Добавил:
Upload Опубликованный материал нарушает ваши авторские права? Сообщите нам.
Вуз: Предмет: Файл:
Атомная и ядерная физика 2014 / 46 Термоядерный синтез. Реакции в звездах.ppt
Скачиваний:
35
Добавлен:
19.04.2015
Размер:
1.24 Mб
Скачать

Физика атома, атомного ядра и элементарных частиц

46.(0). Реакции термоядерного синтеза. Ядерные реакции в звездах. Нуклеосинтез во Вселенной.

Реакции термоядерного синтеза

2 H

1

2 H

1

3He n,

 

(QМэв3.25

)

 

 

 

2

 

 

 

2 H1 2H1

3H1 p,

 

(QМэв4.03

)

2H

1

3H

1

4 He n,

 

(QМэв17.6

)

 

 

 

 

2

 

 

 

p 7 Li 4He 4He ,

(QМэв17.3

)

 

 

 

3

 

2

2

 

 

n

7 Li 4He

3H

,

(QМэв4.8

)

 

 

 

3

 

2

1

 

 

 

Кулоновский барьер

Чтобы осуществить реакцию синтеза, не- обходимо сблизить ядра до расстояния R10-14 м. Для преодоления кулоновского барьера отталкивания необходима тем- пература Т порядка

kT e2/4 0R, откуда

Т 109 К

Схема конструкции водородной бомбы

А - атомная бомба, в резуль- тате взрыва которой соз- дается температура при- мерно 109К

Т- термоядерное горючее (смесь дейтерия и трития)

В - взрывчатое вещество (обычное) для приведения в действие атомной бомбы

О - оболочка для предотвра- щения преждевременного разбрасывания ядерного горючего

В настоящее время мы можем судить о том, как уст- роена Вселенная, до расстояний 12-16 млрд свето- вых лет. То, что мы видим - это области компактной концентрации материи (горящие и угасшие звезды вместе с планетными системами, объединенные в галактики) и огромные пространства между ними. Все это заполнено веществом и излучением.

Вещество концентрируется в звездах и планетах главным образом в виде нуклидов (атомных ядер) с различным числом протонов Z и нейтронов N девяносто двух химических элементов (от водорода до урана)

Все разнообразие ядерно- го состава Вселенной сво- дится примерно к 300 нук- лидам. При этом, согласно современным данным, ве-

щество во Вселенной сос- тоит (приблизительно) на 93% из водорода, на 6% из гелия, а на долю всех ос-

тальных элементов прихо- дится около 1%.

Согласно общепризнанной в настоящее время кон- цепции, 13.7 0.1 миллиардов лет назад наша

Вселенная образовалась в результате взрыва ("Большого взрыва") вещества, которое было скон-

центрировано в очень малом объеме и имело ог- ромную плотность, температуру и давление. Стре- мительное (взрывное) расширение Вселенной со- провождалось уменьшением плотности и темпера- туры, которые могут быть приближенно оценены из следующих соотношений:

(г/см3)

5 105

T (K)

1010

(46.1)

t

2

(c)

t(c)

 

 

 

 

Расширение Вселенной следует из эксперименталь- ного факта красного смещения спектров излучения галактик (т.е. увеличения длин волн излучения) за счет эффекта Допплера. Это смещение обнаружил Э.Хаббл (E.Hubble) в 1929г в итоге многолетних аст- рономических наблюдений. Отсюда следует, что да- лекие галактики удаляются от нашей Галактики со скоростями, пропорциональными расстоянию R от "убегающей" галактики до центра наблюдения, т.е.

до Земли: v = HR,

где H - коэффициент пропорциональности, называе- мый "постоянной Хаббла". Результаты астрономиче- ских наблюдений дают значение H с довольно низ- кой точностью:

H ≈ 70 ± 10 км/(с Мпк).

(46.2)

Такая низкая точность связана с трудностями изме- рения больших расстояний. Напомним, что парсек (пк) (сокращение слов "параллакс-секунда") - едини- ца длины в астрономии, равная расстоянию до звез- ды, годичный параллакс которой равен 1 угловой се- кунде. Или по-другому: расстояние, с которого диа- метр орбиты Земли виден под углом в 1 секунду.

1 пк =206265 а.е. =3.0857 1016 м =3.26 световых лет. Астрономическая единица (а.е.) - это среднее расс- тояние от Земли до Солнца (1 а.е. = 1.496 108 км ≈ 150 млн км). Световой год - расстояние, равное 9.46 1015 м, которое свет проходит за один год. Та- ким образом, парсек - наибольшая внесистемная единица, применяемая в астрономии для измерения расстояний. В формулу (46.2) входит Мпк: мегапар- сек, т.е. миллион парсеков.

Современный уровень науки позволяет объяснить историю образования Вселенной по схеме, кото- рая в несколько упрощенном виде может быть представлена следующим образом.

Начиная с момента tП Вселенная последовательно проходила этапы разделения фундаментальных взаимодействий, образования кварков и лептонов, образования протонов и нейтронов. Когда темпе- ратура упала до 109 К, возникли условия для воз- никновения небольшого количества ядер дейте- рия и гелия. Далее, примерно через 300 000 лет после Большого взрыва, когда температура Все- ленной упала до T 3000 К, произошло объедине- ние ядер (протонов, дейтронов и ядер гелия) с

электронами в атомы водорода, дейтерия и гелия. На этом этапе завершилась дозвездная стадия эволюции Вселенной.