а ? - гамма-квант. Не вся освободившаяся в результате этой цепи реакций энергияпередаётся звезде, так как часть этой энергии уносится нейтрино. С учётомэтого обстоятельства энергия, выделяемая при образовании одного ядрагелия, равна 26,2 МэВ. Вторая ветвь протон - протонной реакции начинается с соединенияядра [pic]He с ядром "обыкновенного" гелия [pic]He, после чего образуетсяядро бериллия [pic]Be. Ядро бериллия в свою очередь может захватитьпротон, после чего образуется ядро бора [pic]B, или захватить электрон ипревратиться в ядро лития. В первом случае образовавшийся радиоактивныйизотоп[pic]B претерпевает бета-распад: [pic]В [pic] [pic]Be + ? + [pic].Заметим, что нейтрино, образовавшиеся при этой реакции, как раз иобнаружили при помощи уникальной, дорогостоящей установки. Радиоактивныйбериллий[pic]Be весьма неустойчив и быстро распадается на две ?-частицы.Наконец, последняя, третья ветвь протон - протонной реакции включает всебя 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 реакцийидет по первой цепи, но роль «побочных» цепей отнюдь не мала, что следуетхотя бы из знаменитого нейтринного эксперимента, который впервые далвозможность практически наблюдать процессы, протекающие внутри звёзд. УГЛЕРОДНО-АЗОТНЫЙ ЦИКЛ Перейдём теперь к рассмотрению углеродно-азотного цикла. Этот циклсостоит 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 ядромуглерода, превращается в радиоактивный изотоп [pic]N. При этой реакцииизлучается ?-квант. Изотоп [pic]N, претерпевая ? - распад с испусканиемпозитрона и нейтрино, превращается в обычное ядро азота [pic]N. При этойреакции так же испускается ? - квант. Далее, ядро азота сталкивается спротоном, 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 столкновенияпротон, распадается на обычный углерод и гелий. Вся цепь реакцийпредставляет собой последовательное «утяжеление» ядра углерода путемприсоединением протонов с последующими[pic]- распадами. Последним звеномэтой цепи является восстановление первоначального ядра углерода иобразованием нового ядра гелия за счёт четырёх протонов, которые в разноевремя один за другим присоединились к [pic]C и образующимся из негоизотопам. Как видно, никакого изменения числа ядер [pic]C в веществе, вкотором протекает эта реакция, не происходит. Углерод служит здесь«катализатором» реакции. Из таблицы видно, какая энергия выделяется на каждом этапеуглеродно-азотной реакции. Часть этой энергии выделяется в форме нейтрино,возникающих при распаде радиоактивных изотопов [pic]N и [pic]O. Нейтриносвободно выходит из звёздных недр наружу, следовательно, их энергия неидёт на нагрев вещества звезды. Например, при распаде [pic]O энергияобразующегося нейтрино составляет в среднем около 1 МэВ. Окончательно приобразовании одного ядра гелия путём углеродно-азотной реакции выделяется(без учёта нейтрино) 25 МэВ энергии, а нейтрино уносят около 5% этойвеличины. В третьем столбце таблицы 2 приведены значения скоростиразличных звеньев углеродно-азотной реакции. Для ?-процессов это простопериод полураспада. Значительно труднее определить скорость реакции, когдапроисходит утяжеление ядра путём присоединения протона. В этом случае надознать вероятности проникновение протона через кулоновский барьер, а такжевероятности соответствующих ядерных взаимодействий, так как само по себепроникновение протона в ядро ещё не обеспечит интересующего нас ядерногопревращения. Вероятности ядерных реакций получаются из лабораторныхэкспериментов либо вычисляются теоретически. Для их надёжного определенияпотребовались 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 миллионовкельвинов и плотности водорода 100 г/см[pic]. Например, для того чтобы притаких условиях ядро [pic]C, захватив протон, превратилось в радиоактивныйизотоп углерода, надо «подождать» 13 миллионов лет. Следовательно, длякаждого «активного» (т. е. участвующего в цикле) ядра реакции протекаютчрезвычайно медленно, но всё дело в том, что ядер достаточно много. Как неоднократно подчёркивалось выше, скорость термоядерных реакцийчувствительным образом зависит от температуры. Это понятно – даженебольшие изменения температуры очень резко сказываются на концентрациинеобходимых для реакции сравнительно энергичных протонов, энергия которыхраз в 20 превышает среднюю тепловую энергию. Для протон – протоннойреакции приближенная формула для скорости энерговыделения, рассчитанногона грамм вещества, имеет вид ? ’ const[pic]*T[pic] эрг/г*c. Эта формула справедлива для сравнительно узкого, важного интервалатемператур 11 – 16 миллионов кельвинов. Для более низких температур (от 6до 10 миллионов кельвинов) справедлива другая формула: ? = const[pic]*?[pic] эрг/г*с. Основным источником энергии Солнца, температура которого близка к14 миллионам кельвинов, является протон – протонная реакция. Для болеемассивных, а следовательно, и более горячих звёзд существенна углеродно-азотная реакция, зависимость которой от температуры значительно болеесильная. Например, для интервала температур 24-36 миллионов кельвинов ? = const[pic]*Z*T[pic] эрг/г*с; где Z – относительная концентрация тяжёлых элементов: углерода иазота. Как мы видим, ? зависит не только от температуры, но и ототносительной концентрации тяжёлых элементов. Ведь ядра этих элементовявляются катализатором углеродно-азотной реакции. Кроме протон-протонной и углеродно-азотной реакции, при некоторыхусловиях может иметь существенное значение и другие ядерные реакции. Таккак заряд – «мишени», с которой сталкивается протон, невелик, кулоновскоеотталкивание не так значительно, как в случае столкновений с ядрамиуглерода и азота. Значит вероятность термоядерного взаимодействия выше, азначит и скорость этих реакций сравнительно велика. Уже при температуреоколо одного миллиона кельвинов они идут достаточно быстро. Однако, вотличие от ядер углерода и азота, ядра лёгких элементов невосстанавливаются 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, которыепротекают соответственно при сравнительно низких температурах. Однакопредставим на минуту, что всё вокруг состоит из свободных протонов иэлектронов, а температура этих частиц достаточно велика. Астрономнаверняка догадался бы, что это схоже с условиями после «Большого взрыва».Так вот, указанная выше протон-протонная цепочка, является первой цепочкойпревращения протонов в целые ядра. И именно с помощью этих реакцииполучились первые ядра гелия. Далее температура Вселенной понижалась, иинтенсивность ядерных превращений становилось меньше. А как же получилосьвсё то многообразие веществ в природе, спросите вы? Дело в том, что после«большого взрыва» происходили разные превращения, даже немыслимые, но токоличество тяжёлых элементов, которое мы сейчас наблюдаем, не моглообразоваться сразу. Дальнейшие реакции происходили уже внутри звёзд. Нопри высоких энергиях. Уже при T = 100 миллионов градусов начинается важнаяреакция [pic]С + [pic]He [pic] [pic]O + n, Где буквой n обозначен протон. Её значение не столько в том, чтопри этом освобождается энергия, сколько в том, что появившийся протонможет «прилипнуть» к любому другому ядру и тем самым увеличить его атомнаямасса – таким путём могут быть последовательно образованны все болеетяжёлые элементы ([pic]-распад). В стационарных звездах тяжелые элементы могут образовываться припоследовательном 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, большей30М . Если в недрах звёзд достигается очень высокая температура, то тамвозможно 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. Вконце XVII в. ведущий французский химик А. Лавуазье создал первую солнечнуюпечь, в которой достигалась температура в 1650 оС и нагревались образцыисследуемых материалов в вакууме и защитной атмосфере, а также былиизучены свойства углерода и платины. В 1866 г. француз А. Мушо построил вАлжире несколько крупных солнечных концентраторов и использовал их длядистилляции воды и приводов насосов. На всемирной выставке в Париже в 1878г. А. Мушо продемонстрировал солнечную печь для приготовления пищи, вкоторой 0,5 кг мяса можно было сварить за 20 минут. В 1833 г. в СШАДж. Эриксон построил солнечный воздушный двигатель с параболоцилиндрическимконцентратором размером 4,8* 3,3 м. Первый плоский коллектор солнечнойэнергии был построен французом Ш.А. Тельером. Он имел площадь 20 м 2 ииспользовался в тепловом двигателе, работавшем на аммиаке. В 1885г. Былапредложена 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 построенав Чили в 1871 г. американским инженером Ч. Уилсоном. Она эксплуатироваласьв течение 30 лет, поставляя питьевую воду для рудника. В 1890 г. профессор В.К. Церасский в Москве осуществил процессплавления металлов солнечной энергией, сфокусированной параболоиднымзеркалом, 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. разбольше 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 гелийи ежесекундно 4 млрд. кг материи преобразуется в энергию, излучаемуюСолнцем в космическое пространство в виде электромагнитных волн различнойдлины. Солнечную энергию люди используют с древнейших времен. Еще в 212г.н.э.с помощью концентрированных солнечных лучей зажигали священный огонь ухрамов. Согласно легенде Приблизительно в то же время греческий ученыйАрхимед при защите родного города поджег паруса римского флота. Солнечная радиация - это неисчерпаемый возобновляемый источникэкологически чистой энергии. Верхней границы атмосферы Земли за год достигает поток солнечнойэнергии в количестве 5,6*1024 Дж. Атмосфера Земли отражает 35 % этойэнергии обратно в космос, а остальная энергия расходуется на нагрев земнойповерхности, испарительно-осадочный цикл и образование волн в морях иокеанах, воздушных и океанских течений и ветра. Среднегодовое количество солнечной энергии, поступающей за 1 день на1м2 поверхности Земли, колеблется от 7,2 МДж/м2 на севере до 21,4 МДж/м2 впустынях и тропиках. Солнечная энергия может быть преобразована в тепловую, механическую иэлектрическую энергию, использована в химических и биологических процессах.Солнечные установки находят применение в системах отопления и охлажденияжилых и общественных зданий, в технологических процессах, протекающих принизких, средних и высоких температурах. Они используются для получениягорячей воды, опреснения морской или минерализированной воды, для сушкиматериалов и сельскохозяйственных продуктов и т.п. Благодаря солнечнойэнергии осуществляется процесс фотосинтеза и рост растений, происходятразличные фотохимические процессы. Известны методы термодинамического преобразования солнечной энергии вэлектрическую, основанные на использовании циклов тепловых двигателей,термоэлектрического и термоэмиссионного процессов, а также прямые методыфотоэлектрического, фотогальванического и фотоэмиссионного преобразований.Наибольшее практическое применение получили фотоэлектрическиепреобразователи и системы термодинамического преобразования с применениемтепловых двигателей. Солнечная энергия преобразуется в электрическую на солнечныхэлектростанциях (СЭС), имеющих оборудование, предназначенное дляулавливания солнечной энергии и ее последовательного преобразования втеплоту и электроэнергию. Для эффективной работы СЭС требуется аккумулятортеплоты и система автоматического управления. Улавливание и преобразование солнечной энергии в теплотуосуществляется с помощью оптической системы отражателей и приемникасконцентрированной солнечной энергии, используемой для получения водяногопара или нагрева газообразного или жидкометаллического теплоносителя(рабочего тела). Для размещения солнечных электростанций лучше всего подходятзасушливые 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 солнечнойэнергии. При эффективности преобразования солнечной энергии вэлектрическую, равной 10%, достаточно использовать всего 1 % территориипустынных зон для размещения СЭС, чтобы обеспечить современный мировойуровень энергопотребления. ЗАКЛЮЧЕНИЕ В рассмотренных выше примерах было рассказано о термоядерныхреакциях. Так как они в основном протекают в недрах звёзд, то их пришлосьучитывать условия протекания этих реакций. Как можно было заметить,термоядерные реакции являются источником энергии звёзд, поэтому можнопредставить этот неисчерпаемый источник энергии. Ведь его хватает намиллиарды лет. Это обстоятельство побудило многих учёных на поискиискусственных термоядерных реакций в «пробирке». Однако эти реакции идутпри «жестоких» условиях, которые трудно воспроизвести в лаборатории. Впоследнее время идут разработки лазерного термоядерного синтеза. В двух словах. Таблетку (льдинку) с дейтерием и водородом окружают легкоиспаряющимся веществом и нагревают лазером, эта подложка испаряется, атаблетка 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 путипротекания этих реакций. Замечательность в том, что в скором будущемчеловечество сможет полететь на соседние планеты и космическому кораблюбудет необходим источник большой энергии, коим и является термоядернаяреакция. Но всё это в будущем, а сейчас остаётся только следить затермоядерными реакциями не Солнце и предсказывать поведение последних взависимости 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. |
Добавить документ в свой блог или на сайт
Похожие:
 | Ф. И. О. преподавателя, ведущего занятия Наименование прорабатываемой дисциплины Деление тяжелых ядер, цепная реакция деления. Управляемая цепная реакция деления. Управляемая... | | Программа по формированию навыков безопасного поведения на дорогах... Ядерные реакции и термоядерные реакции. Ядерная энергетика. Биологическое действие радиоактивных излучений |
| Программа по формированию навыков безопасного поведения на дорогах... Окисление спиртов (в кислой и нейтральной среде), реакции отщепления (элиминирования): дегидратация ( правило Зайцева). Реакция дегидрирования... | | Программа по формированию навыков безопасного поведения на дорогах... Окисление спиртов (в кислой и нейтральной среде), реакции отщепления (элиминирования): дегидратация ( правило Зайцева). Реакция дегидрирования... |
| Книга 1 Реакция и примирение неандер, эбрард, вейсе, эвальд. Новейшие опыты: кейм, ренан |  | Реферат на тему: «Солнечная энергия» Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего профессионального образования |
| Реферат на тему: «Солнечная энергия» Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего профессионального образования | | Аллергическая реакция иммунные реакции (подразделяются на четыре... |
| Реферат Первичная энергия. Природа. Природные явления. Энергия топлива.... Внешний вид фрагментов документа (прил. 1), отформатированного с использованием стиля Обычный | | Экологические аспекты реакции моллюсков dreissena polymorpha (pallas,... Студенты старших курсов, магистранты и аспиранты российских вузов (знание английского языка обязательно) |
| Рекомендации к уроку 23 Запись химической реакции (§ 17) Цель урока. Научить записывать схемы химической реакции с использованием формул веществ и различать реагенты и продукты реакции,... | | Альтернативные источники энергии Солнечная энергетика Солнечная энергетика Солнечная энергетика используетнеисчерпаемый источник энергии и является экологически чистой, то есть не производящей вредных отходов.... |
| “ Солнечная энергия ” С. в 1774 году великий французский ученый А. Лавуазье впервые применил линзы для концентрации тепловой энергии солнца. Вскоре в Англии... | | Урок-практикум по химии 9 класс Гидролиз солей. Определение реакции среды при гидролизе соли «Гидролиз солей. Реакция среды при гидролизе соли»; закрепить теоретические представления о возможности протекания гидролиза и определении... |
| Его величество нокаут! Сенсорно-моторная реакция. Двигательная реакция боксера на появление внешнего раздражителя 15 | | Расписание уроков для обучающихся 1 4 классов на 2012-2013 учебный... ... |
