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 Т1,610[7] К, 160 гсм[3], қысымы р2,210[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 кмс-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 αG ≈ Z1Z2 A − энергия, характеризующая взаимодействующие ядра с зарядами Z1,Z2, А ~ Z1Z2e4mpħ2 ~ Z1Z2α2mpc2 - постоянная, называемая энергией Гамова. При концентрации взаимодействующих частиц n характерное вре - мя между взаимодействиями есть просто τ ~ 1(nσv0).
Ядролық реакциялар мен олармен қосақталып жүретін энергия шығарылуы Күн ядросы, не энергия шығарылу аумағы деп аталатын Күннің орталық бөлігінде, орталықтан ~0,3RКүн қашықтыққа дейін жүреді. Күн ядросындағы ен маңызда реакция протон-протондық деп аталады (3.1 сурет):
p + p -- [2]D + e+ + νe(Eν,pp 0.42MeV) τ ~ 10[10] лет
[2]D + p --[3]He + [γ]τ τ ~ 1.5 сек
С вероятностью 65%:
3He + 3He -- 4He + 2p τ ~ 106 лет
или (35%)
3He + 4He--7Be + γ,
после чего
4a. [7]Be + e −-- [7]Li + νe , ( = 0.81МэВ), [7]Li + p -- 2[4]He или (гораздо менее вероятно)
46. [7]Ве + р --- [8]В + γ, [8]В -- [8] Be* + е[+] + νe , (~ 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 = (4mp − mHe)c2 = 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).

1) рр протон-протондық реакция (қорытқы түрдегі): 4р -- Не42 + 2е+ +2Ve + 26,7 МэВ
2) CNO - цикл 25МэВ (үстіндегі температура нейтриноға кетеді)
рр-циклдың жылдамдығы температураға 106 - 108 тура пропорционал. CNO - цикл 105 - 108 тура пропорционал, яғни бұл реакциялар жылдамдық температурасына өте сезімтал.
Не жануы үшін рр, CNO үшін керек энергиядан көп энергияны қажет етеді.

Е = η Мn c2 ; Мn - Күн ядросының массасы, η - бірлік массадан шығарылатын энергия бөлігі немесе реакция тиімділігі.
η = ∆4Ер =0,007=7*10-3 (Күн ядосының әрбір бөлігі шығара алатын энергия)
tБАС ТІЗБЕК = ELКҮН = 10млрд жыл
tБАС ТІЗБЕК = EL = (МКУНМЖУЛДЫЗ)2 * tБАС ТІЗБЕК КҮН
Масса неғұрлым көп болса, соғұрлым өмір сүру уақыты аз болады. Жұлдыздардың бас тізбекте өмір сүру кезеңінің ең ұзақ кезі (шамамен 90 пайызы)

... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.