Päikese energiaallikas

Teadmine on jõud

süsinikuring

Kuidas muundub vesinik tähtede sisemuses heeliumiks? Esimese vastuse sellele küsimusele leidsid iseseisvalt Hans Bethe USA-s ja Karl-Friedrich von Weizsäcker aastal. Saksamaa. 1938. aastal avastasid nad esimese reaktsiooni, mis muudab vesiniku heeliumiks ja suudab anda tähtede elushoidmiseks vajalikku energiat. Aeg selleks on käes: 11. juulil 1938 jõudis Weizsäckeri käsikiri ajakirja "Zeitschrift für Physik" toimetusse ja sama aasta 7. septembril ajakirja "Physical Review" toimetusse. Mõlemad dokumendid kirjeldasid süsinikuringe avastamist. Bethe ja Critchfield saatsid juba 23. juunil paberi, mis sisaldas prootoni-prootoni tsükli kõige olulisemat osa.

See protsess on üsna keeruline. Selle esinemiseks on vajalik, et tähtedes oleksid lisaks vesinikule ka teiste elementide, näiteks süsiniku aatomid. Süsinikuaatomite tuumad täidavad katalüsaatori rolli. Me teame hästi keemia katalüsaatoreid. Prootonid kinnituvad süsiniku tuumadele, kus tekivad heeliumi aatomid. Seejärel surub süsiniku tuum prootonitest moodustunud heeliumi tuumad välja ja ise jääb selle protsessi tulemusena muutumatuks.

Joonisel on kujutatud selle reaktsiooni skeem, mis on suletud tsükli kujul. Mõelge sellele reaktsioonile alustades joonise ülaosast. Protsess algab sellega, et vesinikuaatomi tuum põrkab kokku süsiniku tuumaga, mille massiarv on 12. Me tähistame seda kui C 12 . Tänu tunneliefektile suudab prooton ületada süsiniku tuuma elektrilised tõukejõud ja ühineda sellega.

Vesiniku muundumine heeliumiks tähtede sisemuses toimuvate Bethe reaktsioonide süsinikutsüklis. Punased lainelised nooled näitavad, et aatom kiirgab elektromagnetilist kiirgust.

Uus tuum koosneb juba kolmeteistkümnest raskest elementaarosakesed. Prootoni positiivse laengu tõttu suureneb algse süsiniku tuuma laeng. Sel juhul tekib lämmastiku tuum massiarvuga 13. Seda tähistatakse kui N 13. See lämmastiku isotoop on radioaktiivne ja kiirgab mõne aja pärast välja kaks valgusosakest: positroni ja neutriino – elementaarosakest, millest kuuleme hiljem. Seega muutub lämmastiku tuum süsiniku tuumaks massiarvuga 13, s.o. C 13-s. Sellel tuumal on jälle sama laeng kui süsiniku tuumal tsükli alguses, kuid selle massiarv on juba üks rohkem. Nüüd on meil teise süsiniku isotoobi tuum. Kui selle tuumaga põrkab kokku mõni teine ​​prooton, ilmub uuesti lämmastikutuum. Kuid nüüd on selle massiarv 14, mis on N 14 . Kui uus lämmastikuaatom põrkub teise prootoniga, siis läheb see O 15-sse, s.o. hapniku tuumaks massiarvuga 15. See tuum on samuti radioaktiivne, see kiirgab jälle positroni ja neutriinot ning muutub N 15 - lämmastikuks massiarvuga 15. Näeme, et protsess algas süsinikuga massiarvuga 12 ja viis lämmastiku ilmumiseni massiarvuga 15. Seega lisandus järjest enam protoon. Olgu tuumaga N 15 ühineda veel üks prooton, seejärel lendavad tekkinud tuumast koos välja kaks prootonit ja kaks neutronit, mis moodustavad heeliumi tuuma. Raske tuum muutub taas algseks süsiniku tuumaks. Ring on suletud.

Selle tulemusena ühinevad neli prootonit ja moodustavad heeliumi tuuma: vesinik muutub heeliumiks. Selle protsessi käigus eraldub energiat, millest piisab tähtede säramiseks miljardeid aastaid.

Täheaine kuumenemine ei toimu meie poolt käsitletud reaktsiooniahela kõigis etappides. Täheaine kuumeneb osaliselt elektromagnetkiirguse kvantide tõttu, mis kannavad oma energia üle tähegaasile, ja osaliselt positronite tõttu, mis peaaegu kohe annihileeruvad koos tähegaasi vabade elektronidega. Positronite ja elektronide annihilatsiooni käigus tekivad ka elektromagnetkiirguse kvantid. Nende kvantide energia kandub üle täheainesse. Väike osa vabanenud energiast kandub tähest eemale koos väljuvate neutriinodega. Mõnda neutriinodega seotud ebaselget küsimust käsitleme hiljem.

1967. aastal pälvis Bethe Nobeli füüsikaauhinna süsinikuringe avastamise eest, mille ta tegi 1938. aastal koos von Weizsäckeriga. Sel juhul unustas Nobeli komitee ilmselt, et selle avastuse au ei kuulu ainult Betale.

Teame, et tsükliline muundumine toimub katalüütiliste elementide: süsiniku ja lämmastiku juuresolekul. Kuid tähe interjööris ei pea kõik kolm elementi olemas olema. Ühest neist piisab. Kui algab vähemalt üks tsükli reaktsioon, ilmuvad elemendid-katalüsaatorid reaktsioonide järgnevate etappide tulemusena. Veelgi enam, tsüklilise reaktsiooni voog toob kaasa asjaolu, et vastumeelsete isotoopide vahel on täpselt määratletud kvantitatiivne suhe. See kvantitatiivne suhe sõltub temperatuurist, mille juures tsükkel toimub. Astrofüüsikud saavad nüüd oma spektroskoopiliste meetodite abil läbi viia kosmilise aine üsna täpse kvantitatiivse analüüsi. Isotoopide C 12 , C 13 , N 14 ja N 15 arvu suhte järgi on sageli võimalik mitte ainult kindlaks teha, et tähe sisemuses toimub aine muundumine süsinikuringe järgi, vaid ka seda, millisel temperatuuril need reaktsioonid toimuvad. Kuid vesinikku saab muundada heeliumiks mitte ainult süsinikuringe kaudu. Koos süsinikuringe reaktsioonidega toimuvad ka muud, lihtsamad transformatsioonid. Just nemad annavad peamise panuse (vähemalt Päikesel) energia vabastamisse. Järgmisena käsitleme neid reaktsioone.

Selleks, et mõista Päikese termotuumasünteesi ideede sünni ja arengu protsessi, on vaja teada inimkonna ideede ajalugu selle protsessi mõistmise kohta. Juhitava termotuumareaktori loomisel, milles toimub termotuumasünteesi juhtimise protsess, on palju lahendamatuid teoreetilisi ja tehnoloogilisi probleeme. Paljud teadlased ja veelgi enam teadusametnikud ei ole selle probleemi ajalooga kursis.

Termotuumareaktorite loojate valede tegudeni viis just inimkonna teadmatus Päikesel toimuva termotuumasünteesi mõistmise ja kujutamise ajaloost. Seda tõestab kuuskümmend aastat kestnud töö ebaõnnestumine juhitava termotuumareaktori loomisel, tohutu hulga raiskamine. Raha paljud arenenud riigid. Kõige olulisem ja ümberlükkamatu tõestus on see, et juhitavat termotuumareaktorit pole loodud 60 aastat. Pealegi lubavad meedias tuntud teaduslikud autoriteedid juhitava termotuumareaktori (UTNR) loomist 30...40 aasta pärast.

2. Occami habemenuga

Occami habemenuga on metodoloogiline põhimõte, mis on saanud nime inglise frantsiskaani venna, nominalistliku filosoofi Williami järgi. Lihtsustatud kujul kõlab see: "Olemasolevat ei tohiks ilma vajaduseta korrutada" (või "ei tohiks meelitada uusi entiteete ilma äärmise vajaduseta"). See printsiip on aluseks metodoloogilisele reduktsionismile, mida nimetatakse ka säästlikkuse printsiibiks või ökonoomsuse seaduseks. Mõnikord väljendatakse põhimõtet sõnadega: "Seda, mida saab seletada vähemaga, ei tohiks väljendada rohkematega."

IN kaasaegne teadus“Occami habemenuga” mõistetakse tavaliselt üldisemat printsiipi, mis ütleb, et kui nähtusele on mitu loogiliselt järjekindlat definitsiooni või seletust, siis tuleb õigeks pidada neist lihtsaimat.

Põhimõtte sisu saab lihtsustada järgmiselt: nähtuse selgitamiseks ei ole vaja kehtestada keerulisi seadusi, kui seda nähtust saab seletada lihtsate seadustega. Nüüd on see põhimõte teadusliku kriitilise mõtlemise võimas tööriist. Occam ise sõnastas selle põhimõtte Jumala olemasolu kinnitusena. Nemad oskavad tema hinnangul kindlasti kõike seletada, midagi uut tutvustamata.

Infoteooria keelde ümbersõnastatud "Occami habemenuga" põhimõte ütleb, et kõige täpsem sõnum on minimaalse pikkusega sõnum.

Albert Einstein sõnastas "Occami habemenuga" põhimõtte ümber järgmiselt: "Kõike tuleks lihtsustada nii kaua kui võimalik, kuid mitte rohkem."

3. Inimkonna poolt Päikesel termotuumasünteesi mõistmise ja kujutamise algusest

Kõik Maa elanikud mõistsid pikka aega tõsiasja, et Päike soojendab Maad, kuid päikeseenergia allikad jäid kõigile arusaamatuks. 1848. aastal esitas Robert Mayer meteoriidihüpoteesi, mille kohaselt soojendab Päikest meteoriitide pommitamine. Sellise vajaliku meteoriitide arvuga oleks aga ka Maa väga kuum; lisaks koosneksid maapealsed geoloogilised kihid peamiselt meteoriitidest; lõpuks pidi Päikese mass suurenema ja see mõjutaks planeetide liikumist.

Seetõttu pidasid paljud uurijad 19. sajandi teisel poolel kõige usutavamaks teooriaks, mille töötasid välja Helmholtz (1853) ja Lord Kelvin, kes väitsid, et Päike soojeneb aeglase gravitatsioonilise kokkutõmbumise 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 aastat.See hüpotees läks aga vastuollu kivimite vanuse geoloogiliste andmetega, mis näitasid palju suuremaid numbreid. Näiteks Charles Darwin märkis, et Vendi ladestu erosioon kestis vähemalt 300 miljonit aastat. Sellegipoolest peavad Brockhausi ja Efroni entsüklopeedia gravitatsioonimudelit ainsaks vastuvõetavaks.

Alles 20. sajandil leiti sellele probleemile “õige” lahendus. Esialgu esitas Rutherford hüpoteesi, 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) ühinevad 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 muundatakse energiaks. Seda, et Päikese koostises on ülekaalus vesinik, kinnitas 1925. aastal Cecilly Payne.

Tuumasünteesi teooria töötasid 1930. aastatel välja astrofüüsikud Chandrasekhar ja Hans Bethe. Bethe arvutas üksikasjalikult välja kaks peamist termotuumareaktsiooni, mis on Päikese energia allikad. Lõpuks 1957. aastal ilmus Margaret Burbridge'i töö "Synthesis of Elements in Stars", milles näidati, et enamik universumi elemente tekkis tähtedes toimuva nukleosünteesi tulemusena.

4. Päikese kosmoseuuringud

Eddingtoni kui astronoomi esimesed tööd on seotud tähtede liikumise ja tähesüsteemide ehituse uurimisega. Kuid tema peamine eelis seisneb selles, et ta lõi tähtede sisemise struktuuri teooria. Sügav ülevaade nähtuste füüsikalisest olemusest ja kõige keerukamate 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 mõne punase hiidtähe läbimõõdu, määras tähe Siriuse kääbussatelliidi tiheduse – see osutus ebatavaliselt suureks. Eddingtoni töö tähe tiheduse määramisel andis tõuke ülitiheda (degenereerunud) gaasi füüsika arengule. Eddington oli hea tõlk üldine teooria Einsteini relatiivsus. Ta tegi esimese eksperimentaalse katse ühe selle teooria ennustatud mõju kohta: valguskiirte kõrvalekaldumine massiivse tähe gravitatsiooniväljas. See õnnestus tal 1919. aastal toimunud täieliku päikesevarjutuse ajal. Eddington pani koos teiste teadlastega 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 võimsuse põletamine ruumiühiku kohta. Ja on selge, et see ei ole oksüdatsiooniprotsess. Siin osalevad põlemisprotsessis muud elemendid, mis samuti põlevad, kuid erilistel füüsilistel tingimustel.

Kaaluge 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 madalal kiirusel ega ole seotud lööklaine tekkega. Allahelikiirusega põlemine hõlmab tavalist laminaarset ja turbulentset leegi levikut ning ülehelikiirusel põlemine viitab detonatsioonile.

Põlemine jaguneb termiliseks ja ahelaks. Termiline põlemine põhineb keemilisel reaktsioonil, mis on võimeline toimuma progresseeruva isekiirendusega vabaneva soojuse akumuleerumise tõttu. Ahelpõlemine toimub mõnedes gaasifaasilistes reaktsioonides madalal rõhul.

Termilise isekiirenduse tingimused on võimalik tagada 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 peamised omadused - reaktsioonikiirus, soojuse vabanemise kiirus, temperatuur ja toote koostis - aja jooksul ei muutu, või perioodilises režiimis, kui need omadused kõiguvad oma keskmiste väärtuste ümber. Reaktsioonikiiruse tugeva mittelineaarse sõltuvuse tõttu temperatuurist on põlemine välistingimuste suhtes väga tundlik. Sama põlemisomadus määrab mitme statsionaarse režiimi olemasolu samadel tingimustel (hüstereesiefekt).

Seal on mahuline põlemine, see on hästi teada ja igapäevaelus sageli kasutatav.

difusioonpõlemine. Seda iseloomustab eraldi kütuse ja oksüdeerija tarnimine põlemistsooni. Komponentide segamine toimub põlemistsoonis. Näide: vesiniku ja hapniku põlemine rakettmootoris.

Eelsegatud keskkonna põletamine. Nagu nimigi ütleb, toimub põlemine segus, milles on nii kütus kui ka oksüdeerija. Näide: bensiini-õhu segu põlemine sisepõlemismootori silindris pärast protsessi käivitamist süüteküünlaga.

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 läbi materjali. Suitsetamist täheldatakse tavaliselt suure õhusisaldusega või oksüdeerivate ainetega immutatud poorsete või kiuliste materjalide puhul.

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 me küünla põletamisel jälgime, välgumihkli või tiku leek, on kuumade gaaside voog, mis on Maa gravitatsiooni tõttu vertikaalselt venitatud (kuumad gaasid kipuvad üles tõusma).

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), määrab kliima.

Spektraalse klassifikatsiooni järgi kuulub Päike tüüpi G2V (“kollane kääbus”). Päikese pinnatemperatuur ulatub 6000 K-ni, seega paistab Päike peaaegu valge valgusega, kuid spektri lühilainepikkuse osa tugevama hajumise ja Maa atmosfääri neeldumise tõttu omandab Päikese otsevalgus meie planeedi pinna lähedal teatud kollaka varjundi.

Päikesespekter sisaldab ioniseeritud ja neutraalsete metallide jooni, samuti ioniseeritud vesinikku. Meie Linnutee galaktikas on ligikaudu 100 miljonit G2 tähte. Samal ajal on 85% meie galaktika tähtedest tähed, mis on vähem heledad kui Päike (enamik neist on oma evolutsioonitsükli lõpus punased kääbused). Nagu kõik põhijada tähed, toodab Päike energiat tuumasünteesi kaudu.

Päikesekiirgus on peamine energiaallikas Maal. Selle võimsust iseloomustab päikesekonstant - energia hulk, mis läbib ühiku pindala, mis on risti päikesekiirtega. Ühe astronoomilise ühiku kaugusel (st Maa orbiidil) on see konstant ligikaudu 1370 W/m 2 .

Maa atmosfääri läbides kaotab päikesekiirgus energiat ligikaudu 370 W / m 2 ja maapinnani jõuab ainult 1000 W / m 2 (selge ilmaga ja siis, kui Päike on oma seniidis). Seda energiat saab kasutada erinevates looduslikes ja tehislikes protsessides. Niisiis töötlevad taimed fotosünteesi abil selle keemiliseks vormiks (hapnik ja orgaanilised ühendid). Päikese kiirte otsest kütmist või fotogalvaaniliste elementide abil energia muundamist saab kasutada elektri tootmiseks (päikeseelektrijaamad) või muude kasulike tööde tegemiseks. Kaugemas minevikus saadi naftasse ja muudesse fossiilkütustesse salvestatud energiat ka fotosünteesi teel.

Päike on magnetiliselt aktiivne täht. Sellel on tugev magnetväli, mis muutub aja jooksul ja muudab suunda umbes iga 11 aasta järel, päikese maksimumi ajal. Päikese magnetvälja kõikumised põhjustavad mitmesuguseid mõjusid, mille kogumit nimetatakse päikese aktiivsuseks ja mis hõlmab selliseid nähtusi nagu päikeselaigud, päikesepursked, päikesetuule variatsioonid jne ning Maal põhjustab see kõrgetel ja keskmistel laiuskraadidel aurorasid ja geomagnetilisi torme, mis mõjutavad negatiivselt side toimimist, elektriülekanderajatisi, põhjustades tundlikele inimestele peavalu ja halvasti tervist, mõjub halvasti ka inimestele. magnettormid). 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 pilv surus gravitatsioonijõudude toimel kiiresti kokku, moodustades meie galaktika piirkonnas Sõnni tüüpi esimest tüüpi tähepopulatsiooni tähe.

Päikese massiga täht peaks põhijadas eksisteerima kokku umbes 10 miljardit aastat. Seega on Päike praegu ligikaudu oma elutsükli keskel. Peal praegune etapp Päikese tuumas toimuvad termotuumareaktsioonid, mille käigus vesinik muutub 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, mistõttu on see palja silmaga nähtav ainult täieliku perioodi jooksul. päikesevarjutus.

Umbes 150 000 kilomeetrise raadiusega Päikese keskosa, milles toimuvad termotuumareaktsioonid, nimetatakse Päikese tuumaks. Aine tihedus tuumas on umbes 150 000 kg/m SOHO missiooni poolt läbi viidud 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 muundub igas sekundis 4,26 miljonit tonni ainet energiaks, kuid see väärtus on Päikese massiga võrreldes tühine - 2·10 27 tonni.

Tuuma kohal, Päikese raadiuse keskpunktist umbes 0,2 ... 0,7 kaugusel, 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 umbes 200 000 km paksust maa-alust kihti, kus see esineb, nimetatakse konvektiivtsooniks. Tänapäevaste andmete kohaselt on selle roll päikeseprotsesside füüsikas erakordselt suur, kuna just sealt saavad alguse päikeseaine ja magnetväljade mitmesugused liikumised.

Päikese atmosfäär Fotosfäär (valgust kiirgav kiht) ulatub ≈320 km paksuseni ja moodustab Päikese nähtava pinna. Põhiosa Päikese optilisest (nähtavast) kiirgusest tuleb fotosfäärist, sügavamatest kihtidest tulev kiirgus sinna enam ei jõua. Fotosfääris ulatub temperatuur keskmiselt 5800 K. Siin on gaasi keskmine tihedus alla 1/1000 maaõhu tihedusest ning fotosfääri välisserva lähenedes langeb temperatuur 4800 K. Sellistes tingimustes jääb vesinik peaaegu täielikult neutraalsesse olekusse. Fotosfäär moodustab Päikese nähtava pinna, millelt määratakse Päikese mõõtmed, 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 punane H-alfa emissioonijoon. Kromosfääri ülemisel piiril ei ole selgelt väljendunud sile pind, sellest tekivad pidevalt kuumad väljapaiskumised, mida nimetatakse spiculideks (selle tõttu võrdles itaalia astronoom Secchi 19. sajandi lõpus kromosfääri teleskoobi kaudu kromosfääri vaadeldes seda põlevate preeriatega). 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, 600 000–2 000 000 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 toimest. Krooni kuju muutub olenevalt päikese aktiivsustsükli faasist: maksimaalse aktiivsuse perioodidel on see ümara kujuga ja minimaalselt pikenenud piki päikese ekvaatorit. Kuna koroona temperatuur on väga kõrge, kiirgab see intensiivselt ultraviolett- ja röntgenikiirguse vahemikus. Need kiirgused ei läbi Maa atmosfääri, vaid sisse Hiljuti sai võimalikuks nende uurimine kosmoselaevade abil. Kiirgus koroona erinevates piirkondades toimub ebaühtlaselt. Seal on kuumad aktiivsed ja vaiksed piirkonnad, aga ka suhteliselt madala, 600 000 kraadise temperatuuriga koronaavad, millest väljuvad kosmosesse magnetvälja jooned. See ("avatud") magnetiline konfiguratsioon võimaldab osakestel takistamatult Päikeselt lahkuda, nii et päikesetuul eraldub "peamiselt" krooniaukudest.

Päikesekrooni välisosast voolab välja päikesetuul - ioniseeritud osakeste (peamiselt prootonite, elektronide ja α-osakeste) voog, mille kiirus on 300 ... 1200 km / s ja mis levib selle tiheduse järkjärgulise vähenemisega heliosfääri piiridesse.

Kuna päikeseplasma elektrijuhtivus on piisavalt 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 näitasid neutriinode voo mõõtmised Maal, mida on 1960. aastate lõpust pidevalt tehtud, et seal registreeritud päikeseelektronide neutriinode arv on ligikaudu kaks-kolm korda väiksem, kui Päikesel toimuvaid protsesse kirjeldav standardne päikesemudel ennustab. Seda eksperimendi ja teooria lahknevust on nimetatud "päikeseneutriinoprobleemiks" ja see on olnud päikesefüüsika üks mõistatusi enam kui 30 aastat. Olukorra tegi keeruliseks asjaolu, et neutriinod interakteeruvad ainega ülimalt nõrgalt ning neutriinodetektori loomine, mis suudab täpselt mõõta neutriinovoogu isegi 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 oletatav temperatuur selle tuumas ja sellest tulenevalt ka Päikese poolt kiiratavate neutriinode voog. Teiseks võiks oletada, et osa Päikese tuuma poolt kiiratavatest elektronneutriinodest muutub Maa poole liikudes teiste põlvkondade neutriinodeks (muoon- ja tau-neutriinodeks), mida tavadetektorid ei tuvasta. Tänapäeval kalduvad teadlased arvama, et teine ​​viis on tõenäoliselt õige. Selleks, et toimuks üht tüüpi neutriinode üleminek teisele – nn „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 oli kooskõlas standardse päikesemudeliga. Sel juhul osutub ainult umbes kolmandik Maale jõudvatest neutriinodest elektroonilisteks. See arv on kooskõlas teooriaga, mis ennustab elektronneutriinode üleminekut teise põlvkonna neutriinodeks nii vaakumis (tegelikult "neutriinode võnkumised") kui ka päikeseaines ("Mihhejevi-Smirnovi-Wolfensteini efekt"). Seega tundub, et praegu on päikeseneutriinode probleem 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 otsesest fotosfäärist lähtuvast soojuse voolust ei piisa krooni nii kõrge temperatuurini.

Eeldatakse, et koroona soojendamiseks vajalik energia saadakse subfotosfäärilise konvektiivtsooni turbulentsetest liikumistest. 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, kusjuures nende energia muundatakse koronaalplasma soojusenergiaks. Alternatiivseks mehhanismiks on magnetsoojendus, mille käigus fotosfääriliste liikumistega pidevalt genereeritud magnetenergia vabaneb magnetvälja taasühendamise teel suurte päikesekiirte või suure hulga väikeste sähvatuste näol.

Praegu pole selge, millist tüüpi lained pakuvad tõhusat mehhanismi koroona soojendamiseks. Võib näidata, et kõik lained, välja arvatud magnetohüdrodünaamilised Alfveni lained, on enne kroonini jõudmist hajutatud või peegeldunud, samas kui Alfvéni lainete hajumine koroonas on keeruline. Seetõttu on tänapäeva teadlased keskendunud päikesekiirte abil soojendamise mehhanismile. Üks võimalikke koronaalkütteallikate kandidaate on pidevalt esinevad väikesemahulised rakud, kuigi lõplikku selgust selles küsimuses pole veel saavutatud.

P.S. Pärast "Päikese termotuumasünteesi teoreetiliste probleemide" lugemist on vaja meeles pidada "Occami habemenuga". Siin kasutatakse teoreetiliste probleemide selgitustes selgelt kaugeleulatuvat ebaloogilist teoreetilist selgitust.

9. Termotuumakütuse liigid. termotuumakütus

Kontrollitud termotuumasüntees (CTF) on raskemate aatomituumade süntees kergematest tuumadest energia saamiseks, mida erinevalt plahvatusohtlikust termotuumasünteesist (kasutatakse termotuumarelvades) juhitakse. Kontrollitud termotuumasünteesi erineb traditsioonilisest tuumaenergia asjaolu, et viimane kasutab lagunemisreaktsiooni, mille käigus saadakse rasketest tuumadest kergemad tuumad. Peamistes tuumareaktsioonides, mida kavatsetakse kasutada kontrollitud termotuumasünteesi jaoks, kasutatakse deuteeriumi (2 H) ja triitiumi (3 H) ning pikemas perspektiivis heelium-3 (3 He) ja boor-11 (11 B).

Reaktsioonide tüübid. Fusioonireaktsioon on järgmine: võetakse kaks või enam aatomituuma ja need lähenevad teatud jõu rakendamisel nii palju, et sellistel kaugustel mõjuvad jõud on ülekaalus Coulombi tõukejõudude üle võrdselt laetud tuumade vahel, mille tulemusena moodustub uus tuum. Sellel on pisut väiksem mass kui algsete tuumade masside summa ja erinevus muutub reaktsiooni käigus vabanevaks energiaks. Vabanenud energia hulka kirjeldatakse üldtuntud valemiga E = mc 2. Kergemaid aatomituumasid on lihtsam õigele kaugusele viia, seega on vesinik – universumi kõige levinum element – ​​parim kütus termotuumasünteesi reaktsiooniks.

On kindlaks tehtud, et kahe vesiniku isotoobi, deuteeriumi ja triitiumi segu nõuab termotuumasünteesi reaktsiooniks kõige vähem energiat võrreldes reaktsiooni käigus vabaneva energiaga. Kuigi deuteeriumi ja triitiumi segu (D-T) on enamiku termotuumasünteesiuuringute objektiks, pole see sugugi ainus potentsiaalne kütus. Teisi segusid võib olla lihtsam valmistada; nende reaktsiooni saab paremini kontrollida või, mis veelgi olulisem, toota vähem neutroneid. Eriti huvitavad on niinimetatud "neutroniteta" reaktsioonid, kuna sellise kütuse edukas tööstuslik kasutamine tähendab materjalide ja reaktori konstruktsiooni pikaajalise radioaktiivse saastumise puudumist, mis omakorda võib positiivselt mõjutada avalikku arvamust ja reaktori käitamise üldkulusid, vähendades oluliselt selle dekomisjoneerimise kulusid. Probleemiks jääb see, et alternatiivseid kütuseid kasutavat termotuumasünteesi reaktsiooni on palju keerulisem hooldada, seega peetakse D-T reaktsiooni vaid vajalikuks esimeseks sammuks.

Deuteeriumi-triitiumi reaktsiooni skeem. Kasutada saab kontrollitud termotuumasünteesi erinevat tüüpi termotuumareaktsioonid sõltuvalt kasutatava kütuse tüübist.

Kõige hõlpsamini teostatav reaktsioon on deuteerium + triitium:

2 H + 3 H = 4 He + n energiaväljundiga 17,6 MeV.

Sellist reaktsiooni on kaasaegsete tehnoloogiate seisukohast kõige lihtsam rakendada, see annab märkimisväärse energiasaagi ja kütusekomponendid on odavad. Selle puuduseks on soovimatu neutronkiirguse vabanemine.

Kaks tuuma: deuteerium ja triitium ühinevad heeliumi tuuma (alfaosakeste) ja suure energiaga neutroni moodustamiseks.

Reaktsioon - deuteerium + heelium-3 on palju keerulisem, kui võimalik, reaktsiooni deuteerium + heelium-3 läbiviimine:

2 H + 3 He = 4 He + lk energiaväljundiga 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 deuteeriumi + heelium-3 reaktsiooniga ning nende käigus tekkinud triitium ja heelium-3 reageerivad suure tõenäosusega kohe deuteeriumiga.

Muud tüüpi reaktsioonid. Võimalikud on ka mitmed muud tüüpi reaktsioonid. Kütuse valik sõltub paljudest teguritest – selle kättesaadavusest ja madalast maksumusest, energiasaagisest, termotuumasünteesi reaktsiooniks vajalike tingimuste (eeskätt temperatuuri) saavutamise lihtsusest, reaktori vajalikest projekteerimisomadustest jne.

"neutroniteta" reaktsioonid. Kõige lootustandvam nn. "neutroniteta" 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 paljulubav, seda ka neutronite saagise puudumise tõttu.

10. Klassikalised ideed teostustingimuste kohta. termotuumasünteesi ja kontrollitavad termotuumareaktorid

TOKAMAK (TOROIDAALNE KAAMERA MAGNETMÄLLIDEGA) on toroidaalne seade plasma magnetiliseks piiramiseks. Plasmat hoiavad kinni mitte kambri seinad, mis ei suuda selle temperatuuri taluda, vaid spetsiaalselt loodud magnetväli. TOKAMAKi eripäraks on kasutamine elektrivool, mis voolab läbi plasma, et luua plasma tasakaalu saavutamiseks vajalik poloidne väli.

CTS on võimalik kahe kriteeriumi samaaegse täitmisega:

• 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 on kõrgtemperatuuriline plasma tihedus, t on plasma sulgemise aeg süsteemis.

Teoreetiliselt arvatakse, et nende kahe kriteeriumi väärtus määrab peamiselt konkreetse termotuumareaktsiooni kiiruse.

Praegu ei ole kontrollitud termotuumasünteesi veel tööstuslikus mastaabis läbi viidud. Kuigi arenenud riigid on üldiselt ehitanud mitukümmend juhitavat termotuumareaktorit, ei suuda nad tagada kontrollitavat termotuumasünteesi. Rahvusvahelise uurimisreaktori ITER ehitamine on algusjärgus.

Käsitletakse kahte peamist skeemi juhitava termotuumasünteesi rakendamiseks.

Kvaasistatsionaarsed süsteemid. Plasmat kuumutatakse ja hoitakse suhteliselt madala rõhu ja kõrge temperatuuri juures magnetvälja toimel. Selleks kasutatakse TOKAMAKSi, stellaraatorite, peegellõksude ja torsatronide kujulisi reaktoreid, mis erinevad magnetvälja konfiguratsiooni poolest. ITERi reaktoril on TOKAMAKi konfiguratsioon.

impulsssüsteemid. Sellistes süsteemides viiakse CTS läbi deuteeriumi ja triitiumi sisaldavate väikeste sihtmärkide lühiajalise kuumutamise teel ülisuure võimsusega laser- või ioonimpulssidega. Selline kiiritamine põhjustab termotuuma mikroplahvatuste jada.

Uuringud esimest tüüpi termotuumareaktorite kohta on palju rohkem arenenud kui teist tüüpi. Tuumafüüsikas, termotuumasünteesi uurimisel, kasutatakse plasma teatud mahus hoidmiseks magnetlõksu. Magnetpüünis on loodud hoidma plasmat kokku puutumast termotuumareaktori elementidega, s.t. kasutatakse peamiselt soojusisolaatorina. Kinnituspõhimõte põhineb laetud osakeste interaktsioonil magnetväljaga, nimelt laetud osakeste pöörlemisel ümber magnetvälja joonte. Kahjuks on magnetiseeritud plasma väga ebastabiilne ja kipub magnetväljast lahkuma. Seetõttu kasutatakse tõhusa magnetlõksu loomiseks kõige võimsamaid elektromagneteid, mis tarbivad tohutult energiat.

Termotuumareaktori suurust on võimalik vähendada, kui selles kasutatakse samaaegselt kolme termotuumareaktsiooni tekitamise meetodit.

inertsiaalne süntees. Kiiritage pisikesi deuteerium-triitiumkütuse kapsleid laseriga, mille võimsus on 500 triljonit (5 10 14) vatti. See hiiglaslik, väga lühiajaline 10–8 s laserimpulss põhjustab kütusekapslite plahvatuse, mille tulemusena sünnib sekundi murdosa jooksul minitäht. Kuid sellel ei ole võimalik saavutada termotuumareaktsiooni.

Kasutage Z-masinat samaaegselt TOKAMAKiga. Z-masin töötab erinevalt laserist. See läbib kütusekapslit ümbritseva kõige peenemate juhtmete võrgu, laengu võimsus on pool triljonit vatti 5 10 11 vatti.

Esimese põlvkonna reaktorid töötavad suure tõenäosusega deuteeriumi ja triitiumi seguga. Reaktsiooni käigus tekkivad neutronid neelavad reaktori varjestust ning eralduv soojus läheb soojusvahetis oleva jahutusvedeliku soojendamiseks ning see energia omakorda läheb generaatori pöörlemiseks.

Teoreetiliselt on alternatiivseid kütusetüüpe, millel need puudused puuduvad. Kuid nende kasutamist takistab fundamentaalne füüsiline piirang. Liitreaktsioonist piisava energia saamiseks on vaja hoida piisavalt tihedat plasmat termotuumasünteesi temperatuuril (10 8 K) teatud aja jooksul.

Seda sünteesi põhiaspekti kirjeldab plasma tiheduse korrutis n kuumutatud plasma säilimise ajaks τ, mis on vajalik tasakaalupunkti saavutamiseks. Töö nτ sõltub kütuse tüübist ja on plasma temperatuuri funktsioon. Kõigist kütuseliikidest vajab deuteeriumi-triitiumi segu madalaimat väärtust nτ vähemalt suurusjärgu võrra ja madalaim reaktsioonitemperatuur vähemalt 5 korda. Seega D-T reaktsioon on vajalik esimene samm, kuid muude kütuste kasutamine jääb oluliseks uurimiseesmärgiks.

11. Termotuumareaktsioon kui tööstuslik elektrienergia allikas

Paljud teadlased peavad tuumasünteesienergiat pikaajalises perspektiivis "looduslikuks" energiaallikaks. Tuumasünteesireaktorite kaubandusliku kasutamise pooldajad energiatootmiseks esitavad enda kasuks järgmised argumendid:

• praktiliselt ammendamatud kütusevarud (vesinik);
• kütust saab hankida merevesi mis tahes maailma rannikul, mis muudab ühe või riikide rühma jaoks kütuse monopoliseerimise võimatuks;
• kontrollimatu sünteesireaktsiooni võimatus;
• põlemisproduktide puudumine;
• ei ole vaja kasutada materjale, mida saab kasutada tuumarelvade tootmiseks, välistades nii sabotaaži ja terrorismi juhtumid;
• võrreldes tuumareaktoritega tekib väike kogus lühikese poolestusajaga radioaktiivseid jäätmeid.

Hinnanguliselt toodab deuteeriumiga täidetud sõrmkübar energiaekvivalendina 20 tonni kivisütt. Keskmise suurusega järv suudab varustada iga riiki energiaga sadu aastaid. Siiski tuleb märkida, et olemasolevad uurimisreaktorid on mõeldud otsese deuteerium-triitiumi (DT) reaktsiooni saavutamiseks, mille kütusetsükkel nõuab triitiumi tootmiseks liitiumi kasutamist, samas kui väited ammendamatu energia kohta viitavad deuteerium-deuteeriumi (DD) reaktsiooni kasutamisele teise põlvkonna reaktorites.

Täpselt nagu lõhustumisreaktsioon, ei tekita termotuumasünteesi reaktsioon atmosfääri süsinikdioksiidi, mis on globaalse soojenemise peamiseks põhjustajaks. See on märkimisväärne eelis, kuna fossiilkütuste kasutamine elektri tootmiseks toob kaasa selle, et näiteks USA toodab 29 kg CO 2 (üks peamisi gaase, mida võib pidada globaalse soojenemise põhjustajaks) USA elaniku kohta päevas.

12. Sul on juba kahtlusi

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 energiaallikate pooldajad leiavad, et õigem oleks need vahendid suunata taastuvate energiaallikate kasutuselevõtuks.

Kahjuks ei ole vaatamata laialt levinud optimismile (tavaline alates 1950. aastatest, mil alustati esimeste uuringute algust) olulisi takistusi tänapäeva arusaamise tuumasünteesiprotsessidest, tehnoloogilistest võimalustest ja tuumasünteesi praktilisest kasutamisest, pole selge isegi see, kui majanduslikult tulus võib olla termotuumasünteesi abil elektri tootmine. Kuigi teadusuuringute areng on pidev, seisavad teadlased pidevalt silmitsi uute väljakutsetega. Näiteks on väljakutseks välja töötada materjal, mis taluks neutronpommitamist, mis on hinnanguliselt 100 korda intensiivsem kui tavalised tuumareaktorid.

13. Klassikaline idee juhitava termotuumareaktori loomise eelseisvatest etappidest

Uuringus on järgmised etapid.

Tasakaalu- või läbimisrežiim: kui termotuumasünteesi käigus vabanev koguenergia on võrdne reaktsiooni käivitamiseks ja toetamiseks kulutatud koguenergiaga. See suhe on tähistatud sümboliga K. Reaktsiooni tasakaalu demonstreeriti JETis Ühendkuningriigis 1997. aastal. Olles kulutanud selle soojendamiseks 52 MW elektrit, said 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. Siiani pole vaheetappi jõutud.

Süüde: stabiilne reaktsioon, mis püsib iseenesest. Tuleks saavutada koos suured väärtused K. Seni pole saavutatud.

Teadusuuringute järgmine samm peaks olema ITER, rahvusvaheline termotuumakatsereaktor. Selles reaktoris on kavas uurida kõrgtemperatuurse plasma (leegiv plasma koos K≈ 30) ja tööstusliku reaktori konstruktsioonimaterjalid.

Uuringu viimane etapp on DEMO: tööstusliku reaktori prototüüp, mis saavutab süttimise ja demonstreerib uute materjalide praktilist sobivust. Kõige optimistlikumad prognoosid DEMO etapi lõppemiseks: 30 aastat. Võttes arvesse tööstusreaktori ehitamise ja kasutuselevõtu orienteeruvat aega, lahutab meid termotuumaenergia tööstuslikust kasutamisest ≈40 aastat.

14. Seda kõike tuleb arvestada

Maailmas on ehitatud kümneid ja võib-olla sadu erineva suurusega eksperimentaalseid termotuumareaktoreid. Teadlased tulevad tööle, panevad reaktori tööle, reaktsioon toimub kiiresti, tundub, nad lülitavad selle välja ja 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.

Lõppeesmärgi saavutamiseks on pikk tee läbitud ja palju ära tehtud. Kuid kahjuks on tulemus negatiivne. Kontrollitavat termotuumareaktorit pole loodud. Veel 30 ... 40 aastat ja teadlaste lubadused saavad täidetud. Kas nad saavad? 60 aastat ei mingit tulemust. Miks peaks see juhtuma 30...40 aasta pärast, mitte kolme aasta pärast?

Päikese termotuumasünteesist on veel üks idee. See on loogiline, lihtne ja viib tõesti positiivse tulemuseni. See avastus V.F. Vlasov. Tänu sellele avastusele võib isegi TOKAMAKS lähiajal tegevust alustada.

15. Uus pilk Päikese termotuumasünteesi olemusele ja leiutisele "Juhitud termotuumasünteesi meetod ja juhitud termotuumasünteesi reaktor kontrollitud termotuumasünteesi jaoks"

Autorilt. See avastus ja leiutis on peaaegu 20 aastat vana. Kahtlesin pikka aega, et olen leidnud uue viisi termotuumasünteesi läbiviimiseks ja selle rakendamiseks uue termotuumareaktori. Olen uurinud ja uurinud sadu termotuumasünteesi valdkonna pabereid. Aeg ja töödeldud teave veensid mind, et olen õigel teel.

Esmapilgul on leiutis väga lihtne ega näe üldse välja nagu TOKAMAK-tüüpi eksperimentaalne termotuumareaktor. TOKAMAKi teaduse autoriteetide kaasaegsete ideede kohaselt on see ainus õige otsus ja seda ei arutata. 60 aastat termotuumareaktori ideest. Aga positiivset tulemust - 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 mis erineb üldtunnustatud ideedest.

Avamine. Avamise põhiidee on väga lihtne ja loogiline ning seisneb selles termotuumareaktsioonid toimuvad päikesekrooni piirkonnas. Siin on termotuumareaktsiooni läbiviimiseks vajalikud füüsikalised tingimused. Päikese kroonist, kus plasma temperatuur on ligikaudu 1 500 000 K, soojeneb Päikese pind kuni 6000 K, siit aurustub kütusesegu Päikese keemispinnalt päikesekrooniks. Kütusesegu jaoks piisab 6000 K temperatuurist, et Päikese aurude aurustumisjõu kujul tekiks Päikese raskusjõu ülekompositsioon. See kaitseb Päikese pinda ülekuumenemise eest ja hoiab selle pinna temperatuuri.

Põlemistsooni - päikesekrooni lähedal on füüsilised tingimused, mille korral aatomite suurus peaks 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. Ka Päikese koroonas asuvast termotuumareaktsiooni tsoonist ilmuvad kiirelt elektriliselt laetud osakesed ja liiguvad suure energiaga aurustuva kütuse suunas, samuti footonid - elektromagnetvälja kvantid, see kõik loob termotuumasünteesiks vajalikud füüsikalised tingimused.

Füüsikute klassikalistes kontseptsioonides ei omistata termotuumasünteesi mingil põhjusel põlemisprotsessile (see ei tähenda oksüdatiivset protsessi). Füüsika autoriteedid tulid välja ideega, et termotuumasüntees Päikesel kordab vulkaanilist protsessi planeedil, näiteks Maal. Sellest ka kogu arutluskäik, kasutatakse sarnasuse meetodit. Puuduvad tõendid selle kohta, et planeedi Maa tuumal oleks sula vedel olek. Isegi geofüüsika ei suuda sellistele sügavustele jõuda. Vulkaanide olemasolu ei saa võtta Maa vedela tuuma tõestuseks. Maa soolestikus, eriti madalal sügavusel, toimuvad füüsikalised protsessid, mida autoriteetsed füüsikud veel ei tea. Füüsikas pole ainsatki tõendit selle kohta, et termotuumasüntees toimub ühegi tähe sügavuses. Ja termotuumapommis ei korda termotuumasünteesi Päikese sisikonna mudelit.

Hoolikal visuaalsel uurimisel näeb Päike välja nagu sfääriline mahupõleti ja meenutab väga palju põlemist suurel maapinnal, kus pinna piiri ja põlemistsooni (päikese krooni prototüüp) vahel on tühimik, mille kaudu kandub maapinnale soojuskiirgus, mis aurustub ja näiteks põlemisaurud sisenevad tsooni.

On selge, et Päikese pinnal toimub selline protsess muudes, muudes füüsilistes tingimustes. Sarnased füüsikalised tingimused, parameetrite poolest üsna lähedased, kaasati juhitava termotuumareaktori konstruktsiooni väljatöötamisse, Lühike kirjeldus ja mille skemaatiline diagramm on toodud allpool esitatud patenditaotluses.

Patenditaotluse nr 2005123095/06(026016) kokkuvõte.

"Juhitud termotuumasünteesi meetod ja juhitav termotuumareaktor juhitava termotuumasünteesi rakendamiseks".

Selgitan juhitava termotuumasünteesi rakendamiseks deklareeritud juhitava termotuumareaktori meetodit ja tööpõhimõtet.

Riis. 1. Lihtsustatud elektriskeem UTYAR

Joonisel fig. 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 tahes temperatuur, mis on vajalik termilise protsessi käivitamiseks - alates 109...108 K ja alla selle, see sõltub loodud vajalikest füüsikalistest tingimustest.

Kõrge temperatuuriga tsoonis 4 põlemisprotsess toimub. 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 on sarnane gaasipõleti. Aga termotuumareaktor peaks selline olema ja loomulikult erinevad füüsikalised parameetrid sadu kordi näiteks gaasipõleti füüsikalistest parameetritest.

Termotuumasünteesi füüsiliste tingimuste kordamine Päikesel maapealsetes tingimustes – see on leiutise olemus.

Iga soojust genereeriv seade, mis kasutab põlemist, peab looma järgmised tingimused - tsüklid: kütuse ettevalmistamine, segamine, töötsooni (põlemistsooni) tarnimine, süütamine, põlemine (keemiline või tuumamuundumine), kuumadest gaasidest soojuse eemaldamine kiirguse ja konvektsiooni kujul ning põlemissaaduste eemaldamine. Ohtlike jäätmete korral - nende kõrvaldamine. Kõik see on kaetud menetluses oleva patendiga.

Füüsikute põhiargument Lawseni kriteeriumi täitmise kohta on täidetud - süütamise ajal elektrisädeme või laserkiirega, samuti põlemistsoonist aurustuva kütuseni peegelduvad kiired elektrilaengud osakesed, aga ka footonid - suure tihedusega energiaga elektromagnetvälja kvantid, temperatuur 109 ... Eks see ole viis ja meetod Lawseni kriteeriumi täitmiseks. Kuid kõik need füüsikalised parameetrid võivad muutuda välistegurite mõjul mõnele teisele füüsikalisele parameetrile. See on ikkagi oskusteave.

Vaatleme põhjuseid, miks termotuumasünteesi rakendamine teadaolevates termotuumareaktorites on võimatu.

16. Päikese termotuumareaktsiooni 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, et Päikese sees temperatuur, tihedus ja rõhk kasvavad koos sügavusega, ulatudes keskel 16 miljoni K-ni (mõnede sõnul 100 miljoni K), 160 g/cm 3 ja 3,5 10 11 baari. Päikese südamiku kõrge temperatuuri mõjul muutub vesinik heeliumiks suure hulga soojuse vabanemisega. 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. Tuntud üldtunnustatud seletused on vigased ega anna selget ja piisavat ettekujutust Päikese termodünaamika seaduste rikkumise põhjustest.

2. Termotuumapomm ja termotuumareaktor töötavad erinevatel tehnoloogilistel põhimõtetel, s.o. sarnaselt sarnased. Termotuumapommi laadset termotuumareaktorit on võimatu luua, millest tänapäevaste eksperimentaalsete termotuumareaktorite väljatöötamisel puudust tuntakse.

3. 1920. aastal pakkus autoriteetne füüsik Eddington ettevaatlikult Päikese termotuumareaktsiooni olemust, et rõhk ja temperatuur Päikese soolestikus on nii kõrged, et seal võivad toimuda termotuumareaktsioonid, mille käigus vesiniku tuumad (prootonid) ühinevad heelium-4 tuumaks. 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 on lihtne tuvastada ja mõõta.

4. Päikese neutriinode probleem. Päikese tuumas toimuvad tuumareaktsioonid põhjustavad suure hulga elektronneutriinode moodustumist. Päikese neutriinode teket, muundumisi ja arvukust vanade ideede järgi selgelt ei seletata ja piisab mitmest aastakümnest. Päikese termotuumasünteesi uutes kontseptsioonides selliseid 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 otsesest fotosfäärist lähtuvast soojuse voolust ei piisa krooni nii kõrge temperatuurini. Uus arusaam termotuumasünteesist Päikeses selgitab päikesekrooni sellise temperatuuri olemust. Siin toimuvad termotuumareaktsioonid.

6. Füüsikud unustavad, et TOKAMAKSi on vaja peamiselt kõrgtemperatuurse plasma sisaldamiseks ja ei midagi enamat. Olemasolevad ja loodavad TOKAMAKSid ei näe ette termotuumasünteesi läbiviimiseks vajalike spetsiaalsete füüsiliste tingimuste loomist. Millegipärast ei saa sellest keegi aru. Kõik usuvad kangekaelselt, et deuteerium ja triitium peaksid paljude miljonite temperatuuride juures hästi põlema. Miks äkki? Tuuma sihtmärk lihtsalt plahvatab kiiresti, mitte ei põle. Vaadake tähelepanelikult, kuidas toimub TOKAMAKis tuumapõlemine. Selline tuumaplahvatus suudab ainult reaktori tugevat magnetvälja väga kinni hoida suured suurused(lihtsalt arvutatav), aga siis kasutegur jaoks oleks selline reaktor vastuvõetamatu tehniline rakendus. Ootel patendis on fusioonplasma piiramise probleem kergesti lahendatav.

Teadlaste selgitused Päikese sooltes toimuvate protsesside kohta ei ole piisavad termotuumasünteesi põhjalikuks mõistmiseks. Keegi pole piisavalt hästi läbi mõelnud kütuse ettevalmistamise protsesse, soojuse ja massi ülekande protsesse sügavusel, väga rasketes kriitilistes tingimustes. Näiteks kuidas ja millistel tingimustel tekib plasma termotuumasünteesi sügavusel? Kuidas ta käitub jne. TOKAMAKS on ju tehniliselt selliselt paigutatud.

Niisiis, uus termotuumasünteesi idee lahendab kõik selle valdkonna olemasolevad tehnilised ja teoreetilised probleemid.

P.S. Raske pakkuda lihtsad tõed inimesed, kes aastakümneid uskusid teaduslike autoriteetide arvamusi (eeldusi). Uue avastuse mõistmiseks piisab, kui iseseisvalt üle vaadata, mis on aastaid olnud dogma. Kui uus väide füüsilise mõju olemuse kohta tekitab kahtlusi vanade eelduste tõesuses, tõestage esmalt tõde endale. Seda peaks tegema iga tõeline teadlane. Termotuumasünteesi avastamist päikesekoroonis tõestab eelkõige visuaalne. Termotuumapõlemine ei toimu mitte Päikese soolestikus, vaid selle pinnal. See on eriline tulekahju. Paljudel Päikese fotodel ja piltidel on näha, kuidas toimub põlemisprotsess, kuidas toimub plasma moodustumise protsess.

1. Kontrollitav termotuumasünteesi. Vikipeedia.

2. Velikhov E.P., Mirnov S.V. Kontrollitud termotuumasüntees on jõudmas finišisse. Troitski innovatsiooni ja termotuumauuringute instituut. vene keel teaduskeskus"Kurtšatovi instituut", 2006.

3. Llewellyn-Smith K. Teel termotuumaenergeetika 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. Ühtsed kõikumised.

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"

> Millest Päike koosneb?

Uuri välja, millest päike tehtud on: tähe ehituse ja koostise kirjeldus, keemiliste elementide loetelu, kihtide arv ja omadused koos fotoga, diagramm.

Maalt näeb Päike välja nagu sile tulekera ja enne päikeselaikude avastamist koomiksilaeva Galileo poolt arvasid paljud astronoomid, et see on täiusliku kujuga ja puudusteta. Nüüd me teame seda Päike on välja mõeldud mitmest kihist, nagu Maa, millest igaüks täidab oma funktsiooni. See Päikese struktuur, nagu massiivne ahi, on kogu maapealse maise elu jaoks vajaliku energia tarnija.

Millistest elementidest päike koosneb?

Kui saaksite tähe lahti võtta ja koostiselemente võrrelda, saaksite aru, et koostis koosneb 74% vesinikust ja 24% heeliumist. Samuti koosneb Päike 1% hapnikust ja ülejäänud 1% on sellised perioodilisuse tabeli keemilised elemendid nagu kroom, kaltsium, neoon, süsinik, magneesium, väävel, räni, nikkel, raud. Astronoomid usuvad, et heeliumist raskem element on metall.

Kuidas kõik need Päikese elemendid tekkisid? Big Bang tootis vesinikku ja heeliumi. Universumi tekke alguses ilmus elementaarosakestest esimene element, vesinik. Kõrge temperatuuri ja rõhu tõttu olid tingimused Universumis nagu tähe tuumas. Hiljem sulatati vesinik heeliumiks seni, kuni universumis oli termotuumasünteesi reaktsiooni toimumiseks kõrge temperatuur. Olemasolevad vesiniku ja heeliumi proportsioonid, mis praegu universumis on, tekkisid pärast Suurt Pauku ega muutunud.

Ülejäänud Päikese elemendid on loodud teistes tähtedes. Tähtede tuumades toimub pidevalt vesiniku sulandumine heeliumiks. Pärast kogu hapniku tootmist südamikus lähevad nad üle raskemate elementide, nagu liitium, hapnik, heelium, tuumasünteesile. Palju raskemetallid, mis asuvad Päikesel, tekkisid teistes tähtedes nende eluea lõpus.

Raskeimate elementide, kulla ja uraani moodustumine toimus siis, kui meie Päikesest mitu korda suuremad tähed plahvatasid. Sekundi murdosa jooksul musta augu tekkimisest põrkasid elemendid suurel kiirusel kokku ja tekkisid kõige raskemad elemendid. Plahvatus paiskas need elemendid laiali üle universumi, kus need aitasid moodustada uusi tähti.

Meie Päike on kogunud Suure Paugu loodud elemente, elemente surevatest tähtedest ja osakesi tähtede uutest detonatsioonidest.

Millised on Päikese kihid?

Esmapilgul on Päike vaid heeliumi ja vesiniku pall, kuid lähemal vaatlusel selgub, et ta koosneb erinevatest kihtidest. Südamiku poole liikudes tõusevad temperatuur ja rõhk, mille tulemusena tekkisid kihid, kuna vesinikul ja heeliumil on erinevates tingimustes erinevad omadused.

päikese tuum

Alustame liikumist läbi kihtide Päikese koostise tuumast väliskihini. Päikese sisekihis - südamikus on temperatuur ja rõhk väga kõrged, aidates kaasa tuumasünteesi voolule. Päike tekitab vesinikust heeliumi aatomeid, selle reaktsiooni tulemusena tekib valgus ja soojus, mis ulatuvad kuni. On üldtunnustatud seisukoht, et Päikese temperatuur on umbes 13 600 000 Kelvinit ja tuuma tihedus on 150 korda suurem kui vee tihedus.

Teadlased ja astronoomid usuvad, et Päikese tuum ulatub umbes 20% Päikese raadiuse pikkusest. Ja tuuma sees aitab kõrge temperatuur ja rõhk vesinikuaatomeid prootoniteks, neutroniteks ja elektronideks lõhkuda. Päike muudab need heeliumi aatomiteks, hoolimata nende vabalt hõljuvast olekust.

Sellist reaktsiooni nimetatakse eksotermiliseks. Selle reaktsiooni käigus eraldub suur kogus soojust, mis võrdub 389 x 10 31 J. sekundis.

Päikese kiirgustsoon

See tsoon pärineb tuuma piirilt (20% päikese raadiusest) ja ulatub kuni 70% päikese raadiusest. Selle tsooni sees on päikeseaine, mis on koostiselt üsna tihe ja kuum, mistõttu soojuskiirgus läbib seda soojust kaotamata.

Päikese tuuma sees toimub tuumasünteesi reaktsioon – heeliumi aatomite teke prootonite ühinemise tulemusena. Selle reaktsiooni tulemusena tekib suur hulk gammakiirgust. Selle protsessi käigus eralduvad energia footonid, mis seejärel neelduvad kiirgustsoonis ja kiirgavad uuesti välja erinevad osakesed.

Footoni trajektoori nimetatakse "juhuslikuks jalutuskäiguks". Selle asemel, et liikuda sirgel teel Päikese pinnale, liigub footon siksakiliselt. Selle tulemusena vajab iga footon Päikese kiirgustsooni ületamiseks ligikaudu 200 000 aastat. Ühelt osakeselt teisele üle minnes kaotab footon energiat. Maa jaoks on see hea, sest me saaksime vastu võtta ainult Päikeselt tulevat gammakiirgust. Kosmosesse kukkunud footon vajab Maale liikumiseks 8 minutit.

Paljudel tähtedel on kiirgustsoonid ja nende suurus sõltub otseselt tähe skaalast. Mida väiksem on täht, seda väiksemad on tsoonid, millest enamiku hõivab konvektiivtsoon. Väikseimatel tähtedel võivad puududa kiirgustsoonid ja konvektiivtsoon ulatub tuumani. Suurimate tähtede puhul on olukord vastupidine, kiirgustsoon ulatub maapinnani.

konvektiivne tsoon

Konvektiivne tsoon asub väljaspool kiirgustsooni, kus Päikese sisemine soojus voolab läbi kuuma gaasi sammaste.

Peaaegu kõigil tähtedel on selline tsoon. Meie Päikesel ulatub see 70% Päikese raadiusest pinnani (fotosfäärini). Tähe sügavuses, päris tuumas olev gaas kuumeneb ja tõuseb pinnale nagu vahamullid lambis. Tähe pinnale jõudes toimub soojuskadu, jahtudes vajub gaas tagasi keskele, soojusenergia uuenemiseks. Näiteks võite tuua poti keeva veega tulele.

Päikese pind on nagu lahtine pinnas. Need ebakorrapärasused on kuuma gaasi sambad, mis kannavad soojust Päikese pinnale. Nende laius ulatub 1000 km-ni ja hajumise aeg 8-20 minutini.

Astronoomid usuvad, et väikese massiga tähtedel, näiteks punastel kääbustel, on ainult tuumani ulatuv konvektiivtsoon. Neil puudub kiirgustsoon, mida ei saa öelda Päikese kohta.

Fotosfäär

Ainus Maalt nähtav Päikese kiht on . Selle kihi all muutub Päike läbipaistmatuks ja astronoomid kasutavad meie tähe sisemuse uurimiseks muid meetodeid. Pinnatemperatuurid kuni 6000 kelvinit helendavad Maalt nähtavalt kollakasvalgelt.

Päikese atmosfäär asub fotosfääri taga. Seda Päikese osa, mis on päikesevarjutuse ajal nähtav, nimetatakse.

Päikese struktuur diagrammil

NASA on spetsiaalselt hariduslikel eesmärkidel välja töötanud Päikese struktuuri ja koostise skemaatilise esituse, mis näitab iga kihi temperatuuri:

• (Nähtav, IR- ja UV-kiirgus) on nähtav kiirgus, infrapunakiirgus ja ultraviolettkiirgus. Nähtav kiirgus on valgus, mida näeme päikeselt tulevat. Infrapunakiirgus on soojus, mida me tunneme. Ultraviolettkiirgus on kiirgus, mis annab meile päevituse. Päike tekitab neid kiirgusi üheaegselt.
• (Photosphere 6000 K) – fotosfäär on Päikese ülemine kiht, selle pind. Temperatuur 6000 kelvinit võrdub 5700 kraadi Celsiuse järgi.
• Raadiokiirgus – lisaks nähtavale kiirgusele, infrapunakiirgusele ja ultraviolettkiirgusele saadab Päike välja raadioemissioone, mille astronoomid on tuvastanud raadioteleskoobiga. Sõltuvalt päikeselaikude arvust see emissioon suureneb ja väheneb.
• Coronal Hole (tõlkes Coronal hole) – need on kohad Päikesel, kus koroonal puudub suurem tihedus plasma, selle tulemusena on see tumedam ja külmem.
• 2100000 K (2100000 Kelvinit) – Päikese kiirgusvööndis on selline temperatuur.
• Konvektiivne tsoon/Turbulentne konvektsioon (trans. Convective zone/Turbulent convection) – Need on kohad Päikesel, kus südamiku soojusenergia kantakse üle konvektsiooni teel. Plasmasambad jõuavad pinnale, annavad soojust ja tormavad uuesti alla, et uuesti kuumeneda.
• Coronal loops (trans. Coronal loops) - plasmast koosnevad silmused Päikese atmosfääris, mis liiguvad mööda magnetjooni. Need näevad välja nagu tohutud kaared, mis ulatuvad maapinnast kümnete tuhandete kilomeetrite kaugusele.
• Tuum (per. Core) on päikese süda, milles toimub tuumasünteesi, kasutades kõrget temperatuuri ja rõhku. Kogu päikeseenergia tuleb tuumast.
• 14 500 000 K (14 500 000 Kelvini kohta) – Päikese tuuma temperatuur.
• Kiirgusvöönd (tõlkes Radiation Zone) – Päikese kiht, kuhu kiirguse abil energiat edastatakse. Footon ületab kiirgustsooni üle 200 000 ja läheb avakosmosesse.
• Neutriinod (trans. Neutrino) on tuumasünteesireaktsiooni tulemusena Päikesest väljuvad tühised osakesed. Igas sekundis läbivad inimkeha sajad tuhanded neutriinod, kuid need ei too meile mingit kahju, me ei tunne neid.
• Chromospheric Flare (tõlkes Chromospheric Flare) – meie tähe magnetväli võib väänduda ja seejärel järsult erinevates vormides puruneda. Magnetväljade katkemise tagajärjel tekivad võimsad röntgenkiirte sähvatused, mis lähtuvad Päikese pinnalt.
• Magnetvälja silmus – Päikese magnetväli asub fotosfääri kohal ja on nähtav kuuma plasma liikumisel Päikese atmosfääris mööda magnetilisi jooni.
• Täpp – Päikeselaik (tõlkes Päikeselaigud) – Need on kohad Päikese pinnal, kus magnetväljad läbivad Päikese pinda ja temperatuur on madalam, sageli ahelas.
• Energeetilised osakesed (trans. Energetic particles) – need pärinevad Päikese pinnalt, mille tulemusena tekib päikesetuul. Päikesetormide korral ulatub nende kiirus valguse kiiruseni.
• Röntgenikiirgus (trans. X-rays) – inimsilmale nähtamatud kiired, mis tekivad Päikesel sähvatusel.
• Heledad laigud ja lühiealised magnetpiirkonnad (trans. Bright spots and short-life magnetic regions) – Temperatuuride erinevuste tõttu tekivad Päikese pinnale heledad ja tuhmid laigud.

Alates 1930. aastatest pole astrofüüsikutel olnud kahtlustki, et valguselementide tuumareaktsioonidest suudab spektri-heleduse diagrammi põhijärjestuses tähtede kiirgust piisavalt kaua ja energeetiliselt säilitada ainult heeliumi moodustumine vesinikust. Teised reaktsioonid kestavad kas liiga lühikest aega (muidugi kosmilises mastaabis!) Või annavad liiga vähe energiat.

Nelja vesiniku tuuma otsene ühinemise tee heeliumi tuumaks osutus aga võimatuks: tähtede sisemuses toimuv vesiniku heeliumiks muutumise reaktsioon peab kulgema "ringteid".

Esimene viis seisneb kahe esimese vesinikuaatomi järjestikuses ühendamises, seejärel neile kolmanda lisamises ja nii edasi.

Teine võimalus on muuta vesinik lämmastiku ja eriti süsinikuaatomite "abiga" heeliumiks.

Kuigi esimene viis näib olevat lihtsam, ei nautinud ta pikka aega "nõuetekohast austust" ja astrofüüsikud uskusid, et peamine reaktsioon, mis tähtedele energiat toidab, on teine ​​​​tee - "süsinikuring".

Neli prootonit ehitavad heeliumi tuuma, mis iseenesest ei tahaks kunagi moodustada α-osakest, kui süsinik neid ei aitaks.

Nende reaktsioonide ahelas mängib süsinik vajaliku kaasosalise ja justkui organiseerija rolli. IN keemilised reaktsioonid on ka selliseid kaasosalisi, keda nimetatakse katalüsaatoriteks.

Heeliumi ehitamisel energiat mitte ainult ei kulutata, vaid see, vastupidi, vabaneb. Tõepoolest, teisenduste ahelaga kaasnes kolme γ-kvanti ja kahe positroni emissioon, mis samuti muutusid γ-kiirguseks. Saldo on: 10 -5 (4·1,00758-4,00390) = 0,02642·10 -5 aatommassi ühikut.

Selle massiga seotud energia vabaneb tähe soolestikus, imbudes aeglaselt pinnale ja kiirgades seejärel maailmaruumi. Heeliumitehas töötab tähtedes pidevalt, kuni tooraine ehk vesinik saab otsa. Mis edasi saab, räägime edasi.

Süsinik kui katalüsaator kestab lõputult.

Temperatuuridel suurusjärgus 20 miljonit kraadi on süsinikuringe reaktsioonide toime võrdeline temperatuuri 17. kraadiga! Mingil kaugusel tähe keskpunktist, kus temperatuur on vaid 10% madalam, langeb energia tootmine 5 korda ja seal, kus see on poolteist korda madalam, langeb see 800 korda! Seetõttu ei toimu juba kesksest, kõige hõõguvamast piirkonnast kaugel heeliumi moodustumist vesiniku tõttu. Ülejäänud vesinik muutub heeliumiks pärast seda, kui gaaside segunemine viib selle "tehase" territooriumile - tähe keskele.

Viiekümnendate alguses sai selgeks, et 20 miljoni kraadise ja veelgi enam madalamal temperatuuril on prootoni-prootoni reaktsioon veelgi tõhusam, tuues kaasa ka vesiniku kadumise ja heeliumi moodustumise. Tõenäoliselt kulgeb see sellises transformatsioonide ahelas.

Kaks prootonit, põrkuvad, kiirgavad positroni ja valguskvanti, muutudes vesiniku raskeks isotoobiks suhtelise aatommassiga 2. Viimane muutub pärast teise prootoniga ühinemist vesiniku kerge isotoobi aatomiks suhtelise aatommassiga 2. Viimane pärast ühinemist teise prootoniga, kiirgab valgust aatomiks, mille suhteline aatommass on 3. kiirguse vorm. Kui selliseid kergeid heeliumi aatomeid on kogunenud piisavalt, siis nende tuumad põrkuvad, moodustades normaalse heeliumi aatomi suhtelise aatommassiga 4 ja kaks prootonit koos energiakvantiga. Niisiis kaotas selles protsessis kolm prootonit ja ilmus kaks - üks prooton vähenes, kuid energiat eraldati kolm korda.

Ilmselt ammutavad Päike ja heledusspektri diagrammi jahedamad põhijärjestuse tähed oma energia sellest allikast.

Kui kogu vesinik on muundatud heeliumiks, võib täht siiski eksisteerida, muutes heeliumi raskemateks elementideks. Näiteks on protsessid järgmised:

4 2 He + 4 2 He → 8 4 Be + kiirgus,

4 2 He + 8 4 Be → 12 6 C + kiirgus.

Sel juhul annab üks heeliumiosake energiaväljundi, mis on 8 korda väiksem, kui see annab sama osakese ülalkirjeldatud süsinikuringes.

Hiljuti on füüsikud leidnud, et mõnes tähes võimaldavad füüsikalised tingimused isegi raskemate elementide, näiteks raua, esinemist ja arvutavad saadud elementide osakaalu vastavalt looduses leiduvatele elementide rohkusele.

Hiidtähtede keskmine energiatoodang massiühiku kohta on palju suurem kui Päikesel. Siiski puudub endiselt üldtunnustatud seisukoht punaste hiidtähtede energiaallikate kohta. Nendes olevad energiaallikad ja nende struktuur pole meile veel selged, kuid ilmselt saavad need varsti teada. Vastavalt V.V. Sobolev, punastel hiiglastel võib olla sama struktuur kui kuumadel hiiglastel ja neil on samad energiaallikad. Kuid neid ümbritseb tohutu haruldane ja külm õhkkond, mis annab neile "külmade hiiglaste" välimuse.

Mõne raske aatomi tuumad võivad tekkida tähtede sisemuses tänu kergemate aatomite kombinatsioonile ja teatud tingimustel isegi nende atmosfääris.

Mis on päikeseenergia allikas? Millised on protsessid, mille käigus toodetakse tohutult energiat? 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 meteooriosakeste 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. Aastaks on see 6 * 1022 kg ja Päikese eksisteerimise ajal 5 miljardi aasta jooksul 3 * 1032 kg. Päikese mass on M = 2 * 1030 kg, seega viie miljardi aasta pärast oleks ainet Päikesele pidanud langema 150 korda rohkem kui Päikese mass.

Teise hüpoteesi esitasid 19. sajandi keskel ka Helmholtz ja Kelvin. Nad väitsid, et Päike kiirgab, tõmbub kokku 60–70 meetrit aastas. Kokkutõmbumise põhjuseks on Päikese osakeste 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 Kuu pinnase geoloogiliste proovide elementide radioaktiivse lagunemise analüüsist.

Kolmanda hüpoteesi päikeseenergia võimalike allikate kohta esitas James Jeans 20. sajandi alguses. Ta väitis, et Päikese sügavused sisaldavad raskeid radioaktiivseid elemente, mis lagunevad iseeneslikult, samal ajal kui energia eraldub. Näiteks uraani muundumisega tooriumiks ja seejärel pliiks kaasneb energia vabanemine. Selle hüpoteesi hilisem analüüs näitas ka selle ebaõnnestumist; ainult uraanist koosnev täht ei eraldaks Päikese vaadeldava heleduse tagamiseks piisavalt energiat. Lisaks on tähti, mis on meie tähest kordades heledamad. On ebatõenäoline, et need tähed sisaldaksid ka rohkem radioaktiivset materjali.

Kõige tõenäolisemaks hüpoteesiks osutus hüpotees elementide sünteesist tähtede sisemuses toimuvate tuumareaktsioonide tulemusena.

1935. aastal püstitas Hans Bethe hüpoteesi, et vesiniku heeliumiks muundamise termotuumareaktsioon võib olla päikeseenergia allikas. Selle eest sai Bethe Nobeli preemia aastal 1967.

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 termotuumasünteesi käigus tähtedes vesiniku "põlemisel". Sellise tähe nagu Päikese iseloomulik eluiga on kümme miljardit aastat.

Peamine energiaallikas - prootoni-prootoni tsükkel - on väga aeglane reaktsioon (iseloomulik aeg 7,9 * 109 aastat), kuna see on tingitud nõrgast interaktsioonist. Selle olemus seisneb selles, et neljast prootonist saadakse heeliumi tuum. Sel juhul eraldub paar positronit ja paar neutriinot, samuti 26,7 MeV energiat. Päikese poolt kiiratavate neutriinode arvu sekundis määrab ainult Päikese heledus. Alates 26,7 MeV vabanemisest sünnib 2 neutriinot, on neutriinode emissioonimäär: 1,8 * 1038 neutriinot / s.

Selle teooria otsene test on päikeseneutriinode vaatlemine. Kõrge energiaga neutriinod (boor) registreeritakse kloori-argooni katsetes (Davise katsed) ja need näitavad järjekindlalt neutriinode puudumist võrreldes standardse päikesemudeli teoreetilise väärtusega. Madala energiatarbega neutriinod, mis tekivad vahetult pp reaktsioonis, registreeritakse gallium-germaaniumi katsetes (GALLEX Gran Sassos (Itaalia-Saksamaa) ja SAGE Baksanis (Venemaa-USA)); need on ka "kadunud".

Mõnede eelduste kohaselt, kui neutriinode puhkemass on nullist erinev, on võimalikud erinevat tüüpi neutriinode võnkumised (transformatsioonid) (Mihhejevi – Smirnovi – Wolfensteini efekt) (neutriinosid on kolme tüüpi: elektron-, müüon- ja tauoonneutriinod). Sest teistel neutriinodel on ainega interaktsiooni ristlõiked palju väiksemad kui elektronidel, täheldatud puudujääki saab seletada muutmata Päikese standardmudelit, mis on ehitatud kogu astronoomiliste andmete kogumi põhjal.

Igas sekundis taaskasutab Päike umbes 600 miljonit tonni vesinikku. Tuumakütuse varud jätkuvad veel viieks miljardiks aastaks, misjärel muutub see tasapisi valgeks kääbuseks.

Päikese keskosad kahanevad, soojenevad ja väliskestale ülekantav soojus viib selle paisumiseni tänapäevaste omadega võrreldes koletu suurusteni: Päike paisub nii palju, et neelab Merkuuri, Veenuse ja kulutab “kütust” praegusest sada korda kiiremini. See suurendab Päikese suurust; meie tähest saab punane hiiglane, mille suurus on võrreldav kaugusega Maast Päikeseni! Elu Maal kaob või leiab kodu välistel planeetidel.

Loomulikult teavitatakse meid sellisest sündmusest ette, kuna üleminek uude etappi võtab aega ligikaudu 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 kokkutõmbumis- ja paisumistsüklite etappi. Viimases etapis kaotab meie täht oma väliskesta, kesksüdamiku tihedus ja suurus on nagu Maal uskumatult suur. Möödub veel mõni miljard aastat ja Päike jahtub, muutudes valgeks kääbuseks.