ОГЛАВЛЕНИЕ
Введение 3
Глава I: элементарные частицы и история
Немного истории 5
Строение атома 6
Глава II: термоядерные реакции
Виды термоядерных реакций 8
Протон-протонная реакция 9
Углеродно-азотный цикл 10
Глава III: солнечная энергия
Термоядерные реакции на более тяжёлых элементах 14
Первые опыты использования солнечной энергии 15
Преобразование солнечной энергии в теплоту, работу
и электричество 15
Заключение 18
Список используемой литературы 19
ВВЕДЕНИЕ
Рождение энергетики произошло несколько миллионов лет тому назад, когда
люди научились использовать огонь. Огонь давал им тепло и свет, был
источником вдохновения и оптимизма, оружием против врагов и диких
зверей, лечебным средством, помощником в земледелии, консервантом
продуктов, технологическим средством и т.д.
На протяжении многих лет огонь поддерживался путем сжигания растительных
энергоносителей (древесины, кустарников, камыша, травы, сухих водорослей
и т.п.), а затем была обнаружена возможность использовать для
поддержания огня ископаемые вещества: каменный уголь, нефть, сланцы,
торф.
Прекрасный миф о Прометее, даровавшем людям огонь появился в Древней
Греции значительно позже того, как во многих частях света были освоены
методы довольно изощренного обращения с огнем, его получением и
тушением, сохранением огня и рациональным использованием топлива.
Сейчас известно, что древесина – это аккумулированная с помощью
фотосинтеза солнечная энергия. При сгорании каждого килограмма сухой
древесины выделяется около 20 000 к Дж тепла, теплота сгорания бурого
угля равна примерно 13 000 кДж/кг, антрацита 25 000 кДж/кг, нефти и
нефтепродуктов 42 000 кДж/кг, а природного газа 45 000 кДж/кг. Самой
высокой теплотой сгорания обладает водород 120 000 кДж/кг.
Человечеству нужна энергия, причем потребности в ней увеличиваются с
каждым годом. Вместе с тем запасы традиционных природных топлив (нефти,
угля, газа и др.) конечны. Конечны также и запасы ядерного топлива –
урана и тория, из которого можно получить в реакторах-размножителях
плутоний. Практически неисчерпаемы запасы термоядерного топлива –
водорода, и вот, в “атомный” век, учёные смогли контролировать ядерный
распад атомов и использовать большую энергию, выделяющуюся при этом
процессе.
Эти реакции называются термоядерные. О них в дальнейшем и пойдёт речь.
Само название уже говорит за себя, ведь слово “термоядерные” произошло
от thermos, что означает температура. Таким образом, термоядерные
реакции – это реакции, протекающие при большой температуре, когда
кинетическая энергия атомов играет значительную роль. Как дальше будет
показано энергия, которая выделяется при термоядерных реакциях,
достигает колоссальных величин. Сейчас уже достоверно известно, что
термоядерные реакции являются основным источником энергии в звёздах.
Именно в них природа создаёт такие условия, при которых имеют место эти
реакции. Основные примеры термоядерных реакций: протон-протонная цепочка
(pp -цикл) и углеродно-азотный цикл Г. Бёте (CNO – цикл). В pp-цикле
четыре протона образуют одно ядро гелия (при этом два протона должны
превратиться в нейтроны). Такое соединение протонов в ядро гелия может
идти различными путями, но результат один и тот же. Энергия,
выделяющаяся при одной реакции:
;
где ?m – это избыток массы четырех протонов над массой одного ядра
гелия:
Е = (4*1,00727647 – 4,002603267)*931,5016 = 24,687 МэВ на одно ядро.
Эта энергия достаточно впечатлительная величина, если учесть, что
интенсивность протекания рр-цепочки в звёздах очень велика.
С, испуская ядро He.
ГЛАВА I. ЭЛЕМЕНТАРНЫЕ ЧАСТИЦЫ И ИСТОРИЯ
НЕМНОГО ИСТОРИИ
В 1926 г. Эддингтон опубликовал свою книгу “The Internal Constitution
of the Stars” (“Внутреннее строение звёзд”). В этой книге были блестяще
изложены представления того времени о физических основах процессов,
происходивших в звёздах. Сам Эддингтон внёс существенный вклад в
формирование этих представлений. Ещё до него в принципе было ясно, как
функционируют звёзды. Однако не было точно известно, откуда берётся
энергия, которая поддерживает излучение звёзд.
Уже тогда было понятно, что богатое водородом звёздное вещество может
быть идеальным источником энергии. Учёные знали, что при превращении
водорода в гелий освобождается столько энергии, что Солнце и другие
звёзды могут светить миллиарды лет. Таким образом, было ясно, что если
разобраться, в каких условиях идёт слияние атомов водорода, то был бы
найден великолепный источник энергии звёзд. Однако наука тех лет была
ещё очень далека от того, чтобы осуществить превращение водорода в гелий
в экспериментальных условиях.
Астрофизикам того времени оставалось только верить, что звёзды
представляют собой гигантские ядерные реакторы. Действительно, нельзя
было бы представить никакого другого процесса, который мог бы обеспечить
энергией Солнца в течение миллиардов лет. Наиболее последовательно это
мнение выразил Эддингтон. Он исходил из многочисленных и многократно
повторённых измерений светимости звёзд, которые проводили
астрономы-наблюдатели. К сожалению, физики того времени считали, что
атомные ядра в звёздах не могут реагировать друг с другом.
Эддингтон уже тогда смог рассчитать, какая температура должна
наблюдаться в недрах Солнца. По его расчётам она должна составлять
примерно 40 миллионов градусов. Такая температура, на первый взгляд
очень высокой, но ядерщики считали, что её недостаточно для протекания
ядерных реакций. При этой температуре атомы во внутренних областях
солнца перемещаются относительно друг друга со скоростями около 1000
километров в секунду. При таких высоких температурах атомы водорода уже
теряют свои электроны, протоны уже свободно перемещаются в пространстве.
Представим себе, что два протона налетают друг на друга и, в следствия
взаимодействия, взаимно отталкиваются. При скоростях 1000 километров в
секунду протоны могут приблизится на очень малое расстояние, но под
действием силы электрического отталкивания они разлетятся прежде чем
смогут объединиться в одно ядро. Как показали расчёты, только при
температуре свыше 10 миллиардов градусов частицы движутся с такими
скоростями, что, несмотря на силы электрического отталкивания, они могу
приблизится друг другу и слиться. Солнце с температурой 40 миллионов
градусов казалось физикам слишком холодным, чтобы в его недрах могло
происходить превращение водорода в гелий. Однако Эддингтон был убеждён,
что только ядерная энергия может поддерживать излучение звезд, и
оказался прав.
СТРОЕНИЕ АТОМА
Всё что нас окружает, – горные породы, и минералы, вещества в атмосфере
и морях, клетки растений и животных, газовые туманности и звёзды во
Вселенной во всём их многообразии – всё это состоит из 92 элементарных
кирпичиков – химических элементов. Это было установлено наукой 19-го
столетия, которая тем самым упростила картину окружающего мира. Как
показывают опыты, существует 3 основных типа элементарных частиц, из
которых состоят атомы: электроны, протоны и нейтроны.
Например, ядро водорода состоит из протона, а вокруг него вращается
электрон.
-мезон и превращается в протон, а протон захватывает эту частицу,
превращаясь в нейтрон. Так происходит взаимопереход одних частиц в
другие и ядро не распадается. В лёгких ядрах силы отталкивания не очень
велики и на каждый протон хватает по одному нейтрону, а в более тяжёлых
элементах, для стабильного ядра нужен избыток нейтронов.
Классическая теория не может описать теорию строения ядра, т. к. частицы
микромира не подчиняются законам Ньютона. Это, прежде всего, связано с
исключительным свойством материи, о чём гласит один из законов квантовой
механики – энергия принимает дискретные значения. Так же трудность
состоит в том, что частицу микромира невозможно описать как материальную
точку. Об этом гласит уравнение Шрёдингера. Т. е. можно лишь с некоторой
вероятностью предсказать в какой точке пространства находится
исследуемый объект, имея скорость, заключённую в некоторый интервал
скоростей.
ГЛАВА II. ТЕРМОЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ
ВИДЫ ТЕРМОЯДЕРНЫХ РЕАКЦИЙ
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.
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.
-частицы), причём избыточная масса выделяется в виде энергии,
нагревающей среду, в которой происходят реакции.
Рассмотрим более подробно эти реакции.
ПРОТОН – ПРОТОННАЯ РЕАКЦИЯ
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.
He чрезвычайна мала, то это произойдёт через несколько миллионов лет.
Далее представлена последовательность этих реакций и выделяющаяся при
них энергия.
Таблица 1.
+ 1,44 МэВ (десятки миллиард. лет);
+ 5,49 MэВ (несколько секунд);
H + 12,85 MэВ (несколько млн. лет).
Здесь буква ??- означает нейтрино, а ? – гамма-квант.
B
.
?
O
gd¶zE
gd¶zE
„`„gd¶zE
B
?
?
E
Oe
O
ae
i
a$gd¶zE
a$gd¶zE
$
gd¶zE
?Й?Й??
?Й?Й??
gd¶zE
?Й?Й?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.
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.
УГЛЕРОДНО-АЗОТНЫЙ ЦИКЛ
Перейдём теперь к рассмотрению углеродно-азотного цикла. Этот цикл
состоит из шести реакций.
Таблица 2
+ 1,95 MэВ (десятки млн. лет);
+ 2,22 MэВ (7 минут);
+ 7,54 МэВ (несколько млн. лет);
+ 7,35 МэВ (сотни млн. лет);
+ 2,71 МэВ (82 сек);
He + 4,96 МэВ (сотни тыс. лет);
C в веществе, в котором протекает эта реакция, не происходит. Углерод
служит здесь «катализатором» реакции.
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
??????
эрг/г*c.
Эта формула справедлива для сравнительно узкого, важного интервала
температур 11 – 16 миллионов кельвинов. Для более низких температур (от
6 до 10 миллионов кельвинов) справедлива другая формула:
?эрг/г*с.
Основным источником энергии Солнца, температура которого близка к 14
миллионам кельвинов, является протон – протонная реакция. Для более
массивных, а следовательно, и более горячих звёзд существенна
углеродно-азотная реакция, зависимость которой от температуры
значительно более сильная. Например, для интервала температур 24-36
миллионов кельвинов
эрг/г*с;
где Z – относительная концентрация тяжёлых элементов: углерода и азота.
Как мы видим, ??зависит не только от температуры, но и от относительной
концентрации тяжёлых элементов. Ведь ядра этих элементов являются
катализатором углеродно-азотной реакции.
Кроме протон-протонной и углеродно-азотной реакции, при некоторых
условиях может иметь существенное значение и другие ядерные реакции.
Так как заряд – «мишени», с которой сталкивается протон, невелик,
кулоновское отталкивание не так значительно, как в случае столкновений с
ядрами углерода и азота. Значит вероятность термоядерного взаимодействия
выше, а значит и скорость этих реакций сравнительно велика. Уже при
температуре около одного миллиона кельвинов они идут достаточно быстро.
Однако, в отличие от ядер углерода и азота, ядра лёгких элементов не
восстанавливаются в процессе дальнейших реакций, а необратимо
расходуются. Именно поэтому обилие лёгких элементов на Солнце и звёздах
ничтожно мало.
ГЛАВА III. СОЛНЕЧНАЯ ЭНЕРГИЯ
ТЕРМОЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ НА БОЛЕЕ ТЯЖЁЛЫХ ЭЛЕМЕНТАХ
Мы рассмотрели реакции на сравнительно лёгких элементах, которые
протекают соответственно при сравнительно низких температурах. Однако
представим на минуту, что всё вокруг состоит из свободных протонов и
электронов, а температура этих частиц достаточно велика. Астроном
наверняка догадался бы, что это схоже с условиями после «Большого
взрыва». Так вот, указанная выше протон-протонная цепочка, является
первой цепочкой превращения протонов в целые ядра. И именно с помощью
этих реакции получились первые ядра гелия. Далее температура Вселенной
понижалась, и интенсивность ядерных превращений становилось меньше. А
как же получилось всё то многообразие веществ в природе, спросите вы?
Дело в том, что после «большого взрыва» происходили разные превращения,
даже немыслимые, но то количество тяжёлых элементов, которое мы сейчас
наблюдаем, не могло образоваться сразу. Дальнейшие реакции происходили
уже внутри звёзд. Но при высоких энергиях. Уже при T = 100 миллионов
градусов начинается важная реакция
O + n,
-распад).
В стационарных звездах тяжелые элементы могут образовываться при
последовательном присоединении ядер гелия:
F + ??
Mg + ??и т. д.
Mg образуются только в звёздах с массой, большей 30М .
Если в недрах звёзд достигается очень высокая температура, то там
возможно выделение энергии и в реакциях между тяжелыми элементами.
ПЕРВЫЕ ОПЫТЫ ИСПОЛЬЗОВАНИЯ
СОЛНЕЧНОЙ ЭНЕРГИИ
В 1600 г. во Франции был создан первый солнечный двигатель, работавший
на нагретом воздухе и использовавшийся для перекачки воды. В конце XVII
в. ведущий французский химик А. Лавуазье создал первую солнечную печь, в
которой достигалась температура в 1650 оС и нагревались образцы
исследуемых материалов в вакууме и защитной атмосфере, а также были
изучены свойства углерода и платины. В 1866 г. француз А. Мушо построил
в Алжире несколько крупных солнечных концентраторов и использовал их для
дистилляции воды и приводов насосов. На всемирной выставке в Париже в
1878 г. А. Мушо продемонстрировал солнечную печь для приготовления пищи,
в которой 0,5 кг мяса можно было сварить за 20 минут. В 1833 г. в США
Дж. Эриксон построил солнечный воздушный двигатель с
параболоцилиндрическим концентратором размером 4,8* 3,3 м. Первый
плоский коллектор солнечной энергии был построен французом
Ш.А. Тельером. Он имел площадь 20 м 2 и использовался в тепловом
двигателе, работавшем на аммиаке. В 1885г. Была предложена схема
солнечной установки с плоским коллектором для подачи воды, причем он был
смонтирован на крыше пристройки к дому.
Первая крупномасштабная установка для дистилляции воды была построена в
Чили в 1871 г. американским инженером Ч. Уилсоном. Она эксплуатировалась
в течение 30 лет, поставляя питьевую воду для рудника.
В 1890 г. профессор В.К. Церасский в Москве осуществил процесс плавления
металлов солнечной энергией, сфокусированной параболоидным зеркалом, в
фокусе которого температура превышала 3000 оС.
ПРЕОБРАЗОВАНИЕ СОЛНЕЧНОЙ ЭНЕРГИИ
В ТЕПЛОТУ, РАБОТУ И ЭЛЕКТРИЧЕСТВО
Солнце – гигантское светило, имеющее диаметр 1392 тыс. км. Его масса
(2*1030 кг) в 333 тыс. раз превышает массу Земли, а объем в 1,3 млн. раз
больше объема Земли. Химический состав Солнца: 81,76 % водорода, 18,14 %
гелия и 0,1% азота. Средняя плотность вещества Солнца равна 1400 кг/м3.
Внутри Солнца происходят термоядерные реакции превращения водорода в
гелий и ежесекундно 4 млрд. кг материи преобразуется в энергию,
излучаемую Солнцем в космическое пространство в виде электромагнитных
волн различной длины.
Солнечную энергию люди используют с древнейших времен. Еще в 212г. н.э.с
помощью концентрированных солнечных лучей зажигали священный огонь у
храмов. Согласно легенде Приблизительно в то же время греческий ученый
Архимед при защите родного города поджег паруса римского флота.
Солнечная радиация – это неисчерпаемый возобновляемый источник
экологически чистой энергии.
Верхней границы атмосферы Земли за год достигает поток солнечной энергии
в количестве 5,6*1024 Дж. Атмосфера Земли отражает 35 % этой энергии
обратно в космос, а остальная энергия расходуется на нагрев земной
поверхности, испарительно-осадочный цикл и образование волн в морях и
океанах, воздушных и океанских течений и ветра.
Среднегодовое количество солнечной энергии, поступающей за 1 день на 1м2
поверхности Земли, колеблется от 7,2 МДж/м2 на севере до 21,4 МДж/м2 в
пустынях и тропиках.
Солнечная энергия может быть преобразована в тепловую, механическую и
электрическую энергию, использована в химических и биологических
процессах. Солнечные установки находят применение в системах отопления и
охлаждения жилых и общественных зданий, в технологических процессах,
протекающих при низких, средних и высоких температурах. Они используются
для получения горячей воды, опреснения морской или минерализированной
воды, для сушки материалов и сельскохозяйственных продуктов и т.п.
Благодаря солнечной энергии осуществляется процесс фотосинтеза и рост
растений, происходят различные фотохимические процессы.
Известны методы термодинамического преобразования солнечной энергии в
электрическую, основанные на использовании циклов тепловых двигателей,
термоэлектрического и термоэмиссионного процессов, а также прямые
методы фотоэлектрического, фотогальванического и фотоэмиссионного
преобразований. Наибольшее практическое применение получили
фотоэлектрические преобразователи и системы термодинамического
преобразования с применением тепловых двигателей.
Солнечная энергия преобразуется в электрическую на солнечных
электростанциях (СЭС), имеющих оборудование, предназначенное для
улавливания солнечной энергии и ее последовательного преобразования в
теплоту и электроэнергию. Для эффективной работы СЭС требуется
аккумулятор теплоты и система автоматического управления.
Улавливание и преобразование солнечной энергии в теплоту осуществляется
с помощью оптической системы отражателей и приемника сконцентрированной
солнечной энергии, используемой для получения водяного пара или нагрева
газообразного или жидкометаллического теплоносителя (рабочего тела).
Для размещения солнечных электростанций лучше всего подходят засушливые
и пустынные зоны.
На поверхность самых больших пустынь мира общей площадью 20 млн.км2
(площадь Сахары 7 млн. км2 ) за год поступает около 5*1016 кВт*ч
солнечной энергии. При эффективности преобразования солнечной энергии в
электрическую, равной 10%, достаточно использовать всего 1 % территории
пустынных зон для размещения СЭС, чтобы обеспечить современный мировой
уровень энергопотребления.
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
В рассмотренных выше примерах было рассказано о термоядерных реакциях.
Так как они в основном протекают в недрах звёзд, то их пришлось
учитывать условия протекания этих реакций. Как можно было заметить,
термоядерные реакции являются источником энергии звёзд, поэтому можно
представить этот неисчерпаемый источник энергии. Ведь его хватает на
миллиарды лет. Это обстоятельство побудило многих учёных на поиски
искусственных термоядерных реакций в «пробирке». Однако эти реакции идут
при «жестоких» условиях, которые трудно воспроизвести в лаборатории. В
последнее время идут разработки лазерного термоядерного синтеза.
В двух словах.
Таблетку (льдинку) с дейтерием и водородом окружают легко испаряющимся
веществом и нагревают лазером, эта подложка испаряется, а таблетка с D и
H, по закону сохранения импульса, сжимается. Таким образом, создаются
необходимые условия. Начинается термоядерная реакция. Однако, как было
уже замечено, эту реакцию трудно локализовать. Хотя сама идея, создать
маленькое «Солнце» у себя дома заставляет искать новые пути протекания
этих реакций. Замечательность в том, что в скором будущем человечество
сможет полететь на соседние планеты и космическому кораблю будет
необходим источник большой энергии, коим и является термоядерная
реакция.
Но всё это в будущем, а сейчас остаётся только следить за термоядерными
реакциями не Солнце и предсказывать поведение последних в зависимости от
разных условий.
СПИСОК ИСПОЛЬЗУЕМОЙ ЛИТЕРАТУРЫ:
Алексеев В.П. Становление человечества. М.,1984.
Бор Н. Атомная физика и человеческое познание. М.,1961.
Дорфман Я.Г. Всемирная история физики с начала 19 века до середины 20
века. М.,1979.
Кемпфер Ф. Путь в современную физику. М.,1972.
Найдыш В.М. Концепции современного естествознания. Учебное пособие.
М.,1999
Пригожин И. ,Стенгерс И. Порядок из хаоса. М.,1986.
PAGE
PAGE 2
Нашли опечатку? Выделите и нажмите CTRL+Enter
