Päikese termotuumasünteesi ideede sünni ja arengu mõistmiseks on vaja teada inimkonna ideede ajalugu selle protsessi mõistmise kohta. Kontrollitava termotuumareaktori loomisel, milles toimub termotuumasünteesi kontrollimise protsess, on palju lahendamatuid teoreetilisi ja tehnoloogilisi probleeme. Paljud teadlased ja eriti teadusametnikud ei ole selle probleemi ajalooga kursis.
Termotuumareaktorite loojate valede tegudeni viis teadmatus inimkonna ajaloost ja arusaamine termotuumasünteesist Päikesel. Seda tõestab kuuskümmend aastat kestnud töö ebaõnnestumine juhitava termotuumareaktori loomisel ja paljude arenenud riikide tohutute rahasummade raiskamine. Kõige olulisem ja ümberlükkamatu tõestus: juhitavat termotuumareaktorit pole loodud 60 aastat. Pealegi lubavad meedias tuntud teaduslikud autoriteedid kontrollitava termotuumareaktori (CTR) loomist 30...40 aasta pärast.
2. Occami habemenuga
“Occami habemenuga” on metodoloogiline põhimõte, mis on saanud nime inglise frantsiskaani munga ja nominalistliku filosoofi Williami järgi. Lihtsustatud kujul öeldakse: "Te ei tohiks olemasolevaid asju ilma vajaduseta korrutada" (või "Te ei tohiks meelitada uusi üksusi, kui see pole tingimata vajalik"). See printsiip on aluseks metodoloogilisele reduktsionismile, mida nimetatakse ka säästlikkuse printsiibiks või ökonoomsuse seaduseks. Mõnikord väljendatakse põhimõtet sõnadega: "Mida saab seletada väiksemaga, ei tohiks väljendada suuremaga."
Kaasaegses teaduses viitab Occami habemenuga tavaliselt üldisemale põhimõttele, mis ütleb, et kui nähtusele on mitu loogiliselt järjekindlat definitsiooni või seletust, siis tuleks õigeks pidada kõige lihtsamat.
Põhimõtte sisu võib lihtsustada järgmiselt: nähtuse selgitamiseks ei ole vaja kehtestada keerulisi seaduspärasusi, kui seda nähtust saab seletada lihtsate seadustega. Nüüd on see põhimõte teadusliku kriitilise mõtlemise võimas tööriist. Occam ise sõnastas selle põhimõtte Jumala olemasolu kinnitusena. Neile saab tema hinnangul kindlasti kõike seletada ilma midagi uut tutvustamata.
Infoteooria keeles ümbersõnastatud Occami habemenuga põhimõte ütleb, et kõige täpsem sõnum on minimaalse pikkusega sõnum.
Albert Einstein sõnastas Occami pardli põhimõtte ümber järgmiselt: "Kõike tuleks võimalikult palju lihtsustada, kuid mitte rohkem."
3. Inimkonna arusaamise ja termotuumasünteesi Päikesel tutvustamise algusest
Pikka aega mõistsid kõik Maa elanikud tõsiasja, et Päike soojendab Maad, kuid päikeseenergia allikad jäid kõigile ebaselgeks. 1848. aastal esitas Robert Mayer meteoriidihüpoteesi, mille kohaselt soojendab Päikest meteoriitide pommitamine. Kuid sellise vajaliku meteoriitide arvuga kuumeneks ka Maa kõvasti; lisaks koosneks maakera geoloogilised kihid peamiselt meteoriitidest; lõpuks pidi Päikese mass suurenema ja see mõjutaks planeetide liikumist.
Seetõttu pidasid paljud teadlased 19. sajandi teisel poolel kõige usutavamaks teooriaks, mille töötasid välja Helmholtz (1853) ja Lord Kelvin, kes väitsid, et Päike kuumeneb aeglase gravitatsioonilise kokkusurumise tõttu (“Kelvin-Helmholtzi mehhanism”). Sellel mehhanismil põhinevad arvutused hindasid Päikese maksimaalseks vanuseks 20 miljonit aastat ja aega, mille järel Päike kustub, mitte rohkem kui 15 miljonit. See hüpotees läks aga vastuollu geoloogiliste andmetega kivimite vanuse kohta, mis viitas palju suuremad näitajad. Näiteks märkis Charles Darwin, et Vendi maardlate erosioon kestis vähemalt 300 miljonit aastat. Brockhausi ja Efroni entsüklopeedia peab aga ainsaks vastuvõetavaks gravitatsioonimudelit.
Alles 20. sajandil leiti sellele probleemile “õige” lahendus. Rutherford oletas algselt, et Päikese siseenergia allikaks on radioaktiivne lagunemine. 1920. aastal pakkus Arthur Eddington, et rõhk ja temperatuur Päikese sisemuses on nii kõrged, et seal võivad toimuda termotuumareaktsioonid, mille käigus vesiniku tuumad (prootonid) sulanduvad heelium-4 tuumaks. Kuna viimase mass on väiksem kui nelja vaba prootoni masside summa, siis osa selle reaktsiooni massist Einsteini valemi järgi E = mc 2, muutub energiaks. Seda, et Päikese koostises on ülekaalus vesinik, kinnitas 1925. aastal Cecilia Payne.
Tuumasünteesi teooria töötasid 1930. aastatel välja astrofüüsikud Chandrasekhar ja Hans Bethe. Bethe arvutas üksikasjalikult välja kaks peamist termotuumareaktsiooni, mis on päikeseenergia allikad. Lõpuks, 1957. aastal, ilmus Margaret Burbridge’i töö “Synthesis of Elements in Stars”, milles näidati ja soovitati, et enamik universumi elemente tekkis tähtedes toimuva nukleosünteesi tulemusena.
4. Päikese kosmoseuuringud
Eddingtoni esimesed tööd astronoomina olid seotud tähtede liikumise ja tähesüsteemide ehituse uurimisega. Kuid tema peamine eelis seisneb selles, et ta lõi tähtede sisemise struktuuri teooria. Sügav tungimine nähtuste füüsilisse olemusse ja keerukate matemaatiliste arvutuste meetodite valdamine võimaldas Eddingtonil saada mitmeid fundamentaalseid tulemusi sellistes astrofüüsika valdkondades nagu tähtede sisemine struktuur, tähtedevahelise aine olek, tähtede liikumine ja jaotus. galaktikas.
Eddington arvutas välja mõnede punaste hiidtähede läbimõõdud ja tegi kindlaks Siriuse tähe kääbussatelliidi tiheduse – see osutus ebatavaliselt suureks. Eddingtoni töö tähe tiheduse määramisel andis tõuke ülitiheda (degenereerunud) gaasi füüsika arengule. Eddington oli hea Einsteini üldise relatiivsusteooria tõlgendaja. Ta viis läbi esimese eksperimentaalse katse ühe selle teooriaga ennustatud mõju kohta: valguskiirte kõrvalekaldumine massiivse tähe gravitatsiooniväljas. Tal õnnestus see 1919. aasta täieliku päikesevarjutuse ajal. Koos teiste teadlastega pani Eddington aluse tänapäevastele teadmistele tähtede ehituse kohta.
5. Termotuumasüntees – põlemine!?
Mis on visuaalselt termotuumasüntees? Põhimõtteliselt on see põlemine. Kuid on selge, et see on väga suure võimsusega põlemine ruumiühiku kohta. Ja on selge, et see ei ole oksüdatsiooniprotsess. Siin osalevad põlemisprotsessis teised elemendid, mis samuti põlevad, kuid erilistel füüsilistel tingimustel.
Tuletagem meelde põlemist.
Keemiline põlemine on keeruline füüsikaline ja keemiline protsess põleva segu komponentide muundamiseks põlemisproduktideks koos soojuskiirguse, valguse ja kiirgusenergia vabanemisega.
Keemiline põlemine jaguneb mitmeks põlemisviisiks.
Alamhelipõlemine (deflagratsioon), erinevalt plahvatusest ja detonatsioonist, toimub madalatel kiirustel ega ole seotud lööklaine tekkega. Allahelikiirusel põlemine hõlmab tavalist laminaarset ja turbulentset leegi levikut, ülehelikiirusel põlemine aga detonatsiooni.
Põlemine jaguneb termiliseks ja ahelaks. Termiline põlemine põhineb keemilisel reaktsioonil, mis võib eralduva soojuse kogunemise tõttu kulgeda progresseeruva isekiirendusega. Ahelpõlemine toimub mõnedes gaasifaasilistes reaktsioonides madalal rõhul.
Termilise isekiirenduse tingimused on võimalik luua kõikide reaktsioonide jaoks, millel on piisavalt suured soojusefektid ja aktiveerimisenergiad.
Põlemine võib alata iseeneslikult isesüttimise tagajärjel või alata süttimisest. Fikseeritud välistingimustes võib pidev põlemine toimuda statsionaarses režiimis, kui protsessi põhiomadused - reaktsioonikiirus, soojuseraldusvõimsus, temperatuur ja toodete koostis - aja jooksul ei muutu, või perioodilises režiimis, kui need omadused kõikuda nende keskmiste väärtuste ümber. Reaktsioonikiiruse tugeva mittelineaarse sõltuvuse tõttu temperatuurist on põlemine välistingimuste suhtes väga tundlik. See sama põlemisomadus määrab mitme statsionaarse režiimi olemasolu samadel tingimustel (hüstereesiefekt).
Seal on mahuline põlemine, see on kõigile teada ja seda kasutatakse sageli igapäevaelus.
Difusioonpõlemine. Seda iseloomustab eraldi kütuse ja oksüdeerija tarnimine põlemistsooni. Komponentide segunemine toimub põlemistsoonis. Näide: vesiniku ja hapniku põlemine rakettmootoris.
Eelsegatud söötme põletamine. Nagu nimigi ütleb, toimub põlemine segus, milles on nii kütus kui ka oksüdeerija. Näide: bensiini-õhu segu põlemine sisepõlemismootori silindris pärast protsessi käivitamist süüteküünla abil.
Leegita põlemine. Erinevalt tavapärasest põlemisest on oksüdeeriva ja redutseeriva leegi tsoonide jälgimisel võimalik luua tingimused leegita põlemiseks. Näiteks on orgaaniliste ainete katalüütiline oksüdeerimine sobiva katalüsaatori pinnal, näiteks etanooli oksüdeerimine plaatina mustal.
Hõõguv. Põlemisviis, mille puhul leeki ei teki ja põlemistsoon levib aeglaselt üle kogu materjali. Hõõgumine toimub tavaliselt poorsetes või kiulistes materjalides, millel on kõrge õhusisaldus või mis on immutatud oksüdeerivate ainetega.
Autogeenne põlemine. Isemajandav põlemine. Mõistet kasutatakse jäätmepõletustehnoloogiates. Jäätmete autogeense (isemajandava) põlemise võimaluse määrab ballastikomponentide maksimaalne sisaldus: niiskus ja tuhk.
Leek on ruumi piirkond, kus põlemine toimub gaasifaasis, millega kaasneb nähtav ja (või) infrapunakiirgus.
Tavaline leek, mida küünla, välgumihkli või tiku põlemisel jälgime, on kuumade gaaside voog, mis on Maa gravitatsioonijõu tõttu vertikaalselt pikenenud (kuumad gaasid kipuvad tõusma ülespoole).
6. Kaasaegsed füüsikalised ja keemilised ideed Päikesest
Peamised omadused:
Fotosfääri koostis:
Päike on meie päikesesüsteemi keskne ja ainus täht, mille ümber tiirlevad teised selle süsteemi objektid: planeedid ja nende satelliidid, kääbusplaneedid ja nende satelliidid, asteroidid, meteoroidid, komeedid ja kosmiline tolm. Päikese mass (teoreetiliselt) moodustab 99,8% kogu päikesesüsteemi kogumassist. Päikesekiirgus toetab elu Maal (fotoonid on vajalikud fotosünteesiprotsessi algfaasis) ja määrab kliima.
Spektraalse klassifikatsiooni järgi kuulub Päike G2V tüüpi (“kollane kääbus”). Päikese pinnatemperatuur ulatub 6000 K-ni, seega paistab Päike peaaegu valge valgusega, kuid spektri lühilaineosa tugevama hajutamise ja neeldumise tõttu Maa atmosfääri poolt mõjub Päikese otsevalgus maapinnale. meie planeet omandab teatud kollase varjundi.
Päikesespekter sisaldab ioniseeritud ja neutraalsete metallide jooni, samuti ioniseeritud vesinikku. Meie Linnutee galaktikas on ligikaudu 100 miljonit G2 tähte. Veelgi enam, 85% meie galaktika tähtedest on Päikesest vähem heledad tähed (enamik neist on punased kääbused, kes on oma evolutsioonitsükli lõpus). Nagu kõik põhijärjestuse tähed, toodab Päike energiat termotuumasünteesi teel.
Päikese kiirgus on peamine energiaallikas Maal. Selle võimsust iseloomustab päikesekonstant – energia hulk, mis läbib päikesekiirtega risti olevat pindalaühikut. Ühe astronoomilise ühiku kaugusel (st Maa orbiidil) on see konstant ligikaudu 1370 W/m2.
Maa atmosfääri läbides kaotab päikesekiirgus energiat ligikaudu 370 W/m2 ja maapinnani jõuab vaid 1000 W/m2 (selge ilmaga ja siis, kui Päike on oma seniidis). Seda energiat saab kasutada erinevates looduslikes ja tehislikes protsessides. Seega töötlevad taimed selle fotosünteesi abil keemiliseks vormiks (hapnik ja orgaanilised ühendid). Päikesekiirte otsekütmist või fotoelementide abil energia muundamist saab kasutada elektri tootmiseks (päikeseelektrijaamad) või muude kasulike tööde tegemiseks. Kauges minevikus saadi naftas ja muudes fossiilkütustes salvestunud energiat ka fotosünteesi teel.
Päike on magnetiliselt aktiivne täht. Sellel on tugev magnetväli, mille tugevus aja jooksul muutub, muutes suunda umbes iga 11 aasta järel päikese maksimumi ajal. Päikese magnetvälja kõikumised põhjustavad mitmesuguseid efekte, mille kogumit nimetatakse päikese aktiivsuseks ja mis hõlmab selliseid nähtusi nagu päikeselaigud, päikesepursked, päikesetuule kõikumised jne ning Maal põhjustab see kõrgel ja kõrgel auroraid. keskmised laiuskraadid ja geomagnetilised tormid, mis mõjutavad negatiivselt side, elektri edastamise vahendite toimimist ning mõjutavad negatiivselt ka elusorganisme, põhjustades inimestel (magnettormidele tundlikel inimestel) peavalu ja halba tervist. Päike on kõrge metallisisaldusega kolmanda põlvkonna (I populatsioon) noor täht, see tähendab, et see tekkis esimese ja teise põlvkonna tähtede jäänustest (vastavalt III ja II populatsioon).
Päikese praegune vanus (täpsemalt selle eksisteerimise aeg põhijärjestuses) on tähtede evolutsiooni arvutimudelite abil hinnatud ligikaudu 4,57 miljardit aastat.
Päikese elutsükkel. Arvatakse, et Päike tekkis umbes 4,59 miljardit aastat tagasi, kui molekulaarse vesiniku pilve kiire gravitatsiooniline kokkusurumine viis meie galaktika piirkonnas 1. tüüpi T Tauri tähe tekkeni.
Nii massiivne täht kui Päike peaks põhijärjestuses eksisteerima kokku umbes 10 miljardit aastat. Seega on Päike praegu ligikaudu oma elutsükli keskel. Praeguses staadiumis toimuvad päikese tuumas termotuumareaktsioonid, mis muudavad vesiniku heeliumiks. Iga sekund Päikese tuumas muundub umbes 4 miljonit tonni ainet kiirgusenergiaks, mille tulemusena tekib päikesekiirgus ja päikeseneutriinode voog.
7. Inimkonna teoreetilised ideed Päikese sisemise ja välise ehituse kohta
Päikese keskmes on päikese tuum. Fotosfäär on Päikese nähtav pind, mis on peamine kiirgusallikas. Päikest ümbritseb päikesekroon, mille temperatuur on väga kõrge, kuid see on äärmiselt haruldane ja seetõttu nähtav palja silmaga ainult täieliku päikesevarjutuse perioodidel.
Umbes 150 000-kilomeetrise raadiusega Päikese keskosa, milles toimuvad termotuumareaktsioonid, nimetatakse päikese tuumaks. Aine tihedus südamikus on ligikaudu 150 000 kg/m 3 (150 korda kõrgem kui vee tihedus ja ≈6,6 korda kõrgem kui Maa raskeima metalli – osmiumi) tihedus ja temperatuur selle keskel. südamiku temperatuur on üle 14 miljoni kraadi. SOHO missiooni käigus tehtud andmete teoreetiline analüüs näitas, et tuumas on Päikese pöörlemiskiirus ümber oma telje palju suurem kui pinnal. Tuumas toimub prooton-prooton termotuumareaktsioon, mille tulemusena moodustub neljast prootonist heelium-4. Samal ajal muutub igas sekundis energiaks 4,26 miljonit tonni ainet, kuid see väärtus on Päikese massiga võrreldes tühine - 2·10 27 tonni.
Tuuma kohal, umbes 0,2...0,7 päikeseraadiuse kaugusel selle keskmest, on kiirgusülekande tsoon, milles makroskoopilisi liikumisi ei toimu, energia ülekandmine toimub footonite “taasemissiooni” abil.
Päikese konvektiivne tsoon. Päikese pinnale lähemal toimub plasma keerisega segunemine ja energia ülekandmine pinnale toimub peamiselt aine enda liikumiste kaudu. Seda energiaülekande meetodit nimetatakse konvektsiooniks ja Päikese maa-alust kihti, mille paksus on umbes 200 000 km, kus see aset leiab, nimetatakse konvektiivtsooniks. Kaasaegsetel andmetel on selle roll päikeseprotsesside füüsikas erakordselt suur, kuna sealt saavad alguse mitmesugused päikeseaine liikumised ja magnetväljad.
Päikese atmosfäär Fotosfäär (valgust kiirgav kiht) ulatub ≈320 km paksuseni ja moodustab Päikese nähtava pinna. Põhiline osa Päikese optilisest (nähtavast) kiirgusest tuleb fotosfäärist, kuid sügavamatest kihtidest kiirgus sinna enam ei jõua. Fotosfääris ulatub temperatuur keskmiselt 5800 K. Siin on gaasi keskmine tihedus alla 1/1000 maa õhu tihedusest ja fotosfääri välisserva lähenedes langeb temperatuur 4800 K. Vesinik jääb sellistes tingimustes peaaegu täielikult neutraalseks. Fotosfäär moodustab Päikese nähtava pinna, millelt määratakse Päikese suurus, kaugus Päikese pinnast jne. Kromosfäär on fotosfääri ümbritsev umbes 10 000 km paksune Päikese väliskest. Päikese atmosfääri selle osa nime päritolu on seotud selle punaka värvusega, mille põhjuseks on asjaolu, et selle nähtavas spektris domineerib vesiniku emissiooni punane H-alfa joon. Kromosfääri ülemisel piiril ei ole selgelt väljendunud sile pind, sellelt tekivad pidevalt kuumad emissioonid, mida nimetatakse spiculideks (selle tõttu võrdles itaalia astronoom Secchi 19. sajandi lõpus kromosfääri teleskoobiga vaadeldes seda põlevad preeriad). Kromosfääri temperatuur tõuseb kõrgusega 4000 kraadilt 15 000 kraadini.
Kromosfääri tihedus on madal, mistõttu selle heledus on tavatingimustes vaatlemiseks ebapiisav. Kuid täieliku päikesevarjutuse ajal, kui Kuu katab ereda fotosfääri, muutub selle kohal asuv kromosfäär nähtavaks ja helendab punaselt. Seda saab igal ajal jälgida ka spetsiaalsete kitsaribaliste optiliste filtrite abil.
Koroon on Päikese viimane väliskest. Vaatamata väga kõrgele temperatuurile, 600 000 kuni 2 000 000 kraadi, on see palja silmaga nähtav ainult täieliku päikesevarjutuse ajal, kuna aine tihedus koroonas on madal ja seetõttu ka heledus madal. Selle kihi ebatavaliselt intensiivne kuumenemine on ilmselt põhjustatud magnetefektist ja lööklainete mõjust. Krooni kuju muutub sõltuvalt päikese aktiivsuse tsükli faasist: maksimaalse aktiivsuse perioodidel on see ümara kujuga ja minimaalselt pikenenud piki päikese ekvaatorit. Kuna koroona temperatuur on väga kõrge, kiirgab see intensiivset kiirgust ultraviolett- ja röntgenikiirguse vahemikus. Need kiirgused ei läbi Maa atmosfääri, kuid viimasel ajal on saanud võimalikuks nende uurimine kosmoseaparaadi abil. Kiiritus koroona erinevates piirkondades toimub ebaühtlaselt. Seal on kuumad aktiivsed ja vaiksed piirkonnad, aga ka suhteliselt madala, 600 000 kraadise temperatuuriga koronaavad, millest magnetvälja jooned kosmosesse ulatuvad. See ("avatud") magnetiline konfiguratsioon võimaldab osakestel takistamatult Päikesest välja pääseda, nii et päikesetuul kiirgub "peamiselt" krooniaukudest.
Päikese tuul voolab päikesekrooni välisosast - ioniseeritud osakeste (peamiselt prootonite, elektronide ja α-osakeste) voog, mille kiirus on 300...1200 km/s ja levib, selle järkjärgulise vähenemisega. tihedus kuni heliosfääri piirini.
Kuna päikeseplasma elektrijuhtivus on üsna kõrge, võivad selles tekkida elektrivoolud ja sellest tulenevalt magnetväljad.
8. Termotuumasünteesi teoreetilised probleemid Päikesel
Päikese neutriinode probleem. Päikese tuumas toimuvad tuumareaktsioonid põhjustavad suure hulga elektronneutriinode moodustumist. Samal ajal on neutriinovoo mõõtmised Maal, mida on pidevalt tehtud alates 1960. aastate lõpust, näidanud, et seal registreeritud päikeseelektronide neutriinode arv on ligikaudu kaks kuni kolm korda väiksem kui standardse päikesemudeliga ennustatud. mis kirjeldab protsesse Päikesel. Seda eksperimendi ja teooria lahknevust nimetati "päikeseneutriinoprobleemiks" ja see oli üks päikesefüüsika mõistatusi enam kui 30 aastat. Olukorra tegi keeruliseks asjaolu, et neutriinod interakteeruvad ainega ülimalt nõrgalt ning neutriinodetektori loomine, mis suudab täpselt mõõta neutriinovoogu ka sellise võimsusega nagu Päikeselt tulev, on üsna keeruline teaduslik ülesanne.
Päikese neutriinode probleemi lahendamiseks on välja pakutud kaks peamist viisi. Esiteks oli võimalik Päikese mudelit muuta nii, et väheneks selle tuuma hinnanguline temperatuur ja seega ka Päikese kiiratavate neutriinode voog. Teiseks võiks eeldada, et osa Päikese tuuma kiirgavatest elektronneutriinodest muutub Maa poole liikudes teiste põlvkondade neutriinodeks, mida tavadetektorid ei tuvasta (muoon- ja tau-neutriino). Tänapäeval kalduvad teadlased arvama, et teine tee on tõenäoliselt õige. Selleks, et toimuks üleminek ühelt neutriinotüübilt teisele - niinimetatud "neutriinovõnkumised" -, peab neutriino mass olema nullist erinev. Nüüdseks on kindlaks tehtud, et see näib tõsi olevat. 2001. aastal tuvastati kõik kolm päikeseneutriinotüüpi otse Sudbury Neutrino Observatooriumis ja nende koguvoog näis olevat kooskõlas standardse päikesemudeliga. Samal ajal osutub elektronideks vaid umbes kolmandik Maale jõudvatest neutriinodest. See suurus on kooskõlas teooriaga, mis ennustab elektronneutriinode üleminekut teise põlvkonna neutriinodeks nii vaakumis (tegelikult "neutriinovõnkumised") kui ka päikeseaines ("Mikheev-Smirnov-Wolfensteini efekt"). Seega on päikeseneutriinode probleem nüüd ilmselt lahendatud.
Korona kütte probleem. Päikese nähtava pinna (fotosfääri) kohal, mille temperatuur on umbes 6000 K, asub päikesekroon, mille temperatuur on üle 1 000 000 K. Võib näidata, et otsene soojusvoog fotosfäärist ei ole piisav, et viia krooni nii kõrge temperatuurini.
Eeldatakse, et koroona soojendamiseks vajalik energia saadakse subfotosfäärilise konvektiivtsooni turbulentse liikumisega. Sel juhul on energia ülekandmiseks koroonale välja pakutud kaks mehhanismi. Esiteks on see lainekoojendus - turbulentses konvektiivtsoonis tekkivad heli- ja magnetohüdrodünaamilised lained levivad koroonasse ja hajuvad seal, samas kui nende energia muundatakse koronaalplasma soojusenergiaks. Alternatiivseks mehhanismiks on magnetiline kuumutamine, mille käigus fotosfääriliste liikumistega pidevalt genereeritud magnetenergia vabaneb magnetvälja taasühendamise teel suurte päikesekiirte või suure hulga väikeste sähvatuste kujul.
Praegu on ebaselge, millist tüüpi lained pakuvad tõhusat mehhanismi koroona soojendamiseks. Võib näidata, et kõik lained, välja arvatud magnetohüdrodünaamilised Alfvéni lained, on enne koroonasse jõudmist hajutatud või peegeldunud, samas kui Alfvéni lainete hajumine koroonas on keeruline. Seetõttu on tänapäeva teadlased suunanud oma tähelepanu soojendusmehhanismile päikesekiirte kaudu. Üks võimalikke kandidaate koroona kuumenemise allikaks on pidevalt esinevad väikesemahulised rakud, kuigi lõplikku selgust selles küsimuses pole veel saavutatud.
P.S. Pärast "Päikese termotuumasünteesi teoreetiliste probleemide" lugemist peate meeles pidama "Occami habemenuga". Siin kasutatakse teoreetiliste probleemide selgitustes selgelt väljamõeldud, ebaloogilisi teoreetilisi selgitusi.
9. Termotuumakütuse liigid. Fusioonkütus
Kontrollitud termotuumasüntees (CTF) on raskemate aatomituumade süntees kergematest tuumadest energia saamiseks, mis erinevalt plahvatusohtlikust termotuumasünteesist (kasutatakse termotuumarelvades) on kontrollitava iseloomuga. Kontrollitav termotuumasünteesi erineb traditsioonilisest tuumaenergiast selle poolest, et viimane kasutab lagunemisreaktsiooni, mille käigus tekivad rasketest tuumadest kergemad tuumad. Peamistes tuumareaktsioonides, mida kavatsetakse kasutada kontrollitud termotuumasünteesi saavutamiseks, kasutatakse deuteeriumi (2 H) ja triitiumi (3 H) ning pikemas perspektiivis heelium-3 (3 He) ja boor-11 (11 B).
Reaktsioonide tüübid.Ühinemisreaktsioon on järgmine: võetakse kaks või enam aatomituuma ja viiakse need teatud jõu abil kokku nii lähedale, et sellistel vahemaadel mõjuvad jõud on ülekaalus Coulombi tõukejõudude üle võrdselt laetud tuumade vahel, mille tulemusena moodustub aatomituum. uus tuum. Sellel on pisut väiksem mass kui algsete tuumade masside summa ja erinevus muutub energiaks, mis vabaneb reaktsiooni käigus. Vabanenud energia hulka kirjeldatakse üldtuntud valemiga E = mc 2. Kergemaid aatomituumasid on lihtsam soovitud kaugusele kokku viia, seega on vesinik – universumi kõige levinum element – termotuumasünteesi reaktsiooni jaoks parim kütus.
On leitud, et kahe vesiniku isotoobi, deuteeriumi ja triitiumi segu nõuab termotuumasünteesi reaktsiooniks kõige vähem energiat, võrreldes reaktsiooni käigus vabaneva energiaga. Kuigi deuteerium-triitium (D-T) on enamiku termotuumasünteesiuuringute objektiks, pole see sugugi ainus potentsiaalne kütus. Teisi segusid võib olla lihtsam valmistada; nende reaktsiooni saab usaldusväärsemalt kontrollida või, mis veelgi olulisem, toota vähem neutroneid. Eriti huvitavad on nn neutronivabad reaktsioonid, kuna sellise kütuse edukas tööstuslik kasutamine tähendab materjalide ja reaktori konstruktsiooni pikaajalise radioaktiivse saastumise puudumist, mis omakorda võib avaldada positiivset mõju. avalikku arvamust ja reaktori käitamise üldkulusid, vähendades oluliselt selle dekomisjoneerimise kulusid. Probleemiks jääb see, et alternatiivseid kütuseid kasutavaid sünteesireaktsioone on palju keerulisem säilitada, seega peetakse D-T reaktsiooni vaid vajalikuks esimeseks sammuks.
Deuteeriumi-triitiumi reaktsiooni skeem. Kontrollitud termotuumasünteesi puhul saab kasutada erinevat tüüpi termotuumasünteesi reaktsioone, olenevalt kasutatud kütuse tüübist.
Lihtsaim reaktsioon on deuteerium + triitium:
2 H + 3 H = 4 He + n energiaväljundiga 17,6 MeV.
See reaktsioon on kaasaegsete tehnoloogiate seisukohast kõige hõlpsamini teostatav, annab märkimisväärse energiasaagi ja kütusekomponendid on odavad. Selle puuduseks on soovimatu neutronkiirguse vabanemine.
Kaks tuuma: deuteerium ja triitium ühinevad heeliumi tuumaks (alfaosakeseks) ja suure energiaga neutroniks.
Reaktsioon - deuteerium + heelium-3 on palju keerulisem, kui võimalik, reaktsiooni deuteerium + heelium-3 läbiviimine:
2 H + 3 He = 4 He + lk väljundvõimsusega 18,3 MeV.
Selle saavutamise tingimused on palju keerulisemad. Heelium-3 on samuti haruldane ja ülikallis isotoop. Praegu seda tööstuslikus mastaabis ei toodeta.
Reaktsioon deuteeriumi tuumade vahel (D-D, monopropellent).
Võimalikud on ka reaktsioonid deuteeriumi tuumade vahel, need on veidi raskemad kui heelium-3-ga seotud reaktsioonid.
Need reaktsioonid kulgevad aeglaselt paralleelselt deuteerium + heelium-3 reaktsiooniga ning nende käigus tekkinud triitium ja heelium-3 reageerivad tõenäoliselt kohe deuteeriumiga.
Muud tüüpi reaktsioonid. Võimalikud on ka muud tüüpi reaktsioonid. Kütuse valik sõltub paljudest teguritest – selle kättesaadavusest ja madalast maksumusest, energiatoodangust, termotuumasünteesi reaktsiooniks vajalike tingimuste (eeskätt temperatuuri) saavutamise lihtsusest, reaktori vajalikest konstruktsiooniomadustest jne.
"neutroniteta" reaktsioonid. Kõige perspektiivikamad on nn. "neutronivabad" reaktsioonid, kuna termotuumasünteesi (näiteks deuteeriumi-triitiumi reaktsioonis) tekitatud neutronivoog kannab ära olulise osa võimsusest ja tekitab reaktori konstruktsioonis indutseeritud radioaktiivsust. Deuteerium-heelium-3 reaktsioon on paljutõotav neutronite saagise puudumise tõttu.
10. Klassikalised ideed teostustingimuste kohta. termotuumasünteesi ja kontrollitud termotuumasünteesi reaktorid
TOKAMAK (TOroidaalne KAmber magnetmähistega) on magnetilise plasma piiramiseks mõeldud toroidaalne paigaldus. Plasmat hoiavad kinni mitte kambri seinad, mis ei suuda selle temperatuuri taluda, vaid spetsiaalselt loodud magnetväli. TOKAMAKi eripäraks on plasmat läbiva elektrivoolu kasutamine plasma tasakaaluks vajaliku poloidvälja tekitamiseks.
TCB on võimalik, kui samaaegselt on täidetud kaks kriteeriumi:
- plasma temperatuur peab olema suurem kui 100 000 000 K;
- vastavus Lawsoni kriteeriumile: n · t> 5,10 19 cm –3 s (D-T reaktsiooni jaoks),
Kus n- kõrgtemperatuurse plasma tihedus, t– plasma retentsiooniaeg süsteemis.
Teoreetiliselt arvatakse, et konkreetse termotuumareaktsiooni kiirus sõltub peamiselt nende kahe kriteeriumi väärtusest.
Praegu ei ole kontrollitud termotuumasünteesi veel tööstuslikus mastaabis läbi viidud. Kuigi arenenud riikides on üldiselt ehitatud mitukümmend juhitavat termotuumareaktorit, ei suuda need tagada juhitavat termotuumasünteesi. Rahvusvahelise uurimisreaktori ITER ehitamine on algusjärgus.
Vaadeldakse kahte põhiskeemi juhitava termotuumasünteesi rakendamiseks.
Kvaasistatsionaarsed süsteemid. Plasma kuumutamine ja sulgemine toimub magnetvälja abil suhteliselt madalal rõhul ja kõrgel temperatuuril. Sel eesmärgil kasutatakse reaktoreid TOKAMAKide, stellaraatorite, peegellõksude ja torsatronide kujul, mis erinevad magnetvälja konfiguratsiooni poolest. ITERi reaktoril on TOKAMAKi konfiguratsioon.
Impulsssüsteemid. Sellistes süsteemides viiakse CTS läbi väikeste deuteeriumi ja triitiumi sisaldavate sihtmärkide lühiajalise kuumutamisega ülivõimsate laser- või ioonimpulssidega. Selline kiiritamine põhjustab termotuuma mikroplahvatuste jada.
Esimese tüübi termotuumareaktori uurimine on oluliselt arenenum kui teise tüübi kohta. Tuumafüüsikas kasutatakse termotuumasünteesi uurimisel magnetlõksu, mis mahutab plasma teatud mahus. Magnetpüünis on loodud hoidma plasmat kokku puutumast termotuumareaktori elementidega, s.t. kasutatakse peamiselt soojusisolaatorina. Kinnituse põhimõte põhineb laetud osakeste interaktsioonil magnetväljaga, nimelt laetud osakeste pöörlemisel ümber magnetvälja jõujoonte. Kahjuks on magnetiseeritud plasma väga ebastabiilne ja kipub magnetväljast lahkuma. Seetõttu kasutatakse tõhusa magnetlõksu loomiseks kõige võimsamaid elektromagneteid, mis tarbivad tohutul hulgal energiat.
Termotuumasünteesi reaktori suurust on võimalik vähendada, kui see kasutab samaaegselt kolme termotuumasünteesi reaktsiooni tekitamise meetodit.
Inertsiaalne süntees. Kiiritage pisikesi deuteerium-triitiumkütuse kapsleid 500 triljoni (5·10 14) W laseriga. See hiiglaslik, väga lühike 10–8 s laserimpulss paneb kütusekapslid plahvatama, mille tulemusel sünnib sekundi murdosaks minitäht. Kuid sellel ei ole võimalik saavutada termotuumareaktsiooni.
Kasutage Z-masinat samaaegselt TOKAMAKiga. Z-masin töötab teistmoodi kui laser. See läbib kütusekapslit ümbritseva pisikeste juhtmete võrgu laengu, mille võimsus on pool triljonit vatti 5,10 11 W.
Esimese põlvkonna reaktorid töötavad suure tõenäosusega deuteeriumi ja triitiumi seguga. Reaktsiooni käigus tekkivad neutronid neelavad reaktori varjestust ning tekkivat soojust kasutatakse soojusvaheti jahutusvedeliku soojendamiseks ning see energia omakorda generaatori pöörlemiseks.
Teoreetiliselt on alternatiivseid kütuseliike, millel neid puudusi pole. Kuid nende kasutamist takistab põhiline füüsiline piirang. Liitreaktsioonist piisava energia saamiseks on vajalik teatud aja jooksul hoida piisavalt tihedat plasmat termotuumasünteesi temperatuuril (10 8 K).
Seda termotuumasünteesi põhiaspekti kirjeldab plasma tihedusprodukt n kuumutatud plasmasisalduse τ kestuseks, mis on vajalik tasakaalupunkti saavutamiseks. Töö nτ sõltub kütuse tüübist ja on plasma temperatuuri funktsioon. Kõigist kütuseliikidest nõuab deuteeriumi-triitiumi segu madalaimat väärtust nτ vähemalt suurusjärgu võrra ja madalaim reaktsioonitemperatuur vähemalt 5 korda. Seega on D-T reaktsioon vajalik esimene samm, kuid muude kütuste kasutamine jääb oluliseks uurimiseesmärgiks.
11. Termotuumareaktsioon kui tööstuslik elektrienergia allikas
Paljud teadlased peavad tuumasünteesienergiat pikas perspektiivis "looduslikuks" energiaallikaks. Tuumasünteesireaktorite kaubandusliku kasutamise pooldajad elektri tootmiseks toovad enda kasuks välja järgmised argumendid:
- praktiliselt ammendamatud kütusevarud (vesinik);
- kütust saab ammutada mereveest igal maailma rannikul, mistõttu ei ole ühel või riikide rühmal võimalik kütust monopoliseerida;
- kontrollimatu sünteesireaktsiooni võimatus;
- põlemisproduktide puudumine;
- puudub vajadus kasutada materjale, mida saaks kasutada tuumarelvade tootmiseks, välistades nii sabotaaži ja terrorismi juhtumid;
- Võrreldes tuumareaktoritega tekib väikeses koguses lühikese poolestusajaga radioaktiivseid jäätmeid.
Hinnanguliselt toodab deuteeriumiga täidetud sõrmkübar energiat, mis võrdub 20 tonni kivisöega. Keskmise suurusega järv võib varustada iga riiki energiaga sadu aastaid. Siiski tuleb märkida, et olemasolevad uurimisreaktorid on mõeldud otsese deuteeriumi-triitiumi (DT) reaktsiooni saavutamiseks, mille kütusetsükkel nõuab triitiumi tootmiseks liitiumi kasutamist, samas kui väited ammendamatu energia kohta viitavad deuteeriumi kasutamisele. deuteeriumi (DD) reaktsioon teise põlvkonna reaktorites.
Nii nagu lõhustumisreaktsioon, ei tekita termotuumasünteesi reaktsioon atmosfääri süsinikdioksiidi heitkoguseid, mis on globaalse soojenemise peamine põhjus. See on märkimisväärne eelis, kuna fossiilkütuste kasutamine elektri tootmiseks tähendab, et näiteks USA toodab 29 kg CO 2 (üks peamisi gaase, mida võib pidada globaalse soojenemise põhjustajaks) USA elaniku kohta päevas. .
12. Kahtlused on juba olemas
Euroopa Ühenduse riigid kulutavad aastas teadusuuringutele umbes 200 miljonit eurot ning prognooside kohaselt kulub veel mitu aastakümmet, enne kui tuumasünteesi tööstuslik kasutamine võimalikuks saab. Alternatiivsete elektriallikate pooldajad leiavad, et neid vahendeid oleks õigem kasutada taastuvate elektriallikate kasutuselevõtuks.
Kahjuks ei ole vaatamata laialdasele optimismile (alates 1950. aastatest, mil algasid esimesed uuringud) olulisi takistusi tuumasünteesiprotsesside tänapäeva mõistmise, tehnoloogiliste võimaluste ja tuumasünteesi praktilise kasutamise vahel veel ületatud, on ebaselge isegi, mil määral võib olla Majanduslikult kasulik on toota elektrit termotuumasünteesi abil. Kuigi teadusuuringute areng on pidev, seisavad teadlased aeg-ajalt silmitsi uute väljakutsetega. Näiteks on väljakutseks sellise materjali väljatöötamine, mis talub neutronpommitamist, mis on hinnanguliselt 100 korda intensiivsem kui traditsioonilised tuumareaktorid.
13. Klassikaline idee juhitava termotuumareaktori loomise eelseisvatest etappidest
Uurimises eristatakse järgmisi etappe.
Tasakaalu- või läbimisrežiim: kui sünteesiprotsessi käigus vabanev koguenergia on võrdne reaktsiooni käivitamiseks ja säilitamiseks kulutatud koguenergiaga. See suhe on tähistatud sümboliga K. Reaktsiooni tasakaalu demonstreeriti JETis Ühendkuningriigis 1997. aastal. Olles kulutanud selle soojendamiseks 52 MW elektrit, saavutasid teadlased väljundvõimsuse, mis oli kulutatust 0,2 MW võrra suurem. (Peate need andmed üle kontrollima!)
Põnev plasma: vaheetapp, milles reaktsiooni toetavad peamiselt reaktsiooni käigus tekkivad alfaosakesed, mitte välise kuumutamise teel.
K≈ 5. Vaheetapp pole veel saavutatud.
Süüde: stabiilne reaktsioon, mis toetab ennast. Tuleb saavutada kõrgetel väärtustel K. Ikka veel saavutamata.
Teadusuuringute järgmine samm peaks olema ITER, rahvusvaheline termotuumakatsereaktor. Selles reaktoris on kavas uurida kõrgtemperatuurse plasma (leegiv plasma koos K≈ 30) ja tööstusliku reaktori konstruktsioonimaterjalid.
Uurimistöö viimane faas on DEMO: tööstusreaktori prototüüp, milles saavutatakse süütamine ja demonstreeritakse uute materjalide praktilist sobivust. Kõige optimistlikum prognoos DEMO etapi lõppemiseks: 30 aastat. Arvestades tööstusreaktori ehitus- ja kasutuselevõtu eeldatavat aega, lahutab meid termotuumaenergia tööstuslikust kasutamisest ≈40 aastat.
14. See kõik tuleb läbi mõelda
Üle maailma on ehitatud kümneid ja võib-olla sadu erineva suurusega eksperimentaalseid termotuumareaktoreid. Teadlased tulevad tööle, lülitavad reaktori sisse, reaktsioon toimub kiiresti, nad justkui lülitaksid selle välja, istuvad ja mõtlevad. Mis on põhjus? Mida edasi teha? Ja nii aastakümneid, tulutult.
Nii kirjeldati ülalpool inimkonna arusaama termotuumasünteesist Päikesel ja inimkonna saavutuste ajalugu juhitava termotuumareaktori loomisel.
Lõpliku eesmärgi saavutamiseks on läbitud pikk tee ja palju ära tehtud. Kuid kahjuks on tulemus negatiivne. Kontrollitavat termotuumareaktorit pole loodud. Veel 30...40 aastat ja teadlaste lubadused saavad täidetud. Kas tuleb? 60 aastat ei mingit tulemust. Miks peaks see juhtuma 30...40 aasta pärast, mitte kolme aasta pärast?
Päikese termotuumasünteesi kohta on veel üks idee. See on loogiline, lihtne ja viib tõesti positiivse tulemuseni. See on V.F. avastus. Vlasova. Tänu sellele avastusele võivad isegi TOKAMAKid lähitulevikus tööle hakata.
15. Uus pilk Päikesel toimuva termotuumasünteesi olemusele ja leiutisele “Juhitud termotuumasünteesi meetod ja juhitav termotuumareaktor juhitava termotuumasünteesi rakendamiseks”
Autorilt. See avastus ja leiutis on peaaegu 20 aastat vana. Kahtlesin pikka aega, et olen leidnud termotuumasünteesi läbiviimiseks uue viisi ja selle rakendamiseks uue termotuumareaktori. Olen uurinud ja uurinud sadu termotuumasünteesi valdkonna töid. Aeg ja töödeldud teave veensid mind, et olen õigel teel.
Esmapilgul on leiutis väga lihtne ega meenuta üldse TOKAMAK-tüüpi eksperimentaalset termotuumareaktorit. TOKAMAKi teadusautoriteetide tänapäevaste vaadete kohaselt on see ainuõige otsus ega kuulu arutelule. 60 aastat termotuumareaktori ideest. Aga positiivne tulemus - töötavat termotuumareaktorit koos juhitava termotuumasünteesiga TOKAMAK lubatakse alles 30...40 aasta pärast. Tõenäoliselt, kui 60 aasta jooksul pole reaalset positiivset tulemust, siis on idee tehniliseks lahenduseks valitud meetod - juhitava termotuumareaktori loomine - pehmelt öeldes ebakorrektne või mitte piisavalt realistlik. Proovime näidata, et sellele ideele on veel üks lahendus, mis põhineb termotuumasünteesi avastamisel Päikesel, ja see erineb üldtunnustatud ideedest.
Avamine. Avastuse põhiidee on väga lihtne ja loogiline ning see ongi termotuumareaktsioonid toimuvad päikesekrooni piirkonnas. Siin on termotuumareaktsiooni toimumiseks vajalikud füüsikalised tingimused. Päikesekoroonist, kus plasma temperatuur on ligikaudu 1 500 000 K, soojeneb Päikese pind kuni 6000 K, siit aurustub kütusesegu Päikese keemispinnalt päikesekrooniks. Piisab temperatuurist 6000 K. et kütusesegu aurustuvate aurude kujul ületaks Päikese gravitatsioonijõu. See kaitseb Päikese pinda ülekuumenemise eest ja hoiab selle pinna temperatuuri.
Põlemistsooni - päikesekrooni lähedal on füüsikalised tingimused, mille korral aatomite suurused peaksid muutuma ja samal ajal peaksid Coulombi jõud oluliselt vähenema. Kokkupuutel kütusesegu aatomid ühinevad ja sünteesivad uusi elemente suure soojuseraldusega. See põlemistsoon loob päikesekrooni, millest energia kiirguse ja aine kujul siseneb kosmosesse. Deuteeriumi ja triitiumi ühinemisele aitab kaasa pöörleva Päikese magnetväli, kus need segunevad ja kiirendatakse. Samuti ilmuvad Päikese koroonas asuvast termotuumareaktsiooni tsoonist kiirelt elektriliselt laetud osakesed, aga ka footonid - elektromagnetvälja kvantid, mis liiguvad suure energiaga aurustuva kütuse suunas, kõik see loob termotuumasünteesiks vajalikud füüsikalised tingimused.
Füüsikute klassikalistes kontseptsioonides ei liigitata termotuumasünteesi mingil põhjusel põlemisprotsessiks (siinkohal ei pea me silmas oksüdatsiooniprotsessi). Füüsika autoriteedid on tulnud välja ideega, et termotuumasüntees Päikesel kordab vulkaanilist protsessi planeedil, näiteks Maal. Seetõttu kasutatakse kogu arutluskäiku, sarnasuse tehnikat. Puuduvad tõendid selle kohta, et planeedi Maa tuum oleks sulas vedelas olekus. Isegi geofüüsika ei suuda sellistele sügavustele jõuda. Vulkaanide olemasolu ei saa pidada tõendiks Maa vedela tuuma kohta. Maa sügavustes, eriti madalas sügavuses, toimuvad füüsikalised protsessid, mis autoriteetsetele füüsikutele veel teadmata. Füüsikas pole ainsatki tõendit, et termotuumasüntees toimub ühegi tähe sügavuses. Ja termotuumapommis ei korda termotuumasünteesi Päikese sügavuses olevat mudelit.
Hoolikal visuaalsel vaatlusel näeb Päike välja nagu sfääriline mahupõleti ja meenutab väga põlemist suurel maapinnal, kus pinna piiri ja põlemistsooni (päikese krooni prototüüp) vahel on vahe läbi. milline soojuskiirgus kandub maapinnale, mis aurustab näiteks mahaloksunud kütuse ja need valmistatud aurud satuvad põlemistsooni.
On selge, et Päikese pinnal toimub selline protsess erinevates füüsikalistes tingimustes. Sarnased füüsikalised tingimused, parameetrite poolest üsna sarnased, lisati juhitava termotuumareaktori konstruktsiooni väljatöötamisse, mille lühikirjeldus ja skemaatiline diagramm on toodud allpool esitatud patenditaotluses.
Patenditaotluse nr 2005123095/06(026016) kokkuvõte.
"Juhitud termotuumasünteesi meetod ja juhitud termotuumareaktor kontrollitud termotuumasünteesi rakendamiseks."
Selgitan väidetava juhitava termotuumareaktori meetodit ja tööpõhimõtet juhitava termotuumasünteesi rakendamiseks.
Riis. 1. UTYARi lihtsustatud skemaatiline diagramm
Joonisel fig. Joonisel 1 on kujutatud UTYARi skemaatiline diagramm. Kütusesegu massisuhtes 1:10, pressitud kuni 3000 kg/cm 2 ja kuumutatud temperatuurini 3000 °C, tsoonis 1 seguneb ja siseneb läbi düüsi kriitilise osa paisutsooni 2 . Tsoonis 3 kütusesegu süüdatakse.
Süütesädeme temperatuur võib olla mis iganes on vajalik termilise protsessi käivitamiseks – alates 109...108 K ja alla selle oleneb see loodud vajalikest füüsikalistest tingimustest.
Kõrge temperatuuriga tsoonis 4 Põlemisprotsess toimub otse. Põlemissaadused kannavad soojust kiirguse ja konvektsiooni kujul soojusvahetussüsteemi 5 ja sissetuleva kütusesegu suunas. Seade 6 reaktori aktiivses osas düüsi kriitilisest osast kuni põlemistsooni lõpuni aitab muuta Coulombi jõudude suurust ja suurendab kütusesegu tuumade efektiivset ristlõiget (loob vajalikud füüsikalised tingimused) .
Diagramm näitab, et reaktor sarnaneb gaasipõletiga. Aga termotuumareaktor peaks selline olema ja loomulikult erinevad füüsikalised parameetrid sadu kordi näiteks gaasipõleti füüsikalistest parameetritest.
Leiutise põhiolemus on termotuumasünteesi füüsiliste tingimuste kordamine Päikesel maapealsetes tingimustes.
Iga soojust genereeriv seade, mis kasutab põlemist, peab looma järgmised tingimused - tsüklid: kütuse ettevalmistamine, segamine, tööpiirkonda (põlemistsoon) tarnimine, süütamine, põletamine (keemiline või tuumamuundumine), kuumadest gaasidest soojuse eemaldamine kütusena. kiirgus ja konvektsioon ning põlemisproduktide eemaldamine. Ohtlike jäätmete korral – nende kõrvaldamine. Taotletud patent näeb seda kõike ette.
Füüsikute põhiargument Lowseni kriteeriumi täitmise kohta on täidetud - süütamisel elektrisädeme või laserkiire poolt, samuti kiirelt elektriliselt laetud osakeste, mis peegelduvad põlemistsoonist kütuse aurustumisel, samuti footonite poolt - elektromagnetväli. suure tihedusega energiatega kvantide puhul saavutatakse temperatuur 109. .108 K teatud minimaalse kütusepinna korral, lisaks on kütuse tihedus 10 14 cm –3. Kas pole see viis ja meetod Lawseni kriteeriumi täitmiseks. Kuid kõik need füüsikalised parameetrid võivad muutuda, kui välistegurid mõjutavad mõnda muud füüsikalist parameetrit. See on ikkagi oskusteave.
Vaatleme põhjuseid, miks termotuumasünteesi rakendamine teadaolevates termotuumareaktorites on võimatu.
16. Päikese termotuumareaktsiooni kohta füüsikas üldtunnustatud ideede puudused ja probleemid
1. Teatud. Päikese nähtava pinna – fotosfääri – temperatuur on 5800 K. Gaasi tihedus fotosfääris on tuhandeid kordi väiksem kui õhu tihedus Maa pinna lähedal. On üldtunnustatud seisukoht, et Päikese sees temperatuur, tihedus ja rõhk kasvavad koos sügavusega, ulatudes keskel 16 miljoni K-ni (mõnede sõnul 100 miljonit K), 160 g/cm 3 ja 3,5 10 11 baari. Kõrgete temperatuuride mõjul Päikese tuumas muutub vesinik heeliumiks, vabastades suurel hulgal soojust. Niisiis, arvatakse, et temperatuur Päikese sees on 16–100 miljonit kraadi, pinnal 5800 kraadi ja Päikese kroonis 1–2 miljonit kraadi? Milleks selline jama? Keegi ei suuda seda selgelt ja arusaadavalt seletada. Teadaolevatel üldtunnustatud selgitustel on puudusi ja need ei anna selget ja piisavat ettekujutust Päikese termodünaamika seaduste rikkumise põhjustest.
2. Termotuumapomm ja termotuumareaktor töötavad erinevatel tehnoloogilistel põhimõtetel, s.o. ei näe sama välja. Termotuumareaktorit on võimatu luua sarnaselt termotuumapommi tööga, millest tänapäevaste eksperimentaalsete termotuumareaktorite väljatöötamisel puudust tunti.
3. 1920. aastal pakkus autoriteetne füüsik Eddington ettevaatlikult Päikese termotuumareaktsiooni olemust, et rõhk ja temperatuur Päikese sisemuses on nii kõrged, et seal võivad toimuda termotuumareaktsioonid, mille käigus vesiniku tuumad (prootonid) ühinevad. heelium-4 tuum. See on praegu üldtunnustatud seisukoht. Kuid sellest ajast peale pole tõendeid selle kohta, et Päikese tuumas toimuvad termotuumareaktsioonid temperatuuril 16 miljonit K (mõned füüsikud usuvad, et 100 miljonit K), tihedusel 160 g/cm3 ja rõhul 3,5 x 1011 baari, on vaid teoreetilised oletused. Termotuumareaktsioonid päikesekroonis on ilmsed. Seda pole raske tuvastada ja mõõta.
4. Päikese neutriinode probleem. Päikese tuumas toimuvad tuumareaktsioonid põhjustavad suure hulga elektronneutriinode moodustumist. Vanade kontseptsioonide kohaselt pole päikeseneutriinode teket, muundumisi ja arvukust mitme aastakümne jooksul selgelt ja piisavalt selgitatud. Uutel ideedel Päikese termotuumasünteesi kohta neid teoreetilisi raskusi ei ole.
5. Korona kütte probleem. Päikese nähtava pinna (fotosfääri) kohal, mille temperatuur on umbes 6000 K, asub päikesekroon, mille temperatuur on üle 1 500 000 K. Võib näidata, et otsene soojusvoog fotosfäärist ei ole piisav, et viia krooni nii kõrge temperatuurini. Uus arusaam Päikese termotuumasünteesist selgitab päikesekrooni selle temperatuuri olemust. Siin toimuvad termotuumareaktsioonid.
6. Füüsikud unustavad, et TOKAMAKe on vaja peamiselt kõrgtemperatuurse plasma sisaldamiseks ja ei midagi enamat. Olemasolevad ja uued TOKAMAKid ei näe ette termotuumasünteesiks vajalike spetsiaalsete füüsiliste tingimuste loomist. Millegipärast ei saa sellest keegi aru. Kõik usuvad kangekaelselt, et paljude miljonite temperatuuride juures peaksid deuteerium ja triitium hästi põlema. Miks äkki? Tuuma sihtmärk lihtsalt plahvatab kiiresti, mitte ei põle. Vaadake tähelepanelikult, kuidas toimub TOKAMAKis tuumapõlemine. Sellist tuumaplahvatust saab ohjeldada ainult väga suure reaktori tugev magnetväli (kergesti arvutatav), kuid siis kasutegur selline reaktor oleks tehniliseks kasutamiseks vastuvõetamatu. Vaadeldavas patendis on termotuumaplasma piiramise probleem kergesti lahendatav.
Teadlaste selgitused Päikese sügavustes toimuvate protsesside kohta on ebapiisavad, et mõista sügavuses toimuvat termotuumasünteesi. Keegi pole piisavalt uurinud kütuse ettevalmistamise protsesse, soojus- ja massiülekande protsesse, sügavuti, väga rasketes kriitilistes tingimustes. Näiteks kuidas ja millistel tingimustel tekib plasma termotuumasünteesi sügavusel? Kuidas ta käitub jne. Lõppude lõpuks on TOKAMAKid tehniliselt täpselt nii kujundatud.
Seega lahendab uus termotuumasünteesi kontseptsioon kõik selle valdkonna olemasolevad tehnilised ja teoreetilised probleemid.
P.S. Aastakümneid teaduslike autoriteetide arvamusi (eeldusi) uskunud inimestele on raske lihtsaid tõdesid pakkuda. Uue avastuse mõistmiseks piisab, kui iseseisvalt läbi mõelda, mis on aastaid olnud dogma. Kui uus ettepanek füüsilise mõju olemuse kohta tekitab kahtlusi vanade oletuste tõesuses, tõestage tõde ennekõike endale. Seda peaks tegema iga tõeline teadlane. Termotuumasünteesi avastamine päikesekroonis on tõestatud eelkõige visuaalselt. Termotuumapõlemine ei toimu mitte Päikese sügavustes, vaid selle pinnal. See on eriline põlemine. Paljud fotod ja pildid Päikesest näitavad, kuidas toimub põlemisprotsess, kuidas toimub plasma moodustumise protsess.
1. Kontrollitav termotuumasünteesi. Vikipeedia.
2. Velikhov E.P., Mirnov S.V. Kontrollitud termotuumasünteesi on sisenemas koduväljakule. Trinity Innovatsiooni ja Termotuumauuringute Instituut. Vene Teaduskeskus "Kurtšatovi Instituut", 2006.
3. Llewellyn-Smith K. Teel termotuumaenergia poole. 17. mail 2009 FIANis peetud loengu materjalid.
4. Päikese entsüklopeedia. Tesis, 2006.
5. Päike. Astronett.
6. Päike ja Maa elu. Raadioside ja raadiolained.
7. Päike ja Maa. Üksikud vibratsioonid.
8. Päike. Päikesesüsteem. Üldine astronoomia. Projekt "Astrogalaktika".
9. Reis Päikese keskpunktist. Populaarne mehaanika, 2008.
10. Päike. Füüsiline entsüklopeedia.
11. Astronoomia Päevapilt.
12. Põlemine. Vikipeedia.
"Teaduse ja tehnoloogia"
Ameerika ühiskonna ettevaatlikkus lõhustumisel põhineva tuumaenergia suhtes on suurendanud huvi vesiniku termotuumareaktsiooni (termotuumareaktsiooni) vastu. Seda tehnoloogiat on pakutud alternatiivse viisina aatomi omaduste kasutamiseks elektri tootmiseks. See on teoreetiliselt suurepärane idee. Vesiniku termotuumasüntees muundab aine energiaks tõhusamalt kui tuumalõhustumine ja protsessi käigus ei teki radioaktiivseid jäätmeid. Funktsionaalne termotuumareaktor tuleb aga veel luua.
Tuumasüntees päikese käes
Füüsikud usuvad, et Päike muudab vesiniku heeliumiks tuumasünteesireaktsiooni kaudu. Mõiste "süntees" tähendab "ühendamist". Vesiniku sulandumine nõuab äärmiselt kõrgeid temperatuure. Päikese tohutu massi tekitatud võimas gravitatsioon hoiab oma tuuma pidevalt kokkusurutud olekus. Selline kokkusurumine tagab, et südamiku temperatuur on piisavalt kõrge, et toimuks vesiniku termotuumasünteesi.
Päikese vesiniku liitmine on mitmeastmeline protsess. Esiteks surutakse tugevalt kokku kaks vesiniku tuuma (kaks prootonit), mis kiirgavad positroni, tuntud ka kui antielektron. Positronil on sama mass kui elektronil, kuid sellel on pigem positiivne kui negatiivne ühiklaeng. Lisaks positronile eraldub vesinikuaatomite kokkusurumisel neutriino - osake, mis meenutab elektroni, kuid millel puudub elektrilaeng ja mis on võimeline suurel määral ainet läbistama (Teisisõnu neutriinod (madala energiaga neutriinod ) interakteeruvad ainega äärmiselt nõrgalt. Teatud tüüpi neutriinode keskmine vaba tee vees on umbes sada valgusaastat. Samuti on teada, et iga Maa inimese kehast läbib igas sekundis umbes 10 Päikese poolt kiiratavat neutriinot ilma nähtava tagajärjed.).
Kahe prootoni sünteesiga kaasneb ühe positiivse laengu kadumine. Selle tulemusena muutub üks prootonitest neutroniks. See tekitab deuteeriumi tuuma (tähistatud kui 2H või D), vesiniku raske isotoobi, mis koosneb ühest prootonist ja ühest neutronist.
Deuteeriumit tuntakse ka kui rasket vesinikku. Deuteeriumituum ühineb teise prootoniga, moodustades heelium-3 (He-3) tuuma, mis koosneb kahest prootonist ja ühest neutronist. Sel juhul kiirgab gammakiirgust. Järgmisena ühinevad kaks heelium-3 tuuma, mis tekkisid ülalkirjeldatud protsessi kahe sõltumatu korduse tulemusena, moodustades heelium-4 (He-4) tuuma, mis koosneb kahest prootonist ja kahest neutronist. Seda heeliumi isotoopi kasutatakse õhust kergemate õhupallide täitmiseks. Viimases etapis eraldub kaks prootonit, mis võivad esile kutsuda termotuumasünteesi reaktsiooni edasise arengu.
"Päikesesünteesi" protsessis on aine kogumass veidi suurem kui algsete koostisosade kogumass. "Puuduv osa" muundatakse energiaks vastavalt Einsteini kuulsale valemile:
kus E on energia džaulides, m on "puuduv mass" kilogrammides ja c on valguse kiirus, mis on võrdne (vaakumis) 299 792 458 m/s. Päike toodab sel viisil kolossaalsel hulgal energiat, kuna vesiniku tuumad muunduvad pidevalt ja tohututes kogustes heeliumi tuumadeks. Päikesel on piisavalt ainet, et vesiniku ühinemisprotsess kestaks miljoneid aastatuhandeid. Aja jooksul vesiniku tarnimine lõpeb, kuid seda ei juhtu meie elu jooksul.
Päike on ammendamatu energiaallikas. Miljardeid aastaid on see kiirganud tohutul hulgal soojust ja valgust. Päikese kiirgava energiahulga loomiseks oleks vaja 180 000 000 miljardit Kuibõševi hüdroelektrijaama võimsusega elektrijaama.
Peamine päikeseenergia allikas on tuumareaktsioonid. Millised reaktsioonid seal toimuvad? Võib-olla on Päike hiiglaslik aatomikatel, mis põletab tohutuid uraani- või tooriumivarusid?
Päike koosneb peamiselt kergetest elementidest - vesinik, heelium, süsinik, lämmastik jne. Umbes poole selle massist moodustab vesinik. Uraani ja tooriumi kogus Päikeses on väga väike. Seetõttu ei saa need olla peamised päikeseenergia allikad.
Päikese sügavustes, kus toimuvad tuumareaktsioonid, ulatub temperatuur ligikaudu 20 miljoni kraadini. Seal sisalduv aine on tohutu rõhu all, sadade miljonite tonnide ruutsentimeetri kohta ja on äärmiselt tihendatud. Sellistes tingimustes võivad toimuda erinevat tüüpi tuumareaktsioonid, mis ei vii raskete tuumade jagunemiseni kergemateks, vaid vastupidi, raskemate tuumade moodustumiseni kergematest.
Oleme juba näinud, et prootoni ja neutroni ühendamisega raskeks vesiniku tuumaks või kahe prootoni ja kahe neutroni ühendamisega heeliumi tuumaks kaasneb suure hulga energia vabanemine. Vajaliku arvu neutronite saamise raskus jätab aga selle aatomienergia vabastamise meetodi praktilisest väärtusest ilma.
Raskemaid tuumasid saab luua ka ainult prootoneid kasutades. Näiteks kahte prootonit omavahel kombineerides saame raske vesiniku tuuma, kuna üks kahest prootonist muutub kohe neutroniks.
Prootonite ühendamine raskemateks tuumadeks toimub tuumajõudude mõjul. See vabastab palju energiat. Kuid kui prootonid lähenevad üksteisele, suureneb nendevaheline elektriline tõukejõud kiiresti. Aeglased jooksud ei saa sellest tõrjumisest jagu ja jõuavad üksteisele piisavalt lähedale. Seetõttu viivad sellised reaktsioonid läbi ainult väga kiired prootonid, mille energiavaru on piisav elektriliste tõukejõudude toime ületamiseks.
Äärmiselt kõrgel temperatuuril Päikese sisemuses kaotavad vesinikuaatomid oma elektronid. Teatud osa nende aatomite tuumadest (jookseb) omandab kiiruse, mis on piisav raskemate tuumade moodustamiseks. Kuna selliste prootonite arv Päikese sügavustes on väga suur, osutub nende tekitatud raskemate tuumade arv märkimisväärseks. See vabastab palju energiat.
Väga kõrgetel temperatuuridel toimuvaid tuumareaktsioone nimetatakse termotuumareaktsioonideks. Termotuumareaktsiooni näide on raskete vesiniku tuumade moodustumine kahest prootonist. See juhtub järgmisel viisil:
1H 1 + ,№ - + +1е « .
Prootoni prootoni raske positroni vesinik
Sel juhul vabanev energia on peaaegu 500 000 korda suurem kui kivisöe põletamisel.
Tuleb märkida, et isegi nii kõrgel temperatuuril ei too iga prootonite kokkupõrge kaasa raskete vesiniku tuumade moodustumist. Seetõttu tarbitakse prootoneid järk-järgult, mis tagab tuumaenergia vabanemise sadade miljardite aastate jooksul.
Päikeseenergia näib pärinevat teisest tuumareaktsioonist, vesiniku muundamisest heeliumiks. Kui neli vesiniku tuuma (prootonit) ühendatakse üheks raskemaks tuumaks, on see heeliumi tuum, kuna kaks neist neljast prootonist muutuvad neutroniteks. See reaktsioon näeb välja selline:
4,№ - 2He*+ 2 +1e°. vesinikheeliumpositronid
Heeliumi moodustumine vesinikust toimub Päikesel mõnevõrra keerulisemal viisil, mis aga viib sama tulemuseni. Sel juhul toimuvad reaktsioonid on näidatud joonisel fig. 23.
Esiteks ühineb üks prooton süsiniku tuumaga 6Cl2, moodustades ebastabiilse lämmastiku isotoobi 7N13. Selle reaktsiooniga kaasneb teatud koguse tuumaenergia vabanemine, mille kannab gammakiirgus. Saadud lämmastik m3 muutub peagi stabiilseks süsiniku isotoobiks 6C13. Sel juhul eraldub märkimisväärse energiaga positron. Mõne aja pärast kinnitub 6Cl3 tuumale uus (teine) prooton, mille tulemusena moodustub stabiilne lämmastiku isotoop 7N4 ja osa energiast vabaneb taas gammakiirguse kujul. Kolmas prooton, mis ühineb 7MI tuumaga, moodustab ebastabiilse hapniku isotoobi BO15 tuuma. Selle reaktsiooniga kaasneb ka gammakiirguse emissioon. Saadud isotoop 8015 kiirgab positroni ja muutub stabiilseks lämmastiku isotoobiks 7№5. Neljanda prootoni lisamine sellele tuumale viib tuuma 8016 moodustumiseni, mis laguneb kaheks uueks tuumaks: süsiniku tuumaks bC ja heeliumi tuumaks hHe4.
Selle üksteisele järgneva tuumareaktsioonide ahela tulemusena moodustub taas algne süsiniku tuum 6C12 ja nelja vesiniku tuuma (prootoni) asemel tekib heeliumi tuum. Selle reaktsioonitsükli lõpuleviimiseks kulub umbes 5 miljonit aastat. Renoveeritud
bC12 tuum võib sama tsüklit uuesti alustada. Gammakiirguse ja positronite poolt kaasa kantud vabanev energia annab Päikeselt kiirgust.
Ilmselt saavad ka mõned teised tähed samal viisil tohutut energiat. Kuid palju selles keerulises küsimuses on endiselt lahendamata.
Samad tingimused kulgevad palju kiiremini. Jah, reaktsioon
,№ + ,№ -. 2He3
Deuteerium kerge kerge vesinikheelium
Suure koguse vesiniku juuresolekul võib see mõne sekundiga lõppeda ja reaktsioon -
ХНз + ,Н‘ ->2He4 triitium kerge heeliumvesinik
Sekundi kümnendikku.
Kergete tuumade kiire kombineerimine raskemateks, mis toimub termotuumareaktsioonide käigus, võimaldas luua uut tüüpi aatomirelva - vesinikupommi. Üks võimalikest viisidest vesinikupommi loomiseks on termotuumareaktsioon raske ja üliraske vesiniku vahel:
1№ + ,№ - 8He*+ «o1.
Deuteeriumi triitiumi heeliumneutron
Selle reaktsiooni käigus vabanev energia on ligikaudu 10 korda suurem kui uraani või plutooniumi tuumade lõhustumisel.
Selle reaktsiooni käivitamiseks tuleb deuteeriumi ja triitiumi kuumutada väga kõrge temperatuurini. Sellist temperatuuri on praegu võimalik saavutada ainult aatomiplahvatuse käigus.
Vesinikpommil on tugev metallkest, mille mõõtmed on suuremad kui aatomipommidel. Selle sees on tavaline aatomipomm, mis kasutab uraani või plutooniumi, samuti deuteeriumi ja triitiumi. Vesinikupommi plahvatamiseks peate esmalt plahvatama aatomipommi. Aatomiplahvatus tekitab kõrge temperatuuri ja rõhu, mille juures pommis sisalduv vesinik hakkab muutuma heeliumiks. Sel viisil vabanev energia hoiab reaktsiooni edasiseks kulgemiseks vajalikku kõrget temperatuuri. Seetõttu jätkub vesiniku muundamine heeliumiks, kuni kas kogu vesinik “põleb ära” või pommi kest kokku variseb. Aatomiplahvatus justkui "süütab" vesinikupommi ja selle toime suurendab oluliselt aatomiplahvatuse võimsust.
Vesinikpommi plahvatusega kaasnevad samad tagajärjed, mis aatomiplahvatusega – kõrge temperatuuri, lööklaine ja radioaktiivsete saaduste tekkimine. Vesinikupommide võimsus on aga kordades suurem uraani- ja plutooniumipommide võimsusest.
Aatomipommidel on kriitiline mass. Suurendades sellises pommis tuumakütuse kogust, ei suuda me seda täielikult eraldada. Märkimisväärne osa uraanist või plutooniumist on tavaliselt plahvatuspiirkonnas eraldamata kujul laiali. See muudab aatomipommide võimsuse suurendamise väga keeruliseks. Vesinikpommil pole kriitilist massi. Seetõttu saab selliste pommide võimsust oluliselt suurendada.
Deuteeriumi ja triitiumi kasutavate vesinikupommide tootmisega kaasneb tohutu energiakulu. Deuteeriumi saab raskest veest. Triitiumi saamiseks tuleb liitiumi pommitada 6 neutroniga. Tekkiv reaktsioon on näidatud lk 29. Kõige võimsam neutronite allikas on aatomikatlad. Keskmise võimsusega katla keskosa pinna iga ruutsentimeetri kaudu siseneb kaitsekesta umbes 1000 miljardit neutronit. Tehes sellesse kesta kanaleid ja pannes neisse liitium 6, saab triitiumi. Looduslikul liitiumil on kaks isotoopi: liitium 6 ja liitium 7. Liitium b osakaal on vaid 7,3%. Sellest saadud triitium osutub radioaktiivseks. Elektrone kiirgades muutub see heeliumiks 3. Triitiumi poolestusaeg on 12 aastat.
Nõukogude Liit kaotas kiiresti USA aatomipommi monopoli. Pärast seda püüdsid Ameerika imperialistid rahuarmastavaid rahvaid vesinikupommiga hirmutada. Kuid ka need sõjaõhutajate arvutused ebaõnnestusid. 8. augustil 1953 NSVL Ülemnõukogu viiendal istungil juhtis seltsimees Malenkov tähelepanu sellele, et USA ei ole vesinikupommi tootmisel monopol. Pärast seda avaldati 20. augustil 1953 valitsuse aruanne vesinikupommi eduka katsetamise kohta Nõukogude Liidus. Selles sõnumis kinnitas meie riigi valitsus veel kord oma pidevat soovi saavutada igasuguste aatomirelvade keeld ja range rahvusvahelise kontrolli kehtestamine selle keelu rakendamise üle.
Kas termotuumareaktsiooni on võimalik muuta juhitavaks ja kasutada vesiniku tuumade energiat tööstuslikel eesmärkidel?
Vesiniku heeliumiks muundamise protsessil ei ole kriitilist massi. Seetõttu saab seda toota isegi väikese koguse vesiniku isotoopide abil. Kuid selleks on vaja luua uusi kõrge temperatuuri allikaid, mis erinevad aatomiplahvatusest oma äärmiselt väikese suuruse poolest. Samuti on võimalik, et selleks on vaja kasutada mõnevõrra aeglasemaid termotuumareaktsioone kui deuteeriumi ja triitiumi vaheline reaktsioon. Praegu tegelevad teadlased eetiliste probleemide lahendamisega.
Tähtede sisemine struktuur
Me käsitleme tähte kui keha, mis allub erinevatele jõududele. Gravitatsioonijõud kipub tähe ainet tsentri poole tõmbama, seestpoolt suunatud gaas ja valgusrõhk aga tõukavad seda tsentrist eemale. Kuna täht eksisteerib stabiilse kehana, järeldub sellest, et võistlevate jõudude vahel on mingi tasakaal. Selleks tuleb tähe erinevate kihtide temperatuur seada selliseks, et igas kihis viiks väljapoole suunatud energiavoog kogu selle all tekkiva energia pinnale. Energiat toodetakse väikeses keskses tuumas. Tähe eluea algperioodil on selle kokkusurumine energiaallikas. Kuid ainult seni, kuni temperatuur tõuseb nii palju, et algavad tuumareaktsioonid.
Tähtede ja galaktikate teke
Aine Universumis on pidevas arengus, väga erinevates vormides ja olekutes. Kuna mateeria eksisteerimisvormid muutuvad, siis järelikult ei saanud erinevad ja mitmekesised objektid tekkida kõik korraga, vaid tekkisid eri ajastutel ja seetõttu on neil oma kindel vanus, mida loetakse nende tekke algusest.
Kosmogoonia teaduslikud alused pani paika Newton, kes näitas, et kosmoses olev aine jaguneb oma gravitatsiooni mõjul kokkusurutud tükkideks. Ainekogumike tekkimise teooria, millest tekivad tähed, töötas 1902. aastal välja inglise astrofüüsik J. Jeans. See teooria selgitab ka galaktikate päritolu. Algselt homogeenses konstantse temperatuuri ja tihedusega keskkonnas võib tekkida tihenemine. Kui vastastikuse gravitatsiooni jõud selles ületab gaasirõhu jõudu, hakkab keskkond kokku suruma ja kui valitseb gaasirõhk, siis aine hajub ruumis.
Arvatakse, et metagalaktika vanus on 13-15 miljardit aastat. See vanus ei ole vastuolus hinnangutega meie galaktika vanimate tähtede ja kerakujuliste täheparvede vanuse kohta.
Tähtede evolutsioon
Galaktika gaasi- ja tolmukeskkonnas tekkinud kondensatsioone, mis jätkavad oma gravitatsiooni mõjul kokkutõmbumist, nimetatakse prototähtedeks. Selle kokkutõmbumisel prototähe tihedus ja temperatuur suurenevad ning see hakkab spektri infrapunapiirkonnas rikkalikult kiirgama. Prototähtede kokkusurumise kestus on erinev: Päikesest väiksema massiga - sadu miljoneid aastaid ja massiivsete - ainult sadu tuhandeid aastaid. Kui prototähe soolestikus tõuseb temperatuur mitme miljoni Kelvinini, algavad neis termotuumareaktsioonid, mis muudavad vesiniku heeliumiks. Sel juhul vabaneb tohutu energia, mis takistab edasist kokkusurumist ja kuumutab aine iseluminestsentsi - prototäht muutub tavaliseks täheks. Niisiis asendatakse kokkusurumisaste statsionaarse astmega, millega kaasneb vesiniku järkjärguline "läbipõlemine". Staar veedab suurema osa oma elust paigal. Just selles evolutsiooni etapis leitakse tähed, mis asuvad peamises "spektri-heleduse" järjestuses. Tähte põhijadale jäämise aeg on võrdeline tähe massiga, kuna sellest sõltub tuumakütuse varu, ja pöördvõrdeline heledusega, mis määrab tuumakütuse kulumise kiiruse.
Kui kogu keskosas olev vesinik muudetakse heeliumiks, moodustub tähe sees heeliumi tuum. Nüüd muutub vesinik heeliumiks mitte tähe keskel, vaid väga kuuma heeliumi tuumaga külgnevas kihis. Kuni heeliumi tuuma sees pole energiaallikaid, kahaneb see pidevalt ja samal ajal soojeneb veelgi. Tuuma kokkusurumine toob kaasa tuumaenergia kiirema vabanemise õhukeses kihis tuuma piiri lähedal. Massiivsemate tähtede korral tõuseb tuuma temperatuur kokkusurumisel üle 80 miljoni kelvini ja selles algavad termotuumareaktsioonid, mis muudavad heeliumi süsinikuks ja seejärel muudeks raskemateks keemilisteks elementideks. Südamikust ja selle ümbrusest väljuv energia põhjustab gaasirõhu tõusu, mille mõjul fotosfäär paisub. Tähe sisemusest fotosfääri tulev energia levib nüüd varasemast suuremale alale. Sellega seoses fotosfääri temperatuur langeb. Täht liigub põhijadast välja, muutudes järk-järgult punaseks hiiglaseks või ülihiiglaseks, sõltuvalt selle massist, ja muutub vanaks täheks. Kollase ülihiiu staadiumi läbimisel võib täht osutuda pulseerivaks ehk füüsiliseks muutlikuks täheks ja jääda selleks punase hiiglase staadiumisse. Väikese massiga tähe täispuhutud kest tõmbab tuuma juba nõrgalt ligi ja sellest järk-järgult eemaldudes moodustab planeedi udukogu. Pärast kesta lõplikku hajumist jääb tähest alles vaid kuum tuum – valge kääbus.
Massiivsemate tähtede saatus on erinev. Kui tähe mass on ligikaudu kaks korda suurem Päikese massist, kaotavad sellised tähed oma evolutsiooni viimastel etappidel stabiilsuse. Eelkõige võivad need plahvatada supernoovadena ja seejärel katastroofiliselt kahaneda mitme kilomeetri raadiusega kuulide suuruseks ehk muutuda neutrontähtedeks.
Täht, mille mass on Päikese massist üle kahe korra suurem, kaotades oma tasakaalu ja hakkab kokku tõmbuma, muutub kas neutrontäheks või ei suuda üldse stabiilset olekut saavutada. Piiramatu tihendamise käigus võib see tõenäoliselt muutuda mustaks auguks.
Valged kääbused
Valged kääbused on ebatavalised, väga väikesed, tihedad tähed, mille pinnatemperatuur on kõrge. Valgete kääbuste sisemise struktuuri peamine eristav tunnus on nende hiiglaslik tihedus võrreldes tavaliste tähtedega. Tohutu tiheduse tõttu on valgete kääbuste sisemuses olev gaas ebatavalises olekus – degenereerunud. Sellise degenereerunud gaasi omadused ei ole sugugi sarnased tavaliste gaaside omadustega. Näiteks selle rõhk on temperatuurist praktiliselt sõltumatu. Valge kääbuse stabiilsust hoiab alal tõsiasi, et teda kokku suruvale tohutule gravitatsioonijõule vastandub selle sügavustes mandunud gaasi rõhk.
Valged kääbused on mitte väga suure massiga tähtede evolutsiooni lõppfaasis. Tähel pole enam tuumaallikaid ja see särab endiselt väga kaua, aeglaselt jahtudes. Valged kääbused on stabiilsed, kui nende mass ei ületa umbes 1,4 päikese massi.
Neutronitähed
Neutrontähed on väga väikesed ülitihedad taevakehad. Nende läbimõõt ei ületa keskmiselt mitukümmend kilomeetrit. Neutrontähed tekivad pärast termotuumaenergia allikate ammendumist tavalise tähe soolestikus, kui selle mass ületab sel hetkel 1,4 Päikese massi. Kuna termotuumaenergia allikat pole, muutub tähe stabiilne tasakaal võimatuks ja algab tähe katastroofiline kokkusurumine keskpunkti suunas – gravitatsiooniline kollaps. Kui tähe algmass ei ületa teatud kriitilist väärtust, siis keskosades kollaps peatub ja tekib kuum neutrontäht. Kokkuvarisemise protsess võtab sekundi murdosa. Sellele võib järgneda kas allesjäänud tähekesta lekkimine kuumale neutrontähele koos neutriinode emissiooniga või kesta vabanemine “põlemata” aine termotuumaenergia või pöörlemisenergia tõttu. Selline väljapaiskumine toimub väga kiiresti ja Maalt näeb see välja nagu supernoova plahvatus. Vaadeldud neutrontähtede pulsareid seostatakse sageli supernoova jäänustega. Kui neutrontähe mass ületab 3-5 Päikese massi, muutub tema tasakaal võimatuks ja selline täht on must auk. Väga olulised neutrontähtede omadused on pöörlemine ja magnetväli. Magnetväli võib olla miljardeid kuni triljoneid kordi tugevam kui Maa magnetväli.
Mis on päikeseenergia allikas? Mis on tohutul hulgal energiat tootvate protsesside olemus? Kui kaua päike veel paistab?Esimesed katsed neile küsimustele vastata tegid astronoomid 19. sajandi keskel, pärast seda, kui füüsikud formuleerisid energia jäävuse seaduse.
Robert Mayer pakkus, et Päike paistab tänu meteoriitide ja meteoriitide osakeste pidevale maapinna pommitamisele. See hüpotees lükati tagasi, kuna lihtne arvutus näitab, et Päikese heleduse hoidmiseks praegusel tasemel on vaja, et sellele langeks igas sekundis 2 * 1015 kg meteoriilist ainet. Aastaga moodustab see 6*1022 kg ja Päikese eluea jooksul üle 5 miljardi aasta – 3*1032 kg. Päikese mass on M = 2*1030 kg, seega viie miljardi aasta jooksul oleks ainet Päikesele pidanud langema 150 korda rohkem, kui Päikese mass oleks pidanud langema.
Teise hüpoteesi väljendasid Helmholtz ja Kelvin ka 19. sajandi keskel. Nad väitsid, et Päike kiirgab kokkusurumise tõttu 60–70 meetrit aastas. Kokkusurumise põhjuseks on päikeseosakeste vastastikune külgetõmbejõud, mistõttu seda hüpoteesi nimetatakse kokkutõmbumiseks. Kui teeme selle hüpoteesi järgi arvutuse, ei ületa Päikese vanus 20 miljonit aastat, mis on vastuolus tänapäevaste andmetega, mis on saadud Maa pinnase ja maa pinnase geoloogiliste proovide elementide radioaktiivse lagunemise analüüsist. kuu.
Kolmanda hüpoteesi võimalike päikeseenergia allikate kohta väljendas James Jeans 20. sajandi alguses. Ta oletas, et Päikese sügavused sisaldavad raskeid radioaktiivseid elemente, mis lagunevad spontaanselt ja eraldavad energiat. Näiteks uraani muundumisega tooriumiks ja seejärel pliiks kaasneb energia vabanemine. Selle hüpoteesi hilisem analüüs näitas ka selle vastuolulisust; ainult uraanist koosnev täht ei eraldaks Päikese vaadeldava heleduse tekitamiseks piisavalt energiat. Lisaks on tähti, mille heledus on kordades suurem kui meie tähel. On ebatõenäoline, et neil tähtedel on ka suuremad radioaktiivse materjali varud.
Kõige tõenäolisemaks hüpoteesiks osutus hüpotees elementide sünteesist tähtede soolestikus toimuvate tuumareaktsioonide tulemusena.
1935. aastal püstitas Hans Bethe hüpoteesi, et päikeseenergia allikaks võib olla termotuumareaktsioon vesiniku muutmisel heeliumiks. Selle eest sai Bethe 1967. aastal Nobeli preemia.
Päikese keemiline koostis on umbes sama, mis enamikul teistel tähtedel. Ligikaudu 75% on vesinik, 25% heelium ja alla 1% kõik muud keemilised elemendid (peamiselt süsinik, hapnik, lämmastik jne). Vahetult pärast universumi sündi ei olnud "raskeid" elemente üldse. Kõik need, s.o. heeliumist raskemad elemendid ja isegi paljud alfaosakesed tekkisid tähtedes vesiniku "põlemisel" termotuumasünteesi käigus. Sellise tähe nagu Päikese iseloomulik eluiga on kümme miljardit aastat.
Peamine energiaallikas on prootoni-prootoni tsükkel – väga aeglane reaktsioon (iseloomulik aeg 7,9 * 109 aastat), kuna see on tingitud nõrgast interaktsioonist. Selle olemus seisneb selles, et neljast prootonist moodustub heeliumi tuum. Sel juhul eraldub paar positrone ja paar neutriinot, samuti 26,7 MeV energiat. Päikese poolt kiiratavate neutriinode arvu sekundis määrab ainult Päikese heledus. Kuna 26,7 MeV vabanemisel sünnib 2 neutriinot, on neutriinode emissioonikiirus: 1,8*1038 neutriinot/s.
Selle teooria otseseks testiks on päikeseneutriinode vaatlemine. Kõrge energiaga (boori) neutriinod tuvastatakse kloori-argooni katsetes (Davise katsed) ja need näitavad järjekindlalt neutriinode puudumist võrreldes Päikese standardmudeli teoreetilise väärtusega. Otseselt pp reaktsioonis tekkivad madala energiatarbega neutriinod registreeritakse gallium-germaaniumi katsetes (GALLEX Gran Sassos (Itaalia - Saksamaa) ja SAGE Baksanis (Venemaa - USA)); nad on ka "puuduvad".
Mõnede eelduste kohaselt, kui neutriinode puhkemass erineb nullist, on võimalikud erinevat tüüpi neutriinode võnkumised (transformatsioonid) (Mihhejevi – Smirnovi – Wolfensteini efekt) (neutriinosid on kolme tüüpi: elektron-, müüon- ja tauoonneutriinod) . Sest Kuna teistel neutriinodel on ainega interaktsiooniks palju väiksemad ristlõiked kui elektronidel, saab täheldatud puudujääki seletada ilma Päikese standardmudelit muutmata, mis on ehitatud kogu astronoomiliste andmete kogumi põhjal.
Igas sekundis töötleb Päike umbes 600 miljonit tonni vesinikku. Tuumakütuse varu jätkub veel viieks miljardiks aastaks, misjärel muutub see järk-järgult valgeks kääbuseks.
Päikese keskosad tõmbuvad kokku, soojenevad ja väliskestale üle kantud soojus viib selle paisumiseni tänapäevaste omadega võrreldes koletu suuruseni: Päike paisub nii palju, et neelab Merkuuri, Veenuse ja tarbib. kütus” sada korda kiiremini kui praegu. See toob kaasa Päikese suuruse suurenemise; meie tähest saab punane hiiglane, mille suurus on võrreldav kaugusega Maast Päikeseni! Elu Maal kaob või leiab varjupaiga välistel planeetidel.
Loomulikult oleme sellisest sündmusest eelnevalt teadlikud, kuna üleminek uude etappi võtab aega umbes 100-200 miljonit aastat. Kui Päikese keskosa temperatuur jõuab 100 000 000 K-ni, hakkab põlema ka heelium, muutudes rasketeks elementideks ning Päike satub keeruliste kokkusurumis- ja paisumistsüklite faasi. Viimases etapis kaotab meie täht oma väliskesta, kesksüdamiku tihedus ja suurus on nagu Maal uskumatult kõrge. Möödub veel mõni miljard aastat ja Päike jahtub, muutudes valgeks kääbuseks.