Термоядерные реакции

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 происходят 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] + 2,71 МэВ |

|(82 сек); |

|6. [pic]N + [pic]H [pic][pic]С  + [pic]He + 4,96 МэВ |

|(сотни тыс.  лет); | 

Поясним содержание этой таблицы. Протон, сталкиваясь с  ядром углерода, превращается в радиоактивный изотоп [pic]N. При этой реакции излучается ?-квант. Изотоп [pic]N, претерпевая ? - распад с испусканием позитрона и нейтрино, превращается в обычное ядро азота [pic]N. При этой реакции так же испускается ? - квант. Далее, ядро азота сталкивается с протоном, после чего образуется радиоактивный изотоп кислорода [pic]О и ?- квант. Затем этот изотоп путём ? - распада превращается в изотоп азота

[pic]N. Наконец,  последний, присоединив к себе  во время столкновения протон, распадается на обычный углерод и гелий. Вся цепь реакций представляет собой последовательное «утяжеление» ядра углерода путем присоединением протонов с последующими[pic]- распадами. Последним звеном этой цепи является восстановление первоначального ядра углерода и образованием нового ядра гелия за счёт четырёх протонов, которые в разное время один за другим присоединились к [pic]C и образующимся из него изотопам. Как видно, никакого изменения числа ядер [pic]C в веществе, в котором протекает эта реакция, не происходит. Углерод служит здесь

«катализатором» реакции. 

Из таблицы  видно, какая энергия выделяется на каждом этапе углеродно-азотной  реакции. Часть этой энергии выделяется в форме нейтрино, возникающих  при распаде радиоактивных изотопов [pic]N и [pic]O. Нейтрино свободно выходит  из звёздных недр наружу, следовательно, их энергия не идёт на нагрев вещества звезды. Например, при распаде [pic]O энергия образующегося нейтрино составляет в среднем около 1 МэВ. Окончательно при образовании одного ядра гелия путём углеродно-азотной реакции выделяется

(без учёта  нейтрино) 25 МэВ энергии, а нейтрино  уносят около 5% этой величины. В третьем столбце таблицы  2 приведены значения скорости  различных звеньев углеродно-азотной  реакции. Для ?-процессов это  просто период полураспада. Значительно  труднее определить скорость реакции, когда происходит утяжеление ядра путём присоединения протона. В этом случае надо знать вероятности проникновение протона через кулоновский барьер, а также вероятности соответствующих ядерных взаимодействий, так как само по себе проникновение протона в ядро ещё не обеспечит интересующего нас ядерного превращения. Вероятности ядерных реакций получаются из лабораторных экспериментов либо вычисляются теоретически. Для их надёжного определения потребовались годы напряжённой работы физиков - ядерщиков, как теоретиков, так и экспериментаторов. Числа в третьем столбце дают «время жизни» различных ядер для центральных частей звезды с температурой в 13 миллионов кельвинов и плотности водорода 100 г/см[pic]. Например, для того чтобы при таких условиях ядро [pic]C, захватив протон, превратилось в радиоактивный изотоп углерода, надо «подождать» 13 миллионов лет. Следовательно, для каждого «активного» (т. е. участвующего в цикле) ядра реакции протекают чрезвычайно медленно, но всё дело в том, что ядер достаточно много. 

Как неоднократно подчёркивалось выше, скорость термоядерных реакций чувствительным образом  зависит от температуры. Это понятно  – даже небольшие изменения температуры  очень резко сказываются на концентрации необходимых для реакции сравнительно энергичных протонов, энергия которых раз в 20 превышает среднюю тепловую энергию. Для протон – протонной реакции приближенная формула для скорости энерговыделения, рассчитанного на грамм вещества, имеет вид 

? ’ const[pic]*T[pic] эрг/г*c. 

Эта формула  справедлива для сравнительно узкого, важного интервала температур 11 – 16 миллионов кельвинов. Для более  низких температур (от 6 до 10 миллионов  кельвинов) справедлива другая формула: 

? = const[pic]*?[pic] эрг/г*с. 

Основным источником энергии Солнца, температура которого близка к

14 миллионам  кельвинов, является протон –  протонная реакция. Для более  массивных, а следовательно, и  более горячих звёзд существенна  углеродно- азотная реакция, зависимость  которой от температуры значительно  более сильная. Например, для интервала температур 24-36 миллионов кельвинов 

? = const[pic]*Z*T[pic] эрг/г*с; 

где Z – относительная  концентрация тяжёлых элементов: углерода и азота. 

Как мы видим, ? зависит  не только от температуры, но и от относительной  концентрации тяжёлых элементов. Ведь ядра этих элементов являются катализатором углеродно-азотной реакции. 

Кроме протон-протонной  и углеродно-азотной реакции, при  некоторых условиях может иметь  существенное значение и другие ядерные  реакции. 

Так как заряд  – «мишени», с которой сталкивается протон, невелик, кулоновское отталкивание не так значительно, как в случае столкновений с ядрами углерода и азота. Значит вероятность термоядерного взаимодействия выше, а значит и скорость этих реакций сравнительно велика. Уже при температуре около одного миллиона кельвинов они идут достаточно быстро. Однако, в отличие от ядер углерода и азота, ядра лёгких элементов не восстанавливаются в процессе дальнейших реакций, а необратимо расходуются.

Именно поэтому  обилие лёгких элементов на Солнце и звёздах ничтожно мало. 

ГЛАВА III. СОЛНЕЧНАЯ ЭНЕРГИЯ 

ТЕРМОЯДЕРНЫЕ  РЕАКЦИИ НА БОЛЕЕ  ТЯЖЁЛЫХ ЭЛЕМЕНТАХ 

Мы рассмотрели  реакции на сравнительно лёгких элементах, которые протекают соответственно при сравнительно низких температурах. Однако представим на минуту, что всё вокруг состоит из свободных протонов и электронов, а температура этих частиц достаточно велика. Астроном наверняка догадался бы, что это схоже с условиями после «Большого взрыва».

Так вот, указанная  выше протон-протонная цепочка, является первой цепочкой превращения протонов в целые ядра. И именно с помощью этих реакции получились первые ядра гелия. Далее температура Вселенной понижалась, и интенсивность ядерных превращений становилось меньше. А как же получилось всё то многообразие веществ в природе, спросите вы? Дело в том, что после

«большого взрыва»  происходили разные превращения, даже немыслимые, но то количество тяжёлых  элементов, которое мы сейчас наблюдаем, не могло образоваться сразу. Дальнейшие реакции происходили уже внутри звёзд. Но при высоких энергиях. Уже при T = 100 миллионов градусов начинается важная реакция 

[pic]С + [pic]He [pic] [pic]O + n, 

Где буквой n обозначен  протон. Её значение не столько в  том, что при этом освобождается  энергия, сколько в том, что появившийся протон может «прилипнуть» к любому другому ядру и тем самым увеличить его атомная масса – таким путём могут быть последовательно образованны все более тяжёлые элементы ([pic]-распад). 

В стационарных звездах тяжелые элементы могут  образовываться при последовательном присоединении ядер гелия: 

[pic]C + [pic]He [pic] [pic]O + ?; [pic]N+[pic]He [pic][pic]F 

+ ?; 

[pic]O+ [pic]He [pic][pic]Ne + ?; [pic]Ne +[pic]He [pic][pic]Mg 

+ ? и т. д. 

[pic]Ne и [pic]Mg образуются  только в звёздах с массой, большей

30М . 

Если в недрах звёзд достигается очень высокая  температура, то там возможно выделение  энергии и в реакциях между  тяжелыми элементами. 

ПЕРВЫЕ  ОПЫТЫ ИСПОЛЬЗОВАНИЯ 

СОЛНЕЧНОЙ ЭНЕРГИИ 

В 1600 г. во Франции  был создан первый солнечный двигатель, работавший на нагретом воздухе и использовавшийся для перекачки воды. В конце XVII в. ведущий французский химик А. Лавуазье создал первую солнечную печь, в которой достигалась температура в 1650 оС и нагревались образцы исследуемых материалов в вакууме и защитной атмосфере, а также были изучены свойства углерода и платины. В 1866 г. француз А. Мушо построил в