История искусства Сторонники импрессианистов Национальная Академия рисунка Ретроспективные выставки
Термоядерный синтез Реакторная технология Атомные реакторы на быстрых нейтронах Магнитное удержание плазмы Холодный термоядерный синтез Топливо для реакторов на тепловых нейтронах

Одним из направлений ядерной энергетики является ядерный синтез, подобный происходящему на Солнце в азотно-углеродном цикле. Ядерный синтез предпочтителен по двум причинам: легкие изотопы более распространены, а продукты ядерного синтеза нерадиоактивны. Непреодолимым препятствием для мирного осуществления ядерного синтеза гелия по реакции

Ядерные реакции в звездах

Прежде чем рассматривать ядерные реакции в космосе, коротко остановимся на проблеме звездной эволюции.

Окружающий нас мир состоит из различных химических элементов. Как образовались эти элементы в естественных условиях? В настоящее время общепризнанной является точка зрения, что элементы, из которых состоит Солнечная система, образовались в ходе звездной эволюции. С чего начинается образование звезды? Звезды конденсируются под действием гравитационных сил из гигантских газовых молекулярных облаков (термин "молекулярный" означает, что газ состоит в основном из вещества в молекулярной форме). Масса вещества, сосредоточенного в молекулярных облаках, составляет значительную часть всей массы галактик. Эти газовые облака первичного вещества состоят преимущественно из ядер водорода. Небольшую примесь составляют ядра гелия, образовавшиеся в результате первичного нуклеосинтеза в дозвездную эпоху. Реактор БН 600 Атомная станция с реакторами на быстрых нейтронах

Когда масса вещества звезды в результате аккреции достигает 0.1 массы Солнца, температура в центре звезды достигает 1 млн K и в жизни протозвезды начинается новый этап - реакции термоядерного синтеза. Однако эти термоядерные реакции существенно отличаются от реакций, протекающих в звездах,
находящихся в стационарном состоянии, типа Солнца. Дело в том, что протекающие на Солнце реакции синтеза:

требуют более высокой температуры ~10 млн K. Температура же в центре протозвезды составляет всего 1 млн K. При такой температуре эффективно протекает реакция слияния дейтерия (d = 2Н):

Дейтерий также как и 4He образуется на дозвездной стадии эволюции Вселенной и его содержание в веществе протозвезды составляет 10-5 от содержания протонов. Однако даже этого небольшого количества достаточно для появления в центре протозвезды эффективного источника энергии.

Непрозрачность протозвездного вещества приводит к тому, что в звезде начинают возникать конвективные потоки газа. Нагретые пузыри газа устремляются от центра звезды к периферии. А холодное вещество с поверхности спускается к центру протовезды и поставляет дополнительное количество дейтерия. На следующем этапе горения дейтерий начинает перемещаться к периферии протозвезды, разогревая её внешнюю оболочку, что приводит к разбуханию протозвезды. Протозвезда с массой, равной массе Солнца, имеет радиус, в пять раз превышающий солнечный.

Сжатие звездного вещества за счет гравитационных сил приводит к повышению температуры в центре звезды, что создает условия для начала ядерной реакции горения водорода Следующий этап термоядерной реакции - горение гелия В момент взрыва сверхновой температура резко повышается и во внешних слоях звезды происходят ядерные реакции так называемый взрывной нуклеосинтез. Эволюция Вселенной начинается с Большого Взрыва. В первые мгновения реализуется так называемая дозвездная стадия образования элементов, стадия образования легчайших элементов. Какая из этих двух реакций играет более существенную роль, зависит от температуры звезды. В звездах, имеющих массу, сравнимую с массой Солнца, и меньше, доминирует протон - протонная цепочка. Основное время эволюции звезды связано с горением водорода. Но на этой стадии звездной эволюции массивных звезд существенную роль начинают играть многочисленные реакции с участием нейтронов, протонов, а-частиц и 7- квантов Характерные особенности реакций горения углерода и кислорода следующие Продукты s-процесса должны эффективно выноситься во внешнюю оболочку звезды и попадать в межзвездную среду без дальнейших ядерных реакций. Один из аргументов в подтверждение r-процесса в звездах - наличие сдвоенных максимумов, коррелирующих с магическими числами нейтронов N = 50, 82 и 126 В углеродно-азотном цикле ядро углерода C служит как бы катализатором.

Хиросима, Нагасаки - "первый взрыв". В августе 1945 г. на 2 японских города было сброшено по ядерной бомбе мощностью 20 кт каждая. Они унесли жизни более 200 тысяч человек. Ядерная бомба, сброшенная на Хиросиму, называлась "Малыш", а на Нагасаки -"Толстяк". Вспышка от взрыва сожгла материалы, поддающиеся горению, в круге диаметром 4 км. На смену тепловой волне пришла ударная волна. Порыв ветра пронесся со скоростью 800 км/ч. За исключением пары стен, все остальное было превращено в порошок в круге диаметром 4 км. 6820 зданий разрушено и 55000 полностью сгорели. Такие разрушительные последствия были после взрыва атомной бомбы "Малыш".
Учебные пособия для студентов технических университетов