Күндегі ядролық реакциялар

Пән: Химия
Жұмыс түрі: Материал
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 4 бет
Таңдаулыға:

Күндегі ядролық реакциялар

Басқа да кез-келген жұлдыз сияқты, Күн гравитация ықпалы себебінен сығылуға ұмтылады. Гравитация әсеріне Күннің ішкі қабаттарының өте жоғары температурасы мен тығыздығына байланысты пайда болатын жоғары қысым (дәлірек айтсақ, қысым градиенті) қарсы әрекет етеді. Күн орталығындағы температурасы Т≈1, 610 ⁷ К, ρ≈160 г/см ³ , қысымы р≈2, 210 ¹⁶ Па > 10 ¹¹ атм. Мұндай жоғары температура ұзақ уақыт ішінде тек сутегінен гелий синтезінің ядролық реакцияларымен сүйемелдене алады. Бұл реакцияларға керекті шарттар Күн қойнауларында бар. Аталмыш температура мен қысым жағдайында бөлек ядролар орасан зор жылдамдықпен қозғалады. Мысалы, сутегі үшін бұл жылдамдық жүздеген км/с-ке жетеді. Сонымен қатар зат тығыздығы өте үлкен болғандықтан, ядролық соқтығулар айтарлықтай жиі болады. Олардың кейбіреулері термоядролық реакциялар басталуына қажетті атом ядроларының тығыз жақындауына әкеледі. Бірақ Күн орталығындағы температуралар жағдайда кулондық бөгетті жеңіп, бір біріне 1 Ферми ~ 10− ¹³ см қашықтыққа (ядролық күштер іске қосылу үшін керекті қашықтыққа) жақындай алатын бөлшектердің саны елемейтіндей аз болатынын айту керек. Сонда Күндегі термоядролық реакиялар тек квантмеханикалық туннельдеу эффектісі арқасында жүре алады екен. Және де бұл реакциялардың жылдамдығы

где α _G ≈ Z ₁ Z ₂ A − энергия, характеризующая взаимодействующие ядра с зарядами Z ₁ , Z ₂ , А ~ Z ₁ Z ₂ e ⁴ m _p /ħ ² ~ Z ₁ Z ₂ α ² m _p c ² - постоянная, называемая энергией Гамова. При концентрации взаимодействующих частиц n характерное время между взаимодействиями есть просто τ ~ 1 /(nσ v ₀ ) .

Ядролық реакциялар мен олармен қосақталып жүретін энергия шығарылуы Күн ядросы , не энергия шығарылу аумағы деп аталатын Күннің орталық бөлігінде, орталықтан ~0, 3R _Күн қашықтыққа дейін жүреді. Күн ядросындағы ен маңызда реакция протон-протондық деп аталады (3. 1 сурет) :

p + p →2D+ e+ +νe(Eν, pp< 0. 42MeV) τ~ 1010лет
2D + p →3He +γτ τ~ 1. 5 секС вероятностью 65%:
3He +3He →4He +2p τ~ 106летили (35%)
3He +4He→7Be + γ, после чего

4a. ⁷ Be + e −→ ⁷ Li + ν _e , ( = 0. 81МэВ), ⁷ Li + p → 2 ⁴ He или (гораздо менее вероятно)

46. ⁷ Ве + р -→ ⁸ В + γ, ⁸ В → ⁸ Be * + е ⁺ + ν _e , ( ~ 8 -14МэВ), ⁸ Be * → 2 ⁴ He

1 сурет

Сөйтіп, бұл реакцияның барлық тармақтарында төрт протоннан бір He ядросы пайда болады. Бұл реакциялар Күн энергиясының негізгі көзі болып табылады. Олар жүрісінде шағарылатын энергия массалар ақауымен анықталады:

δE = (4m _p − m _He ) c ² = 27. 3МэВ,

яғни шамамен 7 МэВ нуклонға. Жылуға бөлінетін энергияның барлығы айналмайды, кішігірім бөлігі (0. 6 МэВ) нейтриномен әкетіледі (нейтрино үшін Күн мөлдір болып табылады) .

рр протон-протондық реакция (қорытқы түрдегі) : 4р → Не42+ 2е++2Ve+ 26, 7 МэВ
CNO - цикл 25МэВ (үстіндегі температура нейтриноға кетеді)

рр-циклдың жылдамдығы температураға 10 ⁶ - 10 ⁸ тура пропорционал. CNO - цикл 10 ⁵ - 10 ⁸ тура пропорционал, яғни бұл реакциялар жылдамдық температурасына өте сезімтал.

Не жануы үшін рр, CNO үшін керек энергиядан көп энергияны қажет етеді.

Е = η М _n c ² ; М _n - Күн ядросының массасы, η - бірлік массадан шығарылатын энергия бөлігі немесе реакция тиімділігі.

η = ∆/4Е _р =0, 007=7*10 ^-3 (Күн ядосының әрбір бөлігі шығара алатын энергия)

t _{БАС ТІЗБЕК} = E/L _КҮН = 10млрд жыл

t _{БАС ТІЗБЕК} = E/L = (М _КУН /М _ЖУЛДЫЗ ) ² * t _{БАС ТІЗБЕК КҮН}

Масса неғұрлым көп болса, соғұрлым өмір сүру уақыты аз болады. Жұлдыздардың бас тізбекте өмір сүру кезеңінің ең ұзақ кезі (шамамен 90 пайызы)

24. Күн нейтриносының мәселесі

Сөйтіп, Күн ядросындағы термоядролық реакциялар барысында нейтриноның өте қарқынды ағыны шығарылуға тиісті. Бір секунд ішінде Күнмен жіберілетін нейтриноның саны Күн жарқырауымен анықталады: N _ν = 2L _Θ /26. 7 МэВ ~ 1. 8 · 10 ³⁸ нейтрино/с. Онда Жердегі р-р нейтрино ағыны F _ν = N _ν /4π(1AБ) ² ~ 10 ¹¹ бөлшек/см ² /c болу тиіс. Бірақ сонғы бірнеше онжылдықтар ішінде өткізілген тәжірибелер нәтижесінде анықталған нейтрино ағыны Күн ядросының температурасы жоғарыда айтылғандай болса байқалуға тиістіден (Күннің стандарты моделі үшін есептелген теориялық мәнінен) анағұрлым аз болып шықты. Жоғары энергиялы электрондық нейтрино (4а реакция) Дэвистің хлор-аргондық эксперименттер жүрісінде тіркеледі. Тікелей pp-реакцияда шағырылатын энергиясы төмен нейтрино галлий-германийлық эксперименттерде (Гран Сассодағы GALLEX (Италия-Германия) және РҒА-ң Баксан нейтрино обсерваториясындағы SAGE (Ресей-АҚШ) ) . Барлық бұл эксперименттер нейтриноның бақыланатын ағынының жетіспеушілігін көрсетіп тұрады (мысалы, 1990-1995 жж. нәтижелері бойынша өлшенген нейтрино ағыны 70 ± 15(1σ) SNU ("standard neutrino units") құрады, ал (Күннің стандарты моделі үшін ол 122 SNU болуға тиісті) . 2002 ж. басына дейін алынған нәтижелер кестеде келтірілген