Термоядерный синтез Физические основы ядерного синтеза Токамак Реакторная технология Перспективы термоядерной энергетики Атомные реакторы на быстрых нейтронах Корпус ядерного реактора

Термоядерный синтез Создание термоядерного реактора

Характерные особенности реакций горения углерода и кислорода следующие:

Большое число различных каналов реакции.

Протоны, нейтроны, у-кванты, образующиеся в конечном состоянии, быстро вступают в новые реакции, что значительно расширяет число возможных реакций и изотопов.

Основным продуктом горения углерода и кислорода является ядро 28Si. В этом случае удельная энергия связи имеет максимум.

Резкое увеличение нейтринной светимости звезды при переходе от реакций горения углерода к реакциям горения кислорода. При изменении температуры в центре звезды от 0.5 109 К до 2.5 109К нейтринная светимость для массивной звезды возрастает на шесть порядков.

Коротко остановимся теперь на ядерных реакциях, приводящих к образованию элементов тяжелее железа. Распространенность элементов, расположенных в области за железом, относительно слабо зависит от массового числа A. Это свидетельствует об изменении механизма образования этих элементов. Образование этих элементов в результате взаимодействия заряженных частиц сильно подавлено из-за кулоновского барьера. Фактор, который также необходимо принять во внимание, состоит в том, что большинство тяжелых элементов являются р--радиоактивными.

По современным представлениям тяжелые элементы образуются в реакциях захвата нейтронов. Обычно различают быстрый (г) и медленный (s) процессы захвата нейтронов (от английских слов rapid и slow). Эти два механизма различаются отношением скорости захвата нейтронов (реакция (и,у )) к скорости р- -распада. При условии т(Р)/т(и,у)<<1 в цепочку процессов образования тяжелых элементов будут вовлечены только стабильные и р--радиоактивные ядра с большими периодами полураспада. То есть образование элементов будет происходить вдоль долины Р'-етабильности. Нейтроны добавляются к ядрам последовательно. При этом могут образоваться только сравнительно устойчивые ядра. Ядра с малыми периодами полураспада исчезают раньше, чем они успевают захватить следующий нейтрон. Поэтому образование тяжелых элементов заканчивается свинцом и висмутом.

Для того, чтобы в звездах эффективно протекал s-процесс необходимы определенные условия.

Температура вещества T должна быть больше 108 K для того, чтобы могли происходить ядерные реакции с образованием нейтронов.

Плотность нейтронов должна превышать 1010 см-3.

Условия 1 и 2 должны существовать в звезде в течение достаточно продолжительного времени (больше 103 лет), чтобы путем последовательного захвата нейтронов могли образовываться тяжелые ядра.


На главную