Термоядерные реакции
, 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.
Термоядерные реакции.
В 1939 г. известный американский физик Бете дал количественную теорию
ядерных источников звёздной энергии. Что же это за реакции? Как уже и
упоминалось, это термоядерные реакции. Как известно, звёзды по большей
части состоят из водорода, (правда есть и исключения) поэтому вероятность
столкновения двух протонов очень велика. При столкновении протона с другим
протоном (или другим ядром) он может притянуться к ядру за счёт ядерных
сил. Ядерные силы действуют на расстояниях порядка размеров самого ядра
(т. е. 10[pic] 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.
Я остановил своё внимание на реакциях с протонами не только потому,
что они - самая обильная составляющая вещества звёздных недр. Если
сталкиваются более тяжелые ядра, у которых заряды значительно больше
элементарного заряда протона, кулоновские силы отталкивания существенно
увеличиваются, и ядра при Т [pic]10[pic] 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.
Как уже и указывалось, сущность ядерных реакций внутри Солнца и звёзд
состоит в том, что через ряд промежуточных этапов четыре ядра водорода
(протоны) объединяются в одно ядро гелия ([pic] - частицы), причём
избыточная масса выделяется в виде энергии, нагревающей среду, в которой
происходит реакции..
Рассмотрим более подробно эти реакции.
Протон - протонная реакция.
Эта реакция начинается с таких столкновений между протонами, в
результате которых получается ядро тяжёлого водорода - дейтерия. Даже в
условиях звёздных недр это происходит очень редко. Как правило,
столкновения между протонами являются упругими: после столкновения частицы
просто разлетаются в разные стороны. Для того чтобы в результате
столкновения два протона слились в одно ядро дейтерия, необходимо, чтобы
при таком столкновении выполнялись два независимых условия. Во-первых,
надо, что у одного из сталкивающихся протонов кинетическая энергия раз в
двадцать превосходила бы энергию тепловых движений при температуре
звёздных недр. Как уже говорилось выше, только одна стомиллионная часть
протонов имеет такую относительно высокую энергию, необходимую для
преодоления «кулоновского барьера». Во-вторых, необходимо чтобы за время
столкновения один из двух протонов успел бы превратиться в нейтрон,
испустив позитрон и нейтрино. Ибо только протон с нейтроном могут
образовать ядро дейтерия. Заметим, что длительность столкновения всего
лишь около 10[pic] 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.
По-другому складывается судьба вновь образовавшихся ядер дейтерия. Они
«жадно», всего через несколько секунд, «заглатывают» какой-нибудь близкий
протон, превращаясь в изотоп [pic]He. После этого изотоп гелия будет
взаимодействовать с подобным себе ядром, в результате чего образуется ядро
«обыкновенного» гелия и два протона. Так как концентрация изотопа [pic]He
чрезвычайна мала, то это произойдёт через несколько миллионов лет. Далее
представлена последовательность этих реакций и выделяющаяся при них
энергия.
Таблица 1.
| [pic]H + [pic]H [pic] [pic]D + [pic] + [pic] + 1,44|
|МэВ (десятки миллиард. лет); |
|[pic]D + [pic]H [pic] [pic]He + [pic] + 5,49 |
|MэВ (несколько секунд); |
|2[pic]He [pic] [pic]He + 2[pic]H + 12,85 MэВ|
|(несколько млн. лет). |
Здесь буква ? - означает нейтрино, а ? - гамма-квант.
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.
Вторая ветвь протон - протонной реакции начинается с соединения ядра
[pic]He с ядром "обыкновенного" гелия [pic]He, после чего образуется ядро
бериллия [pic]Be. Ядро бериллия в свою очередь может захватить протон,
после чего образуется ядро бора [pic]B, или захватить электрон и
превратиться в ядро лития. В первом случае образовавшийся радиоактивный
изотоп[pic]B претерпевает бета-распад: [pic]В [pic] [pic]Be + ? + [pic].
Заметим, что нейтрино, образовавшиеся при этой реакции, как раз и
обнаружили при помощи уникальной, дорогостоящей установки. Радиоактивный
бериллий[pic]Be весьма неустойчив и быстро распадается на две ?-частицы.
Наконец, последняя, третья ветвь протон - протонной реакции включает в
себя следующие звенья: [pic]Ве после захвата электрона превращается в
[pic]Li, который, захватив протон, превращается в неустойчивый изотоп
[pic]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. [pic]С + [pic]H [pic] [pic]N + [pic] + 1,95 MэВ |
|(десятки млн. лет); |
|2. [pic]N [pic][pic]С + [pic] + [pic] + 2,22 MэВ (7|
|минут); |
|3. [pic]С +[pic]H [pic][pic]N + [pic] + 7,54 МэВ |
|(несколько млн. лет); |
|4. [pic]N + [pic]H [pic] [pic]O + [pic] + 7,35 МэВ |
|(сотни млн. лет); |
|5. [pic]O [pic] [pic]N + [pic]+[pic]
| |  скачать работу |
Термоядерные реакции |
