Термоядерные реакции. Применение ядерной энергий

Тип работы: Курсовая работа
Бесплатно: Антиплагиат
Объем: 15 страниц
В избранное:

Содержание.

I. Введение.
II. Основная часть.
1. Термоядерные реакции.
2. Применение ядерной энергий.
3. Получение радиоактивных изотопов и их применение.
III. Заключение.
IV. Список литературы.

I. Введение.

Легкие ядра могут славиться с выделением энергии.
Применение ядерной энергии для преобразования ее в
электрическую впервые было осуществлено в нашей стане в 1954
г. В г. Обнинске была введена в действие первая атомная
электростанция (АЭС) мощностью 5000 кВт. Энергия выделяющаяся в
ядерном ректоре, использовалась для превращения воды в пар,
который вращал затем связанную генератором турбину.
В атомной индустрии все возрастающую ценность для
человечества представляют реактивные изотопы.

II. Основная часть.

1. Термоядерные реакций.
В 1939 г. известный американский физик Бете дал количественную
теорию ядерных источников звёздной энергии. Что же это за реакции? Как уже
и упоминалось, это термоядерные реакции. Как известно, звёзды по большей
части состоят из водорода, (правда есть и исключения) поэтому вероятность
столкновения двух протонов очень велика. При столкновении протона с другим
протоном (или другим ядром) он может притянуться к ядру за счёт ядерных
сил. Ядерные силы действуют на расстояниях порядка размеров самого ядра
(т. е. 10 м). Для того чтобы приблизится к ядру на столь малое
расстояние, протону необходимо преодолеть весьма значительную силу
электростатического отталкивания (кулоновский барьер). Ведь ядро тоже
заряжено положительно. Простые расчеты показывают, что энергия
соответствующая этому переходу - 1000 кэВ. Между тем независимые оценки
показывают, что в Солнце протоны имеют энергию около 1 кэВ, т. е. в 1000
раз меньшую. Протонов с нужной энергией в недрах звёзд практически не
будет. Казалось бы, при такой ситуации никаких ядерных реакций там
происходить не может. Но это не так. Дело в том, что согласно законам
квантовой механики протоны, энергия которых даже незначительно меньше 1000
кэВ, всё же, с некоторой небольшой вероятностью, могут попасть в ядро. Эта
вероятность быстро уменьшается с уменьшением энергии протона, Но она не
равна нулю. В то же время число протонов по мере приближения их энергии к
средней тепловой будет стремительно расти. Поэтому должна существовать
такая компромиссная энергия протонов, при которой малая вероятность их
проникновения в ядро компенсируется их большим количеством. Оказывается,
что в условиях звёздных недр эта энергия близка к 20 кэВ. Только
приблизительно одна стомиллионная доля протонов имеют такую энергию. И всё
же этого оказывается как раз достаточно, чтобы ядерные реакции происходили
с такой скоростью, что выделяющаяся энергия точно соответствовала бы
светимости звёзд.
Я остановил своё внимание на реакциях с протонами не только потому,
что они - самая обильная составляющая вещества звёздных недр. Если
сталкиваются более тяжелые ядра, у которых заряды значительно больше
элементарного заряда протона, кулоновские силы отталкивания существенно
увеличиваются, и ядра при Т 10 К уже не имеют практически
никакой возможности проникнуть друг в друга. Только при значительно более
высоких температурах, которые в некоторых случаях реализуются внутри
звёзд, возможны ядерные реакции на тяжёлых элементах.
Как уже и указывалось, сущность ядерных реакций внутри Солнца и
звёзд состоит в том, что через ряд промежуточных этапов четыре ядра
водорода (протоны) объединяются в одно ядро гелия (-частицы), причём
избыточная масса выделяется в виде энергии, нагревающей среду, в которой
происходят реакции.
Рассмотрим более подробно эти реакции.
Эта реакция начинается с таких столкновений между протонами, в
результате которых получается ядро тяжёлого водорода - дейтерия. Даже в
условиях звёздных недр это происходит очень редко. Как правило,
столкновения между протонами являются упругими: после столкновения частицы
просто разлетаются в разные стороны. Для того чтобы в результате
столкновения два протона слились в одно ядро дейтерия, необходимо, чтобы
при таком столкновении выполнялись два независимых условия. Во-первых,
надо, что у одного из сталкивающихся протонов кинетическая энергия раз в
двадцать превосходила бы энергию тепловых движений при температуре
звёздных недр. Как уже говорилось выше, только одна стомиллионная часть
протонов имеет такую относительно высокую энергию, необходимую для
преодоления кулоновского барьера. Во-вторых, необходимо чтобы за время
столкновения один из двух протонов успел бы превратиться в нейтрон,
испустив позитрон и нейтрино. Ибо только протон с нейтроном могут
образовать ядро дейтерия. Заметим, что длительность столкновения всего
лишь около 10 секунды (оно порядка классического радиуса протона,
поделённого на его скорость). Если всё это учесть, то получится, что
каждый протон имеет реальные шансы превратиться таким способом в дейтерий
только раз в течение несколько миллиардов лет. Но так как протонов в
недрах звёзд достаточно много, такие реакции, и притом в нужном
количестве, будут иметь место.
По-другому складывается судьба вновь образовавшихся ядер дейтерия.
Они жадно, всего через несколько секунд, заглатывают какой-нибудь
близкий протон, превращаясь в изотоп He. После этого изотоп гелия
будет взаимодействовать с подобным себе ядром, в результате чего
образуется ядро обыкновенного гелия и два протона. Так как концентрация
изотопа He чрезвычайна мала, то это произойдёт через несколько
миллионов лет. Далее представлена последовательность этих реакций и
выделяющаяся при них энергия.
Здесь буква ν - означает нейтрино, а γ - гамма-квант.
Не вся освободившаяся в результате этой цепи реакций энергия
передаётся звезде, так как часть этой энергии уносится нейтрино. С учётом
этого обстоятельства энергия, выделяемая при образовании одного ядра
гелия, равна 26,2 МэВ.
Вторая ветвь протон - протонной реакции начинается с соединения
ядра He с ядром "обыкновенного" гелия He, после чего образуется
ядро бериллия Be. Ядро бериллия в свою очередь может захватить
протон, после чего образуется ядро бора B, или захватить электрон и
превратиться в ядро лития. В первом случае образовавшийся радиоактивный
изотопB претерпевает бета-распад: В Be + ν + .
Заметим, что нейтрино, образовавшиеся при этой реакции, как раз и
обнаружили при помощи уникальной, дорогостоящей установки. Радиоактивный
бериллийBe весьма неустойчив и быстро распадается на две α-частицы.
Наконец, последняя, третья ветвь протон - протонной реакции включает в
себя следующие звенья: Ве после захвата электрона превращается в
Li, который, захватив протон, превращается в неустойчивый изотоп
Ве, распадающийся, как во второй цепи, на две альфа - частицы.
Да, кстати, нужно ещё отметить, что подавляющее большинство реакций
идет по первой цепи, но роль побочных цепей отнюдь не мала, что следует
хотя бы из знаменитого нейтринного эксперимента, который впервые дал
возможность практически наблюдать процессы, протекающие внутри звёзд.
Перейдём теперь к рассмотрению углеродно-азотного цикла. Этот цикл
состоит из шести реакций.
Таблица 2

1. С + H N + + 1,95 MэВ
(десятки млн. лет);
2. N С + + + 2,22 MэВ (7
минут);
3. С +H N + + 7,54 МэВ
(несколько млн. лет);
4. N + H O + + 7,35 МэВ
(сотни млн. лет);
5. O N + + + 2,71 МэВ
(82 сек);
6. N + H С + He + 4,96 МэВ
(сотни тыс. лет);

Поясним содержание этой таблицы. Протон, сталкиваясь с ядром
углерода, превращается в радиоактивный изотоп N. При этой реакции
излучается γ−квант. Изотоп N, претерпевая β - распад с испусканием
позитрона и нейтрино, превращается в обычное ядро азота N. При этой
реакции так же испускается γ - квант. Далее, ядро азота сталкивается с
протоном, после чего образуется радиоактивный изотоп кислорода О и γ-
квант. Затем этот изотоп путём β - распада превращается в изотоп азота
N. Наконец, последний, присоединив к себе во время столкновения
протон, распадается на обычный углерод и гелий. Вся цепь реакций
представляет собой последовательное утяжеление ядра углерода путем
присоединением протонов с последующими- распадами. Последним звеном
этой цепи является восстановление первоначального ядра углерода и
образованием нового ядра гелия за счёт четырёх протонов, которые в разное
время один за другим присоединились к C и образующимся из него
изотопам. Как видно, никакого изменения числа ядер C в веществе, в
котором протекает эта реакция, не происходит. Углерод служит здесь
катализатором реакции.
Из таблицы видно, какая энергия выделяется на каждом этапе
углеродно-азотной реакции. Часть этой энергии выделяется в форме нейтрино,
возникающих при распаде радиоактивных изотопов N и O. Нейтрино
свободно выходит из звёздных недр наружу, следовательно, их энергия не
идёт на нагрев вещества звезды. Например, при распаде O энергия
образующегося нейтрино составляет в среднем около 1 МэВ. Окончательно при
образовании одного ядра гелия путём углеродно-азотной реакции выделяется
(без учёта нейтрино) 25 МэВ энергии, а нейтрино уносят около 5% этой
величины. В третьем столбце таблицы 2 приведены значения скорости
различных звеньев углеродно-азотной реакции. Для β−процессов это просто
период полураспада. Значительно труднее определить скорость реакции, когда
происходит утяжеление ядра путём присоединения протона. В этом случае надо
знать вероятности проникновение протона через кулоновский барьер, а также
вероятности соответствующих ядерных взаимодействий, так как само по себе
проникновение протона в ядро ещё не обеспечит интересующего нас ядерного
превращения. Вероятности ядерных реакций получаются из лабораторных
экспериментов либо вычисляются теоретически. Для их надёжного определения
потребовались 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 миллионов
кельвинов и плотности водорода 100 гсм. Например, для того чтобы при
таких условиях ядро C, захватив протон, превратилось в радиоактивный
изотоп углерода, надо подождать 13 миллионов лет. Следовательно, для
каждого активного (т. е. участвующего в цикле) ядра реакции протекают
чрезвычайно медленно, но всё дело в том, что ядер достаточно много.
Как неоднократно подчёркивалось выше, скорость термоядерных реакций
чувствительным образом зависит от температуры. Это понятно – даже
небольшие изменения температуры очень резко сказываются на концентрации
необходимых для реакции сравнительно энергичных протонов, энергия которых
раз в 20 превышает среднюю тепловую энергию. Для протон – протонной
реакции приближенная формула для скорости энерговыделения, рассчитанного
на грамм вещества, имеет вид

ε ... продолжение

Вы можете абсолютно на бесплатной основе полностью просмотреть эту работу через наше приложение.