Ядерные реакции в звездах. Время излучения звезд за счет гравитационного сжатия не превышает 5·10 9 лет для всех звезд в наблюдаемом интервале масс. Процесс гравитационного сжатия звезды с повышением температуры будет продолжаться до тех пор пока температура в центре звезды не поднимется до 10 7 K. Гравитационное сжатие будет остановлено начавшейся ядерной реакцией горения водорода. Масса ядра водорода составляет 1.0073 атомных единиц массы (а.е.м.), масса ядра гелия 4.0015 а.е.м. При образовании одного ядра гелия путем слияния четырех ядер водорода дефект массы составляет ΔM = 0.0277 а.е.м., что соответствует высвободившейся энергии
Если считать, что Солнце состоит только из водорода и в результате ядерной реакции 4p → 4 He (рис.14) происходит полное сгорание водорода и превращение его в гелий, полная выделившаяся при этом энергия составляет Eядерн = 1.3·10 52 эрг. Учитывая светимость Солнца (L = 4·10 33 эрг/с), получим, что при современном темпе сгорания водорода за счет ядерного источника Солнце способно излучать 100 млрд лет
(Tядерн) = 1.3·10 52 эрг/ 4·10 33 эрг/c ≈ 3·10 18 с = 10 11 лет.
На самом деле горение водорода с образованием гелия происходит в ограниченной центральной области Солнца. В результате потери энергии на излучение ежесекундно масса Солнца уменьшается на 4.3 млн тонн. При сгорании водорода температура ядра звезды остается относительно постоянной и составляет примерно 10 7 K. Звезда находится в состоянии квазистатического равновесия, при котором энергия, высвобождаемая в термоядерных реакциях, компенсирует потери энергии на излучение с поверхности звезды. Звезда будет устойчива, когда уравновешиваются противодействующие эффекты гравитации и стремления горячих газов к расширению. Рассмотрим, что будет происходить со звездой, если температура внутри неё внезапно начнет увеличиваться или уменьшаться. Если температура в центре звезды начнет увеличиваться, то там будет вырабатываться больше энергии, чем излучается с поверхности. При этом давление внутри звезды повышается и она начнет расширяться. Увеличение размеров звезды приведет к тому, что скорость протекания термоядерных реакций уменьшится и температура в центре звезды начнет падать. И, наоборот, если поверхность звезды охлаждается быстрее, чем вырабатывается энергия в звезде, то звезда начнет сжиматься и скорость протекания ядерных реакций увеличивается. Процесс стабилизации температуры звезды на этой стадии её эволюции происходит таким образом, что вырабатываемая в результате термоядерных реакций энергия, излучается без каких-либо резких изменений. В стадии квазистатического равновесия в каждой точке звезды вес внешних слоев уравновешивается газовым и световым давлением. Таким образом, начавшаяся термоядерная реакция сразу же прекращает дальнейшее сжатие звезды и она обретает стабильные размеры и светимость, которые для звезды с массой Солнца практически не меняются в течение нескольких млрд лет. Время достижения главной последовательности и время жизни на главной последовательности для звезд различной массы приведены в табл. 7.
Время достижения главной последовательности и время жизни на главной последовательности звезд различной массы
M/M
Время достижения главной последовательности, лет
Время жизни на главной последовательности, лет
15
Передача энергии из глубины звезды, где вещество существует в виде горячей плазмы, во внешние слои происходит благодаря двум основным механизмам: 1. В результате конвективного движения более горячее вещество из центральной части звезды, расширяясь, перемещается во внешние менее плотные слои. 2. Фотоны, испускаемые атомами, находящимися в возбужденном состоянии, поглощаются другими атомами и вновь излучаются. Такой процесс происходит многократно. При этом энергии фотонов уменьшаются за счет каскадных переходов и существенно возрастает время их диффузии во внешние слои. Так, например, в случае Солнца время диффузии с переизлучением квантов, образовавшихся в центре Солнца, к периферии составляет
1 кэВ мала по сравнению с высотой кулоновского барьера даже для самых легких ядер (
10 3 кэВ). Однако, в системе, находящейся в термодинамическом равновесии, имеются ядра, энергия которых значительно превосходит Eср (число их можно оценить, исходя из распределения Максвелла). Это, наряду с эффектом квантовомеханического туннелирования для основной части ядер, имеющих энергию ниже высоты кулоновского барьера, приводит к тому, что реакции в звездах могут протекать при значительно более низких температурах.
Рис. 11. Зависимость от энергии числа ядер в звездах n, эффективного сечения ядерной реакции σ, а также их произведения nσ
Произведение максвелловского распределения n(E) на скорость протекания ядерной реакции, пропорциональную её эффективному сечению σ(E), имеет максимум, отвечающий ядрам, с наибольшей вероятностью вступающим в ядерную реакцию (рис.11). Этот максимум для многих термоядерных реакций лежит в районе E0> 10 kT. Скорость протекания термоядерной реакции raA в звездах (число актов реакции слияния в единицу времени в единице объема) между частицами a и A описывается выражением:
.
Эта величина называется удельной скоростью термоядерной реакции (она совпадает с raA при ρa= ρA= 1) и определяется из соотношения
(9)
σaA(E) = 2 ·P(E),
где — длина волны де Бройля налетающей частицы ( 2
P(E) = (EG/E) 1/2 exp[-(EG/E) 1/2 ],
(10)
Отсюда следует, что
Сечения многих термоядерных реакций определены вплоть до довольно низких энергий
нерез
Для резонансной реакции:
рез
Таким образом, для вычисления скорости ядерной реакции в звездах необходимо, помимо плотностей сталкивающихся частиц, знать: 1) распределение температуры внутри звезды; 2) эффективные сечения реакций вплоть до достаточно низких энергий взаимодействующих частиц, соответствующих температуре
10 7 K. Эта температура отвечает кинетической энергии
1 кэВ. В звездах реакции между двумя ядрами происходят при их сближении до расстояний
10 9 г/см 3 и температурах
60). Это обусловлено тем, что удельная энергия связи ядер имеет максимум в районе A
60 (см. рис. 3). Получение более тяжелых ядер за счет реакций синтеза происходит с поглощением энергии, а значит и снижения внутренней температуры звезды. Зная массу, радиус и светимость звезды, можно оценить зависимость давления, плотности и температуры от радиуса звезды. Важную роль в таких расчетах играет химический состав звездного вещества. Обусловлено это следующими причинами. 1. Химический состав в значительной степени определяет прозрачность вещества и, следовательно, скорость, с которой выделяемая в центре звезды энергия будет достигать поверхности. 2. Количество энергии, вырабатываемое в центре звезды, и температура, при которой будут происходить ядерные реакции, зависит от состава ядер, вступающих во взаимодействие. Если у звезды нет недостатка в ядерном горючем, то чем более тяжелые ядра сгорают в ядерных реакциях, тем большее количество энергии будет выделяться в единицу времени и тем больше будет её светимость. Железная звезда должна светить примерно в 100 раз более ярко, чем водородная. В звезде, имеющей массу и радиус Солнца и состоящей из чистого водорода, температура в центральной части должна составлять около 10 7 K. Чисто гелиевый состав приводит к температуре порядка 10 8 K. Температура в центре звезды, состоящей из железа, достигает примерно 10 9 K.
Рис.12. Распределение плотности и температуры внутри Солнца (R — радиус Солнца)
Обзорная статья о нуклеосинтезе в звёздах, звёздной эволюции и сверхновых
Остатки сверхновой в созвездии Тельца, вспыхнувшей в 1054 году нашей эры и зарегистрированной китайскими астрономами.
Спустя сотни тысяч лет зажглись первые звёзды, внутри которых начался синтез ядер более тяжёлых элементов. Ведь что такое звезда? Звезда — это баланс между энергией, выделяющейся при нуклеосинтезе в её ядре, и гравитационной силой, сжимающей звезду. В конечном итоге, гравитация всегда побеждает — это только вопрос времени.
Как работает внутризвёздная алхимия?
Первичным ресурсом для термоядерного синтеза являются ядра водорода, из которых более чем на 90% и состоят звёзды. В результате реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия, с выделением ряда разнообразных элементарных частиц. В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия. Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности. Одновременно с этим нарастает и давление в центре звезды (уравнение Менделеева-Клапейрона). Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитации сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. Этот период жизни звезды называется главной последовательностью (на диаграмме Герцшпрунга-Рассела) и является самым продолжительным. В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиардов лет.
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
Надо сказать, что определяющим свойством звезды является, конечно же, её масса. Большинство звёзд лежит в пределах от 0,1 до 100 масс Солнца. Мы, как патриоты, естественно, измеряем массу звёзд в солнечных массах.
Основные фазы звёзд разнятся по свойствам и продолжительности в зависимости от массы, но начало конца у всех одинаково.
По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх — и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: температура в слоях, окружающих ядро, звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий — своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза — вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, — один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.
При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно большую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.
Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала очередной термоядерной реакции синтеза. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены давлением вырожденного электронного газа. Электроны, до этого момента не игравшие видную роль в эволюции звезды, на определенной стадии сжатия из-за высокого давления и температуры внутри ядра почти все покидают свои ядерные орбитали. Находясь в таком высокоэнергетическом состоянии они уже сами оказывают сопротивление гравитационному сжатию. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.
Звезды более массивные, чем Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом, при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в его оболочке. Таким образом звезда начинает напоминать луковицу с разными реакциями синтеза в определённых слоях. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.
Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вдавливаться в протоны ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, и всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.
После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию.
Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дыра.
Почему сверхновые так важны?
Недавно, благодаря наблюдательным данным, подтвердилась гипотеза о том, что термоядерный синтез происходит также и в сам момент вспышки сверхновой — ударная волна проходит через все слои звезды, на мгновение значительно повышая давление, и запускает кратковременый синтез самых тяжелых элементов таблицы Менделеева.
Более того, сверхновые являются главными распространителями элементов по Вселенной, разбрасывая их на многие сотни световых лет от места их рождения. А давление излучения на окружающие газопылевые облака запускает процесс рождения новых звёзд.
Как же мы узнаем о химическом составе таких объектов как звёзды?
Дело в том, что атомы каждого химического элемента имеют строго определённые резонансные частоты, в результате чего именно на этих частотах они излучают или поглощают свет. Это приводит к тому, что в спектроскопе на спектрах видны линии (тёмные или светлые) в определённых местах, характерных для каждого вещества. Интенсивность линий зависит от количества вещества и его состояния.
Оптическая спектроскопия зародилась в 1802 году, когда были обнаружены темные линии в спектре Солнца. Эти линии заново открыл и описал Фраунгофер в 1814 году. В 60-е годы XIX века Кирхгоф дал почти правильную трактовку этих линий, считая что это линии поглощения, обусловленные наличием в атмосфере Солнца различных газов, и что с каждым газом связана определенная линия.
Целенаправленная научная спектроскопия началась в 1853 году, когда Ангстрем сопоставил линии излучения газов с различными химическими элементами — так зародился новый метод получения информации о составе веществ — спектральный анализ. Сейчас это один из мощнейших инструментов современной науки. Этот чувствительный метод широко применяется в аналитической химии, астрофизике, металлургии, машиностроении, геологической разведке, археологии и других отраслях науки.
Термоядерная реакция. Источники энергии Солнца и звезд
Урок 57. Физика 9 класс
В данный момент вы не можете посмотреть или раздать видеоурок ученикам
Чтобы получить доступ к этому и другим видеоурокам комплекта, вам нужно добавить его в личный кабинет, приобрев в каталоге.
Получите невероятные возможности
Конспект урока «Термоядерная реакция. Источники энергии Солнца и звезд»
«Надежда на быстрое решение проблемы
управляемого термоядерного синтеза —
то же, что надежда грешника попасть
в рай, минуя чистилище…»
Лев Андреевич Арцимович
В данной теме речь пойдёт о термоядерных реакциях иисточниках энергии Солнца и звезд.
Известно, что в середине 20 века возникла проблема поиска новых источников энергии. В связи с этим внимание ученых привлекли термоядерные реакции.
Термоядерная реакция — это реакция синтеза легких ядер в более тяжелые ядра.
Для ее осуществления необходимо, чтобы исходные нуклоны или легкие ядра сблизились до расстояний, равных или меньших радиуса сферы действия ядерных сил притяжения (т.е. до расстояний порядка 10 –15 м). Такому взаимному сближению ядер препятствуют кулоновские силы отталкивания, действующие между положительно заряженными ядрами. Для возникновения реакции синтеза необходимо нагреть вещество большой плотности до сверхвысоких температур (порядка сотен миллионов кельвин), чтобы кинетическая энергия теплового движения ядер оказалась достаточной для преодоления кулоновских сил отталкивания. При таких температурах вещество существует в виде плазмы. Поскольку синтез может происходить только при очень высоких температурах, то ядерные реакции синтеза и получили название термоядерных реакций (от греческого«Терма» — тепло, жар).
На примере урана ранее было показано, что при деление тяжелых ядер может выделяться энергия. В случае с легкими ядрами энергия может выделяться при обратном процессе — при их синтезе. Причем реакция синтеза легких ядер энергетически более выгодна, чем реакция деления тяжелых (если сравнивать выделившуюся энергию, приходящуюся на один нуклон).
Таким образом, в термоядерных реакциях выделяется огромная энергия. Например, в реакции синтеза дейтерия с образованием выделяется 3,2 МэВ. В реакции синтеза дейтерия с образованием трития выделяется порядка 4 МэВ, а в реакции синтеза дейтерия и трития выделяется около17,6 МэВ энергии.
Особенно большое практическое значение имеет тот факт, что при термоядерных реакциях на каждый нуклон выделяется значительно большая энергия, чем при цепных ядерных реакциях. Например, при синтезе ядер гелия из ядер водорода на один нуклон выделяется энергия, порядка 6 МэВ, в то время как при делении ядра U-235 на один нуклон выделяется энергия всего лишь порядка 0,9 МэВ.
Самоподдерживающиеся термоядерные реакции происходят в недрах звезд (в том числе Солнца) и играют важнейшую роль в существовании и развитии Вселенной.
Этот метод используют в установках типа «Токамак», впервые созданных в Институте атомной энергии имени Курчатова.
В таких установках плазму создают в тороидальной камере, являющейся вторичной обмоткой мощного импульсного трансформатора. Его первичная обмотка подключена к батарее конденсаторов очень большой емкости, камеру заполняют дейтерием.
При разряде батареи конденсаторов через первичную обмотку в тороидальной камере возбуждается вихревое электрическое поле, вызывающее ионизацию дейтерия и появление в нем мощного импульса электрического тока, что приводит к сильному нагреванию газа и образованию высокотемпературной плазмы, в которой может возникнуть термоядерная реакция. Главная трудность заключается в том, чтобы удержать плазму внутри камеры в течение от 0,1 до 1 секунды без ее контакта со стенками камеры, поскольку не существует материалов, способных выдерживать столь высокие температуры. Эту трудность удается частично преодолеть с помощью тороидального магнитного поля, в котором находится камера. Под действием магнитных сил плазма скручивается в шнур и как бы «висит» на линиях индукции магнитного поля, не касаясь стенок камеры. Однако плазма в магнитном поле очень неустойчива и плазменный шнур распадается прежде, чем удается нагреть плазму до нужной температуры.
Пока удалось получать плазму с температурой 1,3×10 7 К и удерживать ее в течение 60 — 80 мс на установке «Токамак-10». Для увеличения продолжительности существования управляемой термоядерной реакции необходимо увеличивать размеры установки, поэтому в настоящее время строится новая большая установка «Токамак-20».
Хотя уже сейчас,говорят, что группе китайских ученых удалось стабилизировать плазму на рекордные 30 секунд. Осуществить это позволило усовершенствование токамака EAST в городе Хэфей, который и использовался для эксперимента.
Использование установок типа «Токамак» (в которых для получения и нагревания плазмы используется мощный электрический разряд, а для удержания плазмы магнитное поле) является одним из возможных путей осуществления управляемых термоядерных реакций, другим путем достижения этой цели является лазерный термоядерный синтез. Сущность такого метода состоит в следующем. Замороженную смесь дейтерия и трития, приготовленную в виде шариков диаметром менее 1 мм, равномерно облучают со всех сторон мощным лазерным излучением. Это приводит к нагреванию и испарению вещества с поверхности шариков. При этом давление внутри шариков возрастает до величин порядка 10 15 Па. Под действием такого давления происходят увеличение плотности и сильное нагревание вещества в центральной части шариков и начинается термоядерная реакция.
В настоящее время во многих странах мира ведутся интенсивные работы по осуществлению управляемой термоядерной реакции. Имеются обоснованные предположения, что эта проблема будет решена в течение ближайших 20 лет.
Термоядерные реакции играют важную роль в эволюции Вселенной, в частности в преобразованиях химических веществ в ней.
Благодаря термоядерным реакциям, протекающим в недрах Солнца, выделяется энергия, дающий жизнь обитателям Земли. Солнце излучает в пространство свет и тепло уже почти 4,6 миллиарда лет.
Естественно, что во все времена ученых интересовал вопрос о том, что является топливом, за счет которого на Солнце вырабатывается огромное количество энергии в течении столь длительного времени. На этот счет существовали разные гипотезы. Одна из них заключалась в том, что энергия на Солнце выделяется в результате химической реакции горения. Но в этом случае, как показывают расчеты, Солнце могло бы просуществовать всего несколько тысяч лет, что противоречит действительности.
Оригинальная гипотеза была выдвинута в середине ХIХ в. Она состояла в том, что увеличение внутренней энергии и соответствующее повышение температуры Солнца происходит за счет уменьшения его потенциальной энергии при гравитационном сжатии. Она тоже оказалась несостоятельной, так как вэтом случае срок жизни Солнца увеличивается до миллионов лет, но не до миллиардов.
Предположение о том, что выделение энергии на Солнце происходит в результате протекания на нем термоядерных реакций, было высказано в 1939 г. американским физиком Хансом Бете. Именно за это Бете получил Нобелевскую премию в 1967 году.
Им же был предложен так называемый водородный цикл, т. е. цепочка из трех термоядерных реакций, приводящая к образованию гелия из водорода.
Чтобы получилось два ядра необходимые для третьей реакции, первые две должны произойти дважды.
Известно, что в соответствии с формулой
с уменьшением внутренней энергии тела уменьшается и его масса. Чтобы представить, какое колоссальное количество энергии теряет Солнце в результате превращения водорода в гелий, достаточно знать, что масса Солнца ежесекундно уменьшается на несколько миллионов тонн.
Но, несмотря на потери, запасов водорода на Солнце должно хватить еще на 5 — 6 миллиардов лет. Между тем, в недрах Солнца к этому времени уже произойдут существенные изменения. В центре весь водород уже будет исчерпан. Центральная область Солнца целиком будет заполнена гелием. В центре не происходит ядерных реакций, поскольку весь водород уже выгорел, а для превращения гелия в углерод температура слишком мала. Только на поверхности этого гелиевого шара, там, где гелий граничит со слоем, богатым водородом, еще происходит сгорание водорода. Постепенно выгорает и этот водород, а радиус гелиевой сферы в центре Солнца увеличивается.
Через 13 миллиардов лет размеры Солнца станут примерно в 100 раз больше, чем сегодня, а светимость увеличится в 2000 раз. В то же время температура поверхности существенно снизится. Она будет составлять всего 4000 градусов, т. е. на 1800 градусов меньше, чем теперь.
Но нас это уже не спасет. К тому времени океаны на Земле давно уже испарятся, а под палящими лучами Солнца будет даже плавиться свинец. Земля превратиться в горячую печь, на которой уже не сможет существовать жизнь. Над безжизненной поверхностью Земли будет светить гигантский красный солнечный шар размером в полнеба.
Когда температура центральной части Солнца достигнет 100 000 000 градусов, начнет сгорать и гелий, превращаясь в тяжелые элементы, и Солнце вступит в стадию сложных циклов сжатия и расширения. На последней стадии эта звезда потеряет внешнюю оболочку, центральное ядро будет иметь очень большую плотность и размеры, как у Земли. Пройдет еще несколько миллиардов лет, и Солнце остынет, превратившись в белый, а затем, и в черный карлик.
– Термоядерная реакция — это реакция синтеза легких ядер в более тяжелые ядра.
– Плазма — это частично или полностью ионизированный газ, образованный из нейтральных атомов и заряженных частиц.
– Самоподдерживающиеся термоядерные реакции происходят в недрах звезд и играют важнейшую роль в существовании и развитии Вселенной.
– Если бы в земных условиях была возможность осуществлять легко управляемые термоядерные реакции, человечества получило бы практически неисчерпаемый источник энергии.
= 4·10 33 эрг/с), получим, что при современном темпе сгорания водорода за счет ядерного источника Солнце способно излучать 100 млрд лет
.
2 ·P(E),
нерез
выделяется 3,2 МэВ. В реакции синтеза дейтерия с образованием трития выделяется порядка 4 МэВ, а в реакции синтеза дейтерия и трития выделяется около17,6 МэВ энергии.
