Fizika - V. F. Dmitriyeva

Реакція відбувається з виділенням енергії, оскільки Ат > 0. Обчислення:

АЕ = 931 МеВ/а. о. м. • 0,00825 а. о. м. = 7,66 МеВ.

Задачі для самостійного розв'язування

1. Яка енергія виділяється при утворенні 1 г гелію з протонів і нейтронів? 2. Виділяється чи поглинається енергія під час реакції 2Н Н ~> —>2 Не +о п ? Яка ця енергія?

3.У процесі термоядерної взаємодії двох нейтронів можливі реакції двох типів: з угворенням \ Не і утворенням ^Н. Визначити теплові ефекти цих реакцій.

4.Якщо ядро атома 22 М§ опромінювати а-частинкою, то утворюються

новий елемент і нейтрон. Визначити: 1) який елемент утворюється внаслідок цієї реакції; 2) виділяється чи поглинається енергія під час цієї реакції?

Визначити масу спокою нейтрального атома 2Н , якщо вважати, що /и(,2н)=3,016049 а. о. м.; тп = 1,00867 а. о. м.

6. Обчислити дефект маси, енергію зв'язку ядра атома і його питому

24 *

енергію 12 М§я .

7.Період піврозпаду радію дорівнює 1600 років. Чому дорівнює середній час життя ядра радію?

8.Під час бомбардування ядер бору У В протонами утворюється бери-

лій 4 Ве . Яке ядро утворюється ще в процесі цієї реакції?

9. Ізотоп брому зз Вг (3 -радіоактивний. Написати реакцію розпаду і ви-

значити, нуклід якого елемента утворюється під час цієї реакції.

10. Маса дейтрона дорівнює 2,01356 а. о. м. Знайти енергію зв'язку.

ГЛАВА 2 6

ТЕРМОЯДЕРНИЙ СИНТЕЗ. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР

§ 282. Термоядерний синтез

Термоядерний синтез

Як було зазначено (§ 247), ядерна енергія може вивільнятися не тільки в процесі поділу важких ядер, а й при злитті (синтезі) легких ядер

у важчі. Ці реакції можуть відбуватися при температурі 107 к 1 вище.

611

За нормальних умов ядра не можуть зливатися тому, що позитивно заряджені ядра зазнають величезних сил кулонівського відштовхування. Під час синтезу легких ядер завдання зводиться до того, щоб зблизити ядра на такі відстані, при яких дія ядерних сил притягання перевищувала б кулонівські сили відштовхування. Щоб атомні ядра злилися, треба збільшити їх рухливість, тобто збільшити кінетичну енергію. Цього досягають, підвищуючи температуру. За рахунок одержаної теплової енергії збільшується рухливість ядер, і вони можуть підійти одне до одного на такі близькі відстані, що під дією ядерних сил зчеплення зіллються в нове, складніше ядро.

Баланс енергії

Внаслідок злиття легких ядер вивільняється енергія, оскільки нове ядро має велику питому енергію зв'язку. Якщо при поділі важкого ядра урану виділяється енергія порядку 1 МеВ на нуклон, то при синтезі дейтерію і тритію утворюється ядро гелію:

\ Н +!2 Н Не +1) п (17,6 МеВ). (26.1)

Ядро дейтерію має енергію зв'язку 2,2 МеВ, ядро тритію - 8,5 МеВ, а гелію - 28,3 МеВ; отже, в процесі реакції виділяється енергія 28,3 МеВ -(2,2 + 8,5) МеВ = 17,6 МеВ, що в перерахунку на один нуклон

дає 17,6/5 « 3,52 МеВ, тобто майже в чотири рази перевищує ефект реакції поділу. Оскільки реакція злиття легких атомних ядер у важчі відбувається при дуже високих температурах (107 К і вище), то такі реакції назвали термоядерними.

Наведену вище реакцію (26.1) злиття ядер дейтерію і тритію покладено в основу створення водневої бомби. Запалом у такій бомбі є атомна бомба, під час вибуху якої виникає температура порядку 10' К, достатня для перебігу реакції синтезу (яка в цьому разі є некерованою).

§ 263. Проблема термоядерної енергетики

Некеровані термоядерні реакції відбуваються під час вибухів водневих бомб, внаслідок чого вивільняється величезна кількість ядерної енергії. Оволодіти керованою термоядерною реакцією - означає добути найбагатше і найдешевше джерело енергії. Розв'язання проблеми керованої термоядерної реакції позбавить людство від турбот про джерела енергії; у цьому разі ядерним пальним буде вода морів і океанів. Але цю енергію можна добути лише після того, як будуть розв'язані проблеми нагрі-

612

вання до величезних температур безлічі легких ядер і утримання їх у такому етані протягом помітних проміжків часу. Над проблемою оволодіння керованими термоядерними реакціями працюють у різних напрямах практично в усіх розвинутих країнах світу.

Для керування реакцією синтезу водневих ядер і створення керованих термоядерних реакторів опрацьовують методи створення дуже великих температур у водневій плазмі. Останнім часом за допомогою потужного лазерного випромінювання, сфокусованого в малому обсязі середовища, вдалося добути надвисокі температури («108 К) і спричинити термоядерну реакцію.

Основна складність добування керованої реакції в тому, щоб забезпечити повну ізоляцію плазми від стінок установки, в якій вона розміщена. Якщо плазма стикається із стінками установки, вона перестає існувати. Отже, плазма має бути оточена вакуумом. Щоб ізолювати її від стінок установкрі, застосовують магнітну теплоізоляцію. Найперспективнішою термоядерною установкою є "Токамак" (тороїд, камера, магніт). Принцип дії цієї установки описано в гл. 14.

На закінчення зазначимо, що температура, густина плазми і час її утримання, досягнуті тепер, поки що не досить великі для здійснення синтезу безлічі легких ядер. Тепер на установці "Токамак-15" в Інституті атомної енергії ім. І. В. Курчатова добуто плазму з температурою близько

106 К і часом її утримання близько 80 мс.

§ 264. Будова Сонця і зір

Сонце - це не тільки джерело життя на Землі, а й найближча до нас зоря, вивчення будови якої дасть можливість зробити висновок про процеси, які відбуваються на його побратимах - зорях.

613

вективної зони значно нижча. Ця зона переходить у зовнішні шари Сонця - атмосферу. Сонячна атмосфера складається з кількох різних шарів. Найглибший з них - фотосфера. Товщина фотосфери порядку 200 -300 км.

У сонячній атмосфері над фотосферою температура підвищується і в хромосфері Сонця - шарі розжарених газів завтовшки 10-20 тис. км - досягає кількох тисяч кельвінів, а в короні - найбільш розрідженій, зовнішній оболонці Сонця - понад 1 МК.

Хромосферу і сонячну корону можна спостерігати під час повного сонячного затемнення. Хоча найбільш зовнішні шари сонячної атмосфери мають температуру 1 МК, їх випромінювання становить мізерну частку загальної енергії, яку випромінює Сонце. Час від часу в сонячній атмосфері утворюються активні області - сонячні плями, які спостерігаються у фотосфері. З одинадцятирічним періодом число плям і площі, які вони займають, змінюються. Періодичність сонячної активності, очевидно, пов'язана із складними взаємодіями іонізованої речовини Сонця і його магнітного поля. Енергія, яку випромінює Сонце, в основному визначається випромінюванням фотосфери, що має температуру порядку 6000 К, тому цю температуру приписують Сонцю в цілому.

Сонце - одна з численних зір Всесвіту.

Вивчаючи Сонце, ми пізнаємо процеси, які відбуваються в інших зорях.

§ 265. Енергія Сонця і зір

Фізичну природу зір ще не добре вивчено, щоб можна було певно говорити про те, як виникають зорі, як виникло Сонце і яка доля зір.

Цілком можливо, одо з часом у деяких місцях простору міжзоряний пил і газ згущуються в тіла великих розмірів. Наступне стискання таких тіл призводить до їх розігрівання і світіння, до перетворення в зорі. Коли температура всередині них підніметься досить високо, там має розпочатись перетворення водню у важчі хімічні елементи, що супроводиться тривалим і величезним виділенням енергії. У такому стані зорі можуть перебувати принаймні десятки мільярдів років (як, наприклад, наше Сонце).

Ядра зір як природний термоядерний реактор

Реакції синтезу відбуваються в надрах зір, у тому числі і нашого Сонця. Сонце і сонцеподібні зорі складаються в основному з водню до 80 % і гелію до 20 %. Температура в їх надрах досягає 107-108 К. При такій температурі всі атоми повністю іонізовані і є плазмою. Сонце і зорі - це ніби величезні самопідтримуючі термоядерні реактори. Най-

614

імовірніша термоядерна реакція, що відбувається в надрах Сонця ори Г = 1 - 2 • 107 К, така:

} Н + | Н -> |Н 4-® е + V,

Цей ланцюжок термоядерних реакцій, внаслідок якого чотири ядра водню | Н перетворюються в одне ядро гелію 2 Не, називають протонпротонний циклом. Середня тривалість останньої реакції, яка завершує цикл, близько І мли років, а енергетичний ефект її - близько ІЗ МеВ,

Уцілому енергетичний ефект протон-протонного циклу становить 27 МеВ. Для зір яскравіших, ніж Сонце, характерний вуглецевий цикл.

Підсумком вуглецевого циклу як протон-протонного є перетворення чотирьох ядер водню в одне ядро гелію. Кількість ядер вуглецю, які беруть участь у реакції, не змінюється; вони виконують роль каталізатора. У цьому циклі в проміжних реакціях з вуглецю утворюється азот. Азот е побічним продуктом реакції перетворення водню в гелій.

Після вигоряння водню в центрі зорі ори температурі (і...2)-108 К розпочинається горіння гелію:

ЗІ Не -> Х\С + Ь

1\с+ ^Не —> ^О + у іт.д.

Основні продукти горіння - вуглець і кисень, і в зорі утворюється вуг- лецево-кисневе ядро.

При температурах Т = 5-Ю8 ...109 К загоряються вуглець і кисень, а протони і нейтрони, які утворюються в процесі горіння, беруть участь у різних реакціях з ядрами, породжуючи елементи в інтервалі атомної ваш

16<,4 <28.

Основний продукт горіння, вуглецю і кисню - кремній.

При температурах Г>2-109 К в тепловому випромінюванні виникає багато квантів з енергією, яка достатня для відщеплення альфа-частинок від кремнію, сірки, магнію тощо.. Альфа-частинки можуть приєднуватись до важчих ядер, утворюючи елементи аж до заліза, нікелю, цинку,

Походження елементів з 2 > ЗО пов'язують з процесами захоплення нейтронів. До них належать елементи аж до вісмуту.

Елементи, важчі від гелію, утворюються вже в нашу епоху. Елементи, важчі від заліза, синтезуються у вибухових процесах (у спалахах надно-

615

вих зір). При цьому газ викидається в навколишній простір і витрачається на формування зір наступних поколінь і формування інших небесних тіл.

Якщо на ранній стадії еволюції речовина складалася тільки з водню і гелію, то в процесі еволюції міжзоряне середовище збагачується на важкі елементи і вони вже в готовому вигляді входять до складу зір, які народжуються. Отже,

у Всесвіті відбувається процес необоротності розвитку матеріального світу.

§ 266. Еволюція зір

Зорі випромінюють світло за рахунок термоядерних реакцій, що відбуваються в центральній області зорі. Розрахунки моделей зір показують, що головною термоядерною реакцією є перетворення чотирьох ядер водню в ядра гелію (протон-протонний цикл; див. § 265), при цьому вигоряє водень, світність і радіус зорі збільшуються, а температура знижується. Температура в центральній області зір великих мас вища, тому такі зорі еволюціонують швидше. У них вигоряє водень, і вони перетворюються в червоні гіганти.

Після вигоряння водню ядро, яке тепер уже складається з гелію, стискається, при цьому температура підвищується до 10 млн К або й більше і розпочинається нова термоядерна реакція - утворення атомів вуглецю з трьох атомів гелію. Ця реакція супроводиться втратою маси і виділенням енергії.

Остаточна доля зорі залежить від її маси. Якщо маса зорі менша від 1,2 маси Сонця, то вона закінчує свою еволюцію як білий карлик. Якщо маса зорі лежить між 1, 2 і 3 масами Сонця, то вона перетворюється в нейтронну зорю. На кінцевій стадії її розвитку відбувається потужне скидання оболонки, тобто спалах наднової зорі. Якщо маса зорі перевищує три сонячні маси, то внаслідок процесу гравітаційного стискання радіус зорі стає таким малим, що гравітаційне поле зорі починає втягувати в себе всю навколишню матерію. Ці зорі все поглинають, але нічого не випромінюють. Такі зорі називають чорними дірками. Розрахунки показують, що якби Земля перетворилась у чорну дірку, то її радіус дорівнював би 0,9 см. Оскільки чорні дірки не випромінюють і їх розміри дуже малі, то виявити їх можна лише побічно, а саме за реєстрацією короткохвильового, ультрафіолетового або рентгенівського випромінювання, яке супроводить втягування міжзоряної матерії в чорну дірку.

Швидкість еволюції залежить від відношення швидкості виділення енергії до маси зорі, яка приблизно пропорційна квадрату маси.

Зорі-гіганти розвиваються за кілька мільйонів років, зорі типу Сонця за 8-11 млрд років, червоні карлики - за Ю10 - 10і 1 років.

616

РОЗДІЛ 8 УЗАГАЛЬНЕНІ ВІДОМОСТІ З АСТРОНОМИ

Астрономія - наука про будову і розвиток космічних тіл, їхніх систем і Всесвіту в цілому, Основні розділи астрономії: астрометрія, астрофізика, зоряна астрономія, радіоастрономія, небесна механіка, космогонія і космологія.

Астрометрія - розділ астрономії, що вивчає взаємне розташування небесних світил; астрофізика - фізичний стан і хімічний склад небесних тіл і міжзоряного середовища, а також процеси, що відбуваються в них.; зоряна астрономія - будову і розвиток Галактики та зоряних систем, що входять до неї; радіоастрономія ~~ космічні об'єкти на основі спостереження випромінювання або поглинання ними радіохвиль, а також за допомогою радіолокації; небесна механіка - рух небесних тіл під дією гравітаційного поля, а також опору середовища, реактивних та інших сил; космогонія - походження космічних тіл та їхніх систем; космологія - будову і розвиток Всесвіту.

Астрономія - найдавніша з усіх, наук - виникла і розвивалась на основі практичних потреб суспільства. Вона допомагає встановити, як виникли далекі від нас світи, яка їх будова, одо було з нами в минулому і що відбудеться в майбутньому.

Дані астрономії покладені в основу революційної фізичної теорії - теорії відносності.

Вивчення космосу дало можливість зробити багато відкриттів - були виявлені не відомі на Землі стани речовини, нові джерела енергії.

Астрономія в усі часи була наукою практичною і в наш час також. Одним з важливих завдань астрономії є визначення точного часу. Використовуючи методи астрономії і виконуючи найскладніші комплекси астроно- мо-геодезичних робіт, складають географічні карти, обчислюють висоту припливів і відпливів на узбережжях кожної години доби, визначають напрями і швидкості повітряних течій.

На Землю і її атмосферу значною мірою впливає Сонце. Полярні сяйва, магнітні бурі і багато інших явищ залежать від сонячного випромінювання, тому дуже важливо вивчати процеси, які відбуваються на Сойці і в його атмосфері.

Методи, які застосовують в астрономії, використовуються у галузях промисловості та сільського господарства, наприклад, спектральний аналіз у медицині для визначення кисню в крові, в хімії ~ для визна-

618

чення складу полімерів і газів. Багато інших питань, що мають практичне значення, можуть бути розв'язані і розв'язуються за допомогою астрономії.

ГЛАВА 2 7 БУДОВА І РОЗВИТОК ВСЕСВІТУ

§ 267. Наша зоряна система - Галактика

Спостерігаючи зоряне небо навіть неозброєним оком, можна спостерігати групи зір, які назвали зоряними скупченнями. Зоряні скупчення поділено на два типи: розсіяні і кульові.

Розсіяні зоряні скупчення - розподілені в просторі без певної закономірності і складаються з десятків і сотень зір; кульові ~ характеризуються кульовою формою розподілу в просторі і налічують десятки тисяч зір.

Типовим представником розсіяног о зоряного скупчення є Плеяди, які в народі називають Волосожаром. Розсіяні зоряні скупчення мають розміри

в межах від одного до 10-15 пк (і пк = 3,08 • 10і6 м). Відстань до найближчих

розсіяних зоряних скупчень становить кілька тисяч світлових років, їх можна спостерігати в площині Молочного Шляху.

Молочний Шлях - світла срібляста смужка, яку видно на безхмарному зоряному небі. Яскравіші і більш близькі зорі розміщені густіше з наближенням до середньої лінії Молочного Шляху, яку називають галактичним екватором..

Площина галактичного екватора - площина симетрії нашої зоряної системи.

Дослідження показали, що вся сукупність зір Молочного Шляху утворює єдину зоряну систему, яку називають Галактикою. Розміри Галактики величезні. Галактика має складну структуру; значна частина її зір