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

В момент взрыва сверхновой температура резко повышается и во внешних слоях звезды происходят ядерные реакции так называемый взрывной нуклеосинтез. В частности, образующиеся интенсивные потоки нейтронов приводят к появлению элементов в области массовых чисел A > 60. Взрыв сверхновой довольно редкое событие. В нашей Галактике, насчитывающей ~ 1011 звезд, за последние 1000 лет было замечено всего 3 вспышки сверхновых. Однако частота вспышек сверхновых и количество вещества, выбрасываемого в межзвездное пространство, вполне достаточны для объяснения интенсивности космических лучей. После взрыва сверхновой уплотнившееся ядро звезды может образовать нейтронную звезду или черную дыру в зависимости от массы вещества, оставшегося в центральной части взорвавшейся сверхновой.

Таким образом, внутри звезды происходит переплавка водорода в более тяжелые элементы. Затем образовавшиеся элементы рассеиваются в окружающее пространство в результате взрыва сверхновых звезд или в менее катастрофических процессах, происходящих в красных гигантах. Выброшенное в межзвездное пространство вещество используется снова в процессе образования и эволюции звезд второго и последующих поколений. В процессе эволюции звезд населения I и населения II происходит образование все более тяжелых элементов.

Перейдем к рассмотрению ядерных реакций синтеза, происходящих в звездах. Метрологическое обеспечение. Анализ рынка установленных приборов учета тепловой энергии, горячей и холодной воды

Еще в 1957 году было дано описание процесса звездной эволюции (Рис.1), в которых происходит образование атомных ядер. Полагают, что он состоит из следующих стадий:

Горение водорода, в результате этого процесса образуются ядра 4He.

Горение гелия. В результате реакции 4Не + 4Не + 4Не Ь12С + у образуются ядра C.

а-процесс. В результате последовательного захвата а-частиц образуются ядра O, Ne, Mg, Si ...

е-процесс. При достижении температуры 5 109К в звездах в условиях термодинамического равновесия протекает большое количество разнообразных реакций, в результате чего образуются атомные ядра вплоть до Fe и Ni. Ядра с A~60 - наиболее сильно связанные атомные ядра. Поэтому на них кончается цепочка ядерных реакций синтеза, сопровождающихся выделением энергии.

s-процесс. Ядра тяжелее Fe образуются в реакциях последовательного захвата нейтронов. Последующий р--распад повышает порядковый номер образующихся атомных ядер. Интервал времени между последовательными захватами нейтронов больше периодов р--распада.

r-процесс. Если скорость последовательного захвата нейтронов гораздо больше скорости р--распада атомного ядра, то оно успевает захватить большое число нейтронов и лишь затем, в результате последовательной цепочки р-- распадов, превращается в стабильное ядро. Обычно считается, что r-процессы происходят в результате взрывов Сверхновых звезд.

P-процесс. Некоторые стабильные нейтронодефицитные ядра (так называемые обойденные ядра) образуются в реакциях захвата протона, в реакциях (P-,n) или в реакциях под действием нейтрино.

X-процесс. Легкие ядра Li, Be, B ядра образуются в результате взаимодействия космических лучей с космической пылью. (Легкие ядра образуются также на дозвездной стадии эволюции Вселенной.)

Остановимся на некоторых этапах подробнее.


На главную