Izvor sunčeve energije

Znanje je moć

Ciklus ugljika

Kako se vodik pretvara u helij u unutrašnjosti zvijezda? Prvi odgovor na ovo pitanje neovisno su pronašli Hans Bethe u SAD-u i Karl-Friedrich von Weizsäcker godine. Njemačka. Godine 1938. otkrili su prvu reakciju koja pretvara vodik u helij i mogla bi osigurati energiju potrebnu za održavanje života zvijezda. Vrijeme za to je došlo: 11. srpnja 1938. Weizsäckerov rukopis primilo je uredništvo časopisa „Zeitschrift für Physik“, a 7. rujna iste godine Betheov rukopis primilo je uredništvo časopisa „Physical Pregled". Oba rada ocrtavaju otkriće ciklusa ugljika. Bethe i Critchfield već su 23. lipnja poslali rad koji sadrži najvažniji dio proton-proton ciklusa.

Ovaj proces je prilično kompliciran. Da bi se on dogodio, potrebno je da u zvijezdama osim vodika budu prisutni i atomi drugih elemenata, poput ugljika. Jezgre ugljikovih atoma imaju ulogu katalizatora. O katalizatorima znamo dobro iz kemije. Protoni se vežu za jezgre ugljika i tamo nastaju atomi helija. Zatim jezgra ugljika istiskuje jezgre helija nastale od protona, a sama ostaje nepromijenjena kao rezultat tog procesa.

Slika prikazuje dijagram ove reakcije, koja izgleda kao zatvoreni ciklus. Razmotrite ovu reakciju, počevši od vrha slike. Proces počinje sudarom jezgre atoma vodika s jezgrom ugljika s masenim brojem 12. To označavamo kao C 12 . Zbog efekta tuneliranja, proton može nadvladati električne sile odbijanja jezgre ugljika i spojiti se s njom.

Transformacija vodika u helij u ugljikovom ciklusu Betheovih reakcija u unutrašnjosti zvijezda. Crvene valovite strelice pokazuju da atom emitira kvantu elektromagnetskog zračenja.

Nova jezgra već se sastoji od trinaest teških elementarne čestice. Zbog pozitivnog naboja protona povećava se naboj izvorne ugljikove jezgre. U ovom slučaju pojavljuje se jezgra dušika s masenim brojem 13. Označava se kao N 13. Ovaj izotop dušika je radioaktivan i nakon nekog vremena emitira dvije čestice svjetlosti: pozitron i neutrino - elementarnu česticu o kojoj ćemo kasnije čuti. Tako se jezgra dušika pretvara u jezgru ugljika s masenim brojem 13, tj. u C 13. Ova jezgra ponovno ima isti naboj kao jezgra ugljika na početku ciklusa, ali je njezin maseni broj već za jedan veći. Sada imamo jezgru drugog izotopa ugljika. Ako se drugi proton sudari s tom jezgrom, tada se ponovno pojavljuje jezgra dušika. Međutim, sada ima maseni broj 14, što je N 14. Ako se novi atom dušika sudari s drugim protonom, pretvara se u O 15, tj. u jezgru kisika masenog broja 15. Ta je jezgra također radioaktivna, opet emitira pozitron i neutrino i prelazi u N 15 - dušik masenog broja 15. Vidimo da je proces započeo s ugljikom mase broja 12 i dovela do pojave dušika s masenim brojem 15. Dakle, sekvencijalno dodavanje protona dovodi do pojave sve težih jezgri. Neka se još jedan proton pridruži jezgri N 15, tada iz nastale jezgre izlete dva protona i dva neutrona koji tvore jezgru helija. Teška jezgra pretvara se natrag u izvornu ugljikovu jezgru. Krug je zatvoren.

Kao rezultat toga, četiri protona se spajaju u jezgru helija: vodik se pretvara u helij. Ovaj proces oslobađa dovoljno energije da zvijezde zasjaju milijardama godina.

Zagrijavanje zvjezdane tvari ne događa se u svim fazama reakcijskog lanca koji smo razmotrili. Zvjezdana se tvar zagrijava dijelom zahvaljujući kvantima elektromagnetskog zračenja, koji svoju energiju predaju zvjezdanom plinu, a dijelom zahvaljujući pozitronima, koji gotovo odmah anihiliraju sa slobodnim elektronima zvjezdanog plina. Anihilacija pozitrona i elektrona također proizvodi kvante elektromagnetskog zračenja. Energija tih kvanta prenosi se na zvjezdanu tvar. Mali dio oslobođene energije odnosi se sa zvijezde zajedno s neutrinima koji bježe. Kasnije ćemo razmotriti neka nejasna pitanja u vezi s neutrinima.

Godine 1967. Bethe je dobio Nobelovu nagradu za fiziku za svoje otkriće ugljikovog ciklusa, koje je napravio 1938. godine zajedno s von Weizsäckerom. Nobelov komitet je u ovom slučaju očito zaboravio da čast ovog otkrića nije pripala samo Betheu.

Znamo da se ciklička transformacija događa u prisutnosti elemenata katalizatora: ugljika i dušika. No sva tri elementa ne moraju nužno biti prisutna u zvjezdanom interijeru. Jedan od njih je sasvim dovoljan. Ako započne barem jedna reakcija ciklusa, tada će elementi katalizatora nastati kao rezultat sljedećih faza reakcija. Štoviše, pojava cikličke reakcije dovodi do pojave vrlo određenog kvantitativnog odnosa između nevoljnih izotopa. Ovaj kvantitativni omjer ovisi o temperaturi na kojoj se odvija ciklus. Astrofizičari sada mogu, koristeći svoje spektroskopske metode, provesti prilično preciznu kvantitativnu analizu kozmičke materije. Na temelju omjera između količina izotopa C 12, C 13, N 14 i N 15 često je moguće utvrditi ne samo da se transformacija tvari kroz ciklus ugljika odvija u unutrašnjosti zvijezde, već i na kojoj temperaturi ove reakcije se javljaju. Međutim, vodik se može pretvoriti u helij ne samo kroz ciklus ugljika. Uz reakcije kruženja ugljika događaju se i druge, jednostavnije transformacije. Oni daju glavni doprinos (barem na Suncu) oslobađanju energije. Zatim ćemo prijeći na razmatranje ovih reakcija.

Za razumijevanje procesa rađanja i razvoja ideja o termonuklearnoj fuziji na Suncu potrebno je poznavati povijest ljudskih ideja o razumijevanju tog procesa. Mnogo je nerješivih teorijskih i tehnoloških problema u stvaranju kontroliranog termonuklearnog reaktora u kojem se odvija proces kontrolirane termonuklearne fuzije. Mnogi znanstvenici, a posebno znanstveni dužnosnici, nisu upoznati s poviješću ove problematike.

Upravo je nepoznavanje povijesti shvaćanja čovječanstva i razumijevanja termonuklearne fuzije na Suncu dovelo do pogrešnih postupaka tvoraca termonuklearnih reaktora. To dokazuje šezdesetogodišnji neuspjeh rada na stvaranju kontroliranog termonuklearnog reaktora, rasipnog otpada golemih Novac mnoge razvijene zemlje. Najvažniji i nepobitan dokaz: kontrolirani termonuklearni reaktor nije stvoren već 60 godina. Štoviše, poznati znanstveni autoriteti u medijima obećavaju stvaranje kontroliranog termonuklearnog reaktora (CTR) za 30...40 godina.

2. Occamova britva

“Occamova britva” metodološki je princip nazvan po engleskom franjevačkom redovniku i nominalističkom filozofu Williamu. U pojednostavljenom obliku, kaže: "Ne biste trebali umnožavati postojeće stvari bez potrebe" (ili "Ne biste trebali privlačiti nove entitete osim ako je to apsolutno neophodno"). Ovo načelo čini temelj metodološkog redukcionizma, koji se naziva i načelo štedljivosti ili zakon ekonomije. Ponekad je to načelo izraženo riječima: "Ono što se može objasniti manjim ne treba izraziti većim."

U moderna znanost Occamova britva obično se odnosi na općenitije načelo koje kaže da ako postoji nekoliko logički dosljednih definicija ili objašnjenja fenomena, onda se ono najjednostavnije treba smatrati točnim.

Sadržaj načela može se pojednostaviti na sljedeće: nema potrebe uvoditi složene zakone da bi se objasnio fenomen ako se taj fenomen može objasniti jednostavnim zakonima. Sada je ovo načelo moćno oruđe znanstvene kritičke misli. Sam Occam formulirao je ovo načelo kao potvrdu postojanja Boga. Njima se, smatra, definitivno sve može objasniti bez unošenja ičega novoga.

Preformulirano jezikom informacijske teorije, načelo Occamove britve kaže da je najtočnija poruka poruka minimalne dužine.

Albert Einstein preformulirao je princip Occamove britve na sljedeći način: "Sve treba pojednostaviti što je više moguće, ali ne više."

3. O početku ljudskog shvaćanja i predstavljanja termonuklearne fuzije na Suncu

Dugo su svi stanovnici Zemlje shvaćali činjenicu da Sunce grije Zemlju, ali izvori sunčeve energije svima su ostali nejasni. Godine 1848. Robert Mayer iznio je hipotezu o meteoritima, prema kojoj se Sunce zagrijava bombardiranjem meteorita. Međutim, s tako potrebnim brojem meteorita, Zemlja bi se također jako zagrijala; osim toga, zemljini geološki slojevi sastojali bi se uglavnom od meteorita; konačno, masa Sunca se morala povećati, a to bi utjecalo na kretanje planeta.

Stoga su u drugoj polovici 19. stoljeća mnogi istraživači smatrali najvjerodostojnijom teoriju koju su razvili Helmholtz (1853.) i Lord Kelvin, koji su sugerirali da se Sunce zagrijava zbog spore gravitacijske kompresije (“Kelvin-Helmholtzov mehanizam”). Proračuni koji se temelje na ovom mehanizmu procijenili su maksimalnu starost Sunca na 20 milijuna godina, a vrijeme nakon kojeg će se Sunce ugasiti ne više od 15 milijuna.Međutim, ta je hipoteza bila u suprotnosti s geološkim podacima o starosti stijena, koji su upućivali na mnogo veće brojke. Na primjer, Charles Darwin primijetio je da se erozija vendskih naslaga nastavila najmanje 300 milijuna godina. Međutim, enciklopedija Brockhaus i Efron jedinim prihvatljivim smatra gravitacijski model.

Tek je u 20. stoljeću pronađeno “ispravno” rješenje za ovaj problem. Rutherford je u početku pretpostavio da je izvor Sunčeve unutarnje energije radioaktivni raspad. Godine 1920. Arthur Eddington je sugerirao da su tlak i temperatura u unutrašnjosti Sunca toliko visoki da se ondje mogu dogoditi termonuklearne reakcije u kojima se jezgre vodika (protoni) spajaju u jezgru helija-4. Budući da je masa potonjeg manja od zbroja masa četiri slobodna protona, tada je dio mase u ovoj reakciji, prema Einsteinovoj formuli E = mc 2, pretvara u energiju. Činjenicu da vodik prevladava u sastavu Sunca potvrdila je 1925. Cecilia Payne.

Teoriju nuklearne fuzije razvili su 1930-ih astrofizičari Chandrasekhar i Hans Bethe. Bethe je detaljno izračunao dvije glavne termonuklearne reakcije koje su izvori sunčeve energije. Konačno, 1957. godine pojavio se rad Margaret Burbridge "Sinteza elemenata u zvijezdama", u kojem je prikazano i sugerirano da je većina elemenata u svemiru nastala kao rezultat nukleosinteze koja se odvijala u zvijezdama.

4. Svemirsko istraživanje Sunca

Eddingtonovi prvi radovi kao astronoma bili su vezani uz proučavanje kretanja zvijezda i strukture zvjezdanih sustava. Ali njegova glavna zasluga je što je stvorio teoriju o unutarnjoj strukturi zvijezda. Duboko prodiranje u fizičku bit fenomena i ovladavanje metodama složenih matematičkih izračuna omogućilo je Eddingtonu da dobije niz temeljnih rezultata u takvim područjima astrofizike kao što su unutarnja struktura zvijezda, stanje međuzvjezdane tvari, kretanje i raspodjela zvijezda u Galaksiji.

Eddington je izračunao promjere nekih zvijezda crvenih divova i odredio gustoću patuljastog satelita zvijezde Sirius - pokazalo se da je neobično visoka. Eddingtonov rad na određivanju gustoće zvijezde dao je poticaj za razvoj fizike supergustog (degeneriranog) plina. Eddington je bio dobar prevoditelj opća teorija Einsteinova relativnost. Izveo je prvi eksperimentalni test jednog od učinaka predviđenih ovom teorijom: otklona svjetlosnih zraka u gravitacijskom polju masivne zvijezde. To mu je uspjelo tijekom potpune pomrčine Sunca 1919. godine. Zajedno s drugim znanstvenicima, Eddington je postavio temelje modernih spoznaja o građi zvijezda.

5. Termonuklearna fuzija - izgaranje!?

Što je, vizualno, termonuklearna fuzija? U osnovi je to izgaranje. No jasno je da se radi o izgaranju vrlo velike snage po jedinici volumena prostora. I jasno je da se ne radi o procesu oksidacije. Ovdje u procesu izgaranja sudjeluju i drugi elementi koji također gore, ali pod posebnim fizikalnim uvjetima.

Sjetimo se izgaranja.

Kemijsko izgaranje je složen fizikalno-kemijski proces pretvaranja sastojaka zapaljive smjese u produkte izgaranja uz oslobađanje toplinskog zračenja, svjetlosti i energije zračenja.

Kemijsko izgaranje dijelimo na nekoliko vrsta izgaranja.

Podzvučno izgaranje (deflagracija), za razliku od eksplozije i detonacije, događa se pri malim brzinama i nije povezano s stvaranjem udarnog vala. Podzvučno izgaranje uključuje normalno laminarno i turbulentno širenje plamena, dok nadzvučno izgaranje uključuje detonaciju.

Izgaranje se dijeli na toplinsko i lančano. Toplinsko izgaranje temelji se na kemijskoj reakciji koja se može odvijati progresivnim samoubrzavanjem zbog akumulacije oslobođene topline. Lančano izgaranje događa se u nekim reakcijama plinske faze pri niskim tlakovima.

Za sve reakcije s dovoljno velikim toplinskim učincima i energijama aktivacije mogu se osigurati uvjeti za toplinsko samoubrzanje.

Izgaranje može započeti spontano kao rezultat samozapaljenja ili biti inicirano paljenjem. Pod fiksnim vanjskim uvjetima, kontinuirano izgaranje može se odvijati u stacionarnom načinu, kada se glavne karakteristike procesa - brzina reakcije, snaga oslobađanja topline, temperatura i sastav produkata - ne mijenjaju tijekom vremena, ili u periodičnom načinu, kada se te karakteristike fluktuiraju oko svojih prosječnih vrijednosti. Zbog snažne nelinearne ovisnosti brzine reakcije o temperaturi, izgaranje je vrlo osjetljivo na vanjske uvjete. Ovo isto svojstvo izgaranja uvjetuje postojanje nekoliko stacionarnih modova pod istim uvjetima (učinak histereze).

Postoji volumetrijsko izgaranje, poznato je svima i često se koristi u svakodnevnom životu.

Difuzijsko izgaranje. Karakterizira ga odvojena opskrba gorivom i oksidansom u zonu izgaranja. Miješanje komponenti događa se u zoni izgaranja. Primjer: izgaranje vodika i kisika u raketnom motoru.

Izgaranje prethodno miješanog medija. Kao što naziv govori, izgaranje se događa u smjesi u kojoj su prisutni i gorivo i oksidans. Primjer: izgaranje mješavine benzina i zraka u cilindru motora s unutarnjim izgaranjem nakon što je proces pokrenut svjećicom.

Sagorijevanje bez plamena. Za razliku od klasičnog izgaranja, kada se promatraju zone oksidirajućeg plamena i redukcijskog plamena, moguće je stvoriti uvjete za izgaranje bez plamena. Primjer je katalitička oksidacija organskih tvari na površini prikladnog katalizatora, na primjer, oksidacija etanola na platinastoj čađi.

Tinjajući. Tip izgaranja u kojem se ne stvara plamen i zona izgaranja polako se širi kroz materijal. Do tinjanja obično dolazi u poroznim ili vlaknastim materijalima koji imaju visok sadržaj zraka ili su impregnirani oksidacijskim sredstvima.

Autogeno izgaranje. Samoodrživo izgaranje. Pojam se koristi u tehnologijama spaljivanja otpada. Mogućnost autogenog (samoodrživog) izgaranja otpada određena je maksimalnim sadržajem balastnih komponenti: vlage i pepela.

Plamen je područje prostora u kojem dolazi do izgaranja u plinovitoj fazi, praćeno vidljivim i (ili) infracrvenim zračenjem.

Uobičajeni plamen koji opažamo kada gori svijeća, upaljač ili šibica je struja vrućih plinova, okomito izdužena zbog gravitacijske sile Zemlje (vrući plinovi imaju tendenciju da se uzdižu prema gore).

6. Suvremene fizikalne i kemijske predodžbe o Suncu

Glavne karakteristike:

Sastav fotosfere:

Sunce je središnja i jedina zvijezda našeg Sunčevog sustava, oko koje se okreću ostali objekti ovog sustava: planeti i njihovi sateliti, patuljasti planeti i njihovi sateliti, asteroidi, meteoroidi, kometi i kozmička prašina. Masa Sunca (teoretski) iznosi 99,8% ukupne mase cijelog Sunčevog sustava. Sunčevo zračenje podržava život na Zemlji (fotoni su neophodni za početne faze procesa fotosinteze) i određuje klimu.

Prema spektralnoj klasifikaciji, Sunce pripada tipu G2V (“žuti patuljak”). Površinska temperatura Sunca doseže 6000 K, pa Sunce sija gotovo bijelom svjetlošću, no zbog jačeg raspršenja i apsorpcije kratkovalnog dijela spektra Zemljinom atmosferom, izravna svjetlost Sunca na površini naš planet dobiva određenu žutu nijansu.

Sunčev spektar sadrži linije ioniziranih i neutralnih metala, kao i ioniziranog vodika. U našoj galaksiji Mliječni put postoji približno 100 milijuna zvijezda G2. Štoviše, 85% zvijezda u našoj galaksiji su zvijezde manjeg sjaja od Sunca (većina njih su crveni patuljci, koji su na kraju svog evolucijskog ciklusa). Kao i sve zvijezde glavnog niza, Sunce proizvodi energiju termonuklearnom fuzijom.

Zračenje Sunca je glavni izvor energije na Zemlji. Njegovu snagu karakterizira solarna konstanta - količina energije koja prolazi kroz jedinicu površine okomito na sunčeve zrake. Na udaljenosti od jedne astronomske jedinice (odnosno u Zemljinoj orbiti) ta konstanta iznosi približno 1370 W/m2.

Prolaskom kroz Zemljinu atmosferu Sunčevo zračenje gubi približno 370 W/m2 na energiji, a do Zemljine površine dopire samo 1000 W/m2 (za vedrog vremena i kada je Sunce u zenitu). Ta se energija može koristiti u raznim prirodnim i umjetnim procesima. Dakle, biljke ga fotosintezom prerađuju u kemijski oblik (kisik i organske spojeve). Izravno zagrijavanje sunčevim zrakama ili pretvorba energije pomoću fotoćelija može se koristiti za proizvodnju električne energije (solarne elektrane) ili obavljanje drugog korisnog rada. U dalekoj prošlosti fotosintezom se dobivala i energija pohranjena u nafti i drugim vrstama fosilnih goriva.

Sunce je magnetski aktivna zvijezda. Ima jako magnetsko polje čija jakost varira tijekom vremena, mijenjajući smjer otprilike svakih 11 godina tijekom solarnog maksimuma. Varijacije u magnetskom polju Sunca uzrokuju različite učinke, čija se ukupnost naziva solarna aktivnost i uključuje takve pojave kao što su sunčeve pjege, solarne baklje, varijacije solarnog vjetra itd., a na Zemlji uzrokuje aurore u visokim i srednje geografske širine i geomagnetske oluje, koje negativno utječu na rad komunikacija, prijenosa električne energije, a također negativno utječu na žive organizme, uzrokujući glavobolje i loše zdravstveno stanje kod ljudi (osoba osjetljivih na magnetske oluje). Sunce je mlada zvijezda treće generacije (populacija I) s visokim sadržajem metala, odnosno nastalo je od ostataka zvijezda prve i druge generacije (populacija III, odnosno II).

Trenutna starost Sunca (točnije vrijeme njegovog postojanja na glavnoj sekvenci), procijenjena pomoću računalnih modela evolucije zvijezda, iznosi otprilike 4,57 milijardi godina.

Životni ciklus Sunca. Vjeruje se da je Sunce nastalo prije otprilike 4,59 milijardi godina, kada je brza gravitacijska kompresija oblaka molekularnog vodika dovela do formiranja zvijezde tipa 1 T Tauri u našem području Galaksije.

Zvijezda masivna poput Sunca trebala bi postojati na glavnom nizu ukupno oko 10 milijardi godina. Dakle, Sunce je sada otprilike u sredini svog životnog ciklusa. Na moderna pozornica U solarnoj jezgri odvijaju se termonuklearne reakcije vodika u helij. Svake sekunde u Sunčevoj jezgri oko 4 milijuna tona materije pretvara se u energiju zračenja, što rezultira stvaranjem sunčevog zračenja i protokom solarnih neutrina.

7. Teorijske ideje čovječanstva o unutarnjoj i vanjskoj strukturi Sunca

U središtu Sunca je solarna jezgra. Fotosfera je vidljiva površina Sunca koja je glavni izvor zračenja. Sunce je okruženo solarnom koronom koja ima vrlo visoku temperaturu, ali je izuzetno razrijeđena i stoga vidljiva golim okom samo u razdobljima potpunog pomrčina Sunca.

Središnji dio Sunca polumjera približno 150.000 kilometara, u kojem se odvijaju termonuklearne reakcije, naziva se Sunčeva jezgra. Gustoća tvari u jezgri je približno 150 000 kg/m 3 (150 puta veća od gustoće vode i ≈6,6 puta veća od gustoće najtežeg metala na Zemlji - osmija), a temperatura u središtu jezgra je više od 14 milijuna stupnjeva. Teorijska analiza podataka koju je provela misija SOHO pokazala je da je u jezgri brzina rotacije Sunca oko svoje osi mnogo veća nego na površini. U jezgri se odvija termonuklearna reakcija proton-proton, uslijed koje iz četiri protona nastaje helij-4. Pritom se svake sekunde u energiju pretvara 4,26 milijuna tona materije, no ta je vrijednost beznačajna u usporedbi s masom Sunca - 2·10 27 tona.

Iznad jezgre, na udaljenosti od oko 0,2...0,7 solarnih radijusa od njezinog središta, nalazi se zona prijenosa zračenja u kojoj nema makroskopskih kretanja; energija se prenosi pomoću "ponovne emisije" fotona.

Konvektivna zona Sunca. Bliže površini Sunca dolazi do vrtložnog miješanja plazme, a prijenos energije na površinu ostvaruje se prvenstveno kretanjem same tvari. Ovakav način prijenosa energije naziva se konvekcija, a podpovršinski sloj Sunca, debeo približno 200 000 km, u kojem se javlja naziva se konvektivna zona. Prema suvremenim podacima njegova je uloga u fizici Sunčevih procesa iznimno velika, budući da u njemu nastaju različita kretanja Sunčeve tvari i magnetska polja.

Atmosfera Sunca Fotosfera (sloj koji emitira svjetlost) doseže debljinu od ≈320 km i čini vidljivu površinu Sunca. Glavnina optičkog (vidljivog) zračenja Sunca dolazi iz fotosfere, ali do nje više ne dopire zračenje iz dubljih slojeva. Temperatura u fotosferi doseže prosječno 5800 K. Ovdje je prosječna gustoća plina manja od 1/1000 gustoće zemljinog zraka, a približavanjem vanjskom rubu fotosfere temperatura opada na 4800 K. Vodik u takvim uvjetima ostaje gotovo potpuno neutralan. Fotosfera čini vidljivu površinu Sunca iz koje se određuje veličina Sunca, udaljenost od površine Sunca itd. Kromosfera je vanjski omotač Sunca, debeo oko 10 000 km, koji okružuje fotosferu. Podrijetlo naziva ovog dijela Sunčeve atmosfere povezano je s njegovom crvenkastom bojom, uzrokovanom činjenicom da u njegovom vidljivom spektru dominira crvena H-alfa linija emisije vodika. Gornja granica kromosfere nema izraženu glatku površinu, s nje stalno dolazi do vrućih emisija koje se zovu spikule (zbog toga je krajem 19. stoljeća talijanski astronom Secchi, promatrajući kromosferu kroz teleskop, usporedio s goruće prerije). Temperatura kromosfere raste s visinom od 4000 do 15 000 stupnjeva.

Gustoća kromosfere je mala, pa je njezina svjetlina nedovoljna za promatranje u normalnim uvjetima. Ali tijekom potpune pomrčine Sunca, kada Mjesec prekrije svijetlu fotosferu, kromosfera koja se nalazi iznad njega postaje vidljiva i svijetli crveno. Također se može promatrati u bilo kojem trenutku pomoću posebnih uskopojasnih optičkih filtara.

Korona je posljednja vanjska ljuska Sunca. Unatoč vrlo visokoj temperaturi, od 600.000 do 2.000.000 stupnjeva, vidljiva je golim okom samo tijekom potpune pomrčine Sunca, budući da je gustoća materije u koroni mala, a samim time i njezin sjaj. Neobično intenzivno zagrijavanje ovog sloja očito je uzrokovano magnetskim učinkom i utjecajem udarnih valova. Oblik korone mijenja se ovisno o fazi ciklusa Sunčeve aktivnosti: u razdobljima maksimalne aktivnosti ima okrugli oblik, a u minimalnoj je izdužen duž Sunčevog ekvatora. Budući da je temperatura korone vrlo visoka, ona emitira intenzivno zračenje u ultraljubičastom i rendgenskom području. Ta zračenja ne prolaze kroz zemljinu atmosferu, već u U zadnje vrijeme postalo ih je moguće proučavati pomoću svemirskih letjelica. Zračenje u različitim područjima korone javlja se neravnomjerno. Postoje vruća aktivna i mirna područja, kao i koronalne rupe s relativno niskom temperaturom od 600.000 stupnjeva, iz kojih se linije magnetskog polja protežu u svemir. Ova ("otvorena") magnetska konfiguracija omogućuje česticama da neometano pobjegnu Suncu, tako da se solarni vjetar emitira "uglavnom" iz koronarnih rupa.

Sunčev vjetar teče iz vanjskog dijela Sunčeve korone - struja ioniziranih čestica (uglavnom protona, elektrona i α-čestica), koja ima brzinu od 300...1200 km/s i širi se, uz postupno smanjenje svoje gustoće, do granica heliosfere.

Budući da solarna plazma ima prilično visoku električnu vodljivost, u njoj se mogu pojaviti električne struje i, kao rezultat, magnetska polja.

8. Teorijski problemi termonuklearne fuzije na Suncu

Problem solarnih neutrina. Nuklearne reakcije koje se odvijaju u jezgri Sunca dovode do stvaranja velikog broja elektronskih neutrina. Istodobno, mjerenja toka neutrina na Zemlji, koja se kontinuirano provode od kasnih 1960-ih, pokazala su da je tamo zabilježeni broj solarnih elektronskih neutrina otprilike dva do tri puta manji od predviđenog standardnim solarnim modelom, koji opisuje procese na Suncu. Ova razlika između eksperimenta i teorije nazvana je "problem solarnih neutrina" i bila je jedna od misterija solarne fizike više od 30 godina. Situacija je bila komplicirana činjenicom da neutrini izuzetno slabo komuniciraju s materijom, a stvaranje detektora neutrina koji može precizno mjeriti tok neutrina čak i s takvom snagom kao što dolazi od Sunca prilično je težak znanstveni zadatak.

Predložena su dva glavna načina rješavanja problema solarnih neutrina. Prvo, bilo je moguće modificirati model Sunca na takav način da se smanji procijenjena temperatura u njegovoj jezgri, a time i tok neutrina koje emitira Sunce. Drugo, moglo bi se pretpostaviti da se dio elektronskih neutrina koje emitira Sunčeva jezgra, krećući se prema Zemlji, pretvara u neutrine drugih generacija koje konvencionalni detektori ne detektiraju (mionski i tau neutrini). Danas su znanstvenici skloni vjerovati da je drugi put najvjerojatnije ispravan. Da bi došlo do prijelaza iz jedne vrste neutrina u drugu - takozvane "oscilacije neutrina" - neutrino mora imati masu različitu od nule. Sada je utvrđeno da je to istina. Godine 2001. sva tri tipa solarnih neutrina izravno su detektirana u Sudbury Neutrino Observatory i pokazalo se da je njihov ukupni tok u skladu sa standardnim solarnim modelom. U isto vrijeme, pokazalo se da su samo oko trećina neutrina koji dođu do Zemlje elektroni. Ova je količina u skladu s teorijom koja predviđa prijelaz elektronskih neutrina u neutrine druge generacije kako u vakuumu (zapravo "oscilacije neutrina") tako iu solarnoj tvari ("Mikheev-Smirnov-Wolfenstein efekt"). Dakle, problem solarnih neutrina sada je očito riješen.

Corona problem grijanja. Iznad vidljive površine Sunca (fotosfere), koja ima temperaturu od oko 6 000 K, nalazi se Sunčeva kruna, s temperaturom većom od 1 000 000 K. Može se pokazati da izravni tok topline iz fotosfere nije dovoljan da dovede do tako visoke temperature korone.

Pretpostavlja se da energiju za zagrijavanje korone dobivaju turbulentna gibanja subfotosferske konvektivne zone. U ovom slučaju predložena su dva mehanizma za prijenos energije u koron. Prvo, to je zagrijavanje valova - zvučni i magnetohidrodinamički valovi nastali u turbulentnoj konvektivnoj zoni šire se u koronu i tamo se rasipaju, dok se njihova energija pretvara u toplinsku energiju koronalne plazme. Alternativni mehanizam je magnetsko zagrijavanje, u kojem se magnetska energija kontinuirano generirana fotosferskim gibanjima oslobađa kroz ponovno povezivanje magnetskog polja u obliku velikih solarnih baklji ili velikog broja malih baklji.

Trenutno je nejasno koja vrsta valova osigurava učinkovit mehanizam za zagrijavanje korone. Može se pokazati da se svi valovi, osim magnetohidrodinamičkih Alfvénovih valova, raspršuju ili reflektiraju prije nego što dođu do korone, dok je disipacija Alfvénovih valova u koroni otežana. Stoga su moderni istraživači svoju pozornost usmjerili na mehanizam zagrijavanja kroz sunčeve baklje. Jedan od mogućih kandidata za izvore zagrijavanja korone su stalne baklje malih razmjera, iako konačna jasnoća o ovom pitanju još nije postignuta.

p.s. Nakon čitanja o "Teorijskim problemima termonuklearne fuzije na Suncu", morate se sjetiti "Occamove britve". Ovdje, objašnjenja teorijskih problema jasno koriste izmišljena, nelogična teorijska objašnjenja.

9. Vrste termonuklearnog goriva. Fuzijsko gorivo

Kontrolirana termonuklearna fuzija (CTF) je sinteza težih atomskih jezgri iz lakših radi dobivanja energije, koja je za razliku od eksplozivne termonuklearne fuzije (koja se koristi u termonuklearnom oružju) kontrolirane prirode. Kontrolirana termonuklearna fuzija razlikuje se od tradicionalne nuklearna elektrana u tome što potonji koristi reakciju raspada, tijekom koje se iz teških jezgri proizvode lakše jezgre. Glavne nuklearne reakcije koje se planiraju koristiti za postizanje kontrolirane termonuklearne fuzije koristit će deuterij (2 H) i tricij (3 H), a dugoročno helij-3 (3 He) i bor-11 (11 B)

Vrste reakcija. Reakcija fuzije je sljedeća: uzimaju se dvije ili više atomskih jezgri i pomoću određene sile približavaju se tako blizu da sile koje djeluju na takvim udaljenostima prevladavaju nad silama Coulombovog odbijanja između jednako nabijenih jezgri, što rezultira stvaranjem nova jezgra. Imat će nešto manju masu od zbroja masa izvornih jezgri, a razlika postaje energija koja se oslobađa tijekom reakcije. Količina oslobođene energije opisuje se dobro poznatom formulom E = mc 2. Lakše atomske jezgre lakše je spojiti na željenu udaljenost, pa je vodik - najzastupljeniji element u svemiru - najbolje gorivo za reakciju fuzije.

Utvrđeno je da mješavina dvaju izotopa vodika, deuterija i tricija, zahtijeva najmanju količinu energije za reakciju fuzije u usporedbi s energijom koja se oslobađa tijekom reakcije. Međutim, iako je deuterij-tricij (D-T) predmet većine istraživanja fuzije, on nipošto nije jedino potencijalno gorivo. Druge smjese mogu biti lakše proizvesti; njihova se reakcija može pouzdanije kontrolirati ili, što je još važnije, proizvoditi manje neutrona. Od posebnog su interesa takozvane reakcije "bez neutrona", budući da će uspješna industrijska uporaba takvog goriva značiti nepostojanje dugotrajne radioaktivne kontaminacije materijala i dizajna reaktora, što bi zauzvrat moglo imati pozitivan učinak na javno mnijenje i ukupne troškove rada reaktora, značajno smanjujući troškove njegovog razgradnje. Ostaje problem što je mnogo teže održavati reakcije sinteze korištenjem alternativnih goriva, pa se D-T reakcija smatra samo nužnim prvim korakom.

Shema reakcije deuterij-tricij. Kontrolirana fuzija može koristiti različite vrste termonuklearne reakcije ovisno o vrsti goriva koje se koristi.

Najlakša reakcija za izvođenje je deuterij + tricij:

2 H + 3 H = 4 He + n s izlaznom energijom od 17,6 MeV.

Ova reakcija je najlakše izvediva sa stajališta suvremenih tehnologija, daje značajan energetski prinos, a komponente goriva su jeftine. Njegov nedostatak je oslobađanje neželjenog neutronskog zračenja.

Dvije jezgre: deuterij i tricij spajaju se u jezgru helija (alfa česticu) i neutron visoke energije.

Reakcija - deuterij + helij-3 mnogo je teža, na granici mogućeg, izvesti reakciju deuterij + helij-3:

2 H + 3 He = 4 He + str s izlaznom energijom od 18,3 MeV.

Uvjeti za njegovo postizanje mnogo su kompliciraniji. Helij-3 je također rijedak i izuzetno skup izotop. Trenutno se ne proizvodi u industrijskim razmjerima.

Reakcija između jezgri deuterija (D-D, monopropelan).

Moguće su i reakcije između jezgri deuterija, koje su malo teže od reakcija s helijem-3.

Ove reakcije odvijaju se polako paralelno s reakcijom deuterija + helija-3, a tricij i helij-3 koji nastanu tijekom njih vjerojatno će odmah reagirati s deuterijem.

Ostale vrste reakcija. Moguće su i neke druge vrste reakcija. Izbor goriva ovisi o mnogim čimbenicima - njegovoj dostupnosti i niskoj cijeni, izlaznoj energiji, lakoći postizanja uvjeta potrebnih za reakciju termonuklearne fuzije (prvenstveno temperaturi), potrebnim karakteristikama dizajna reaktora itd.

Reakcije "bez neutrona". Najperspektivniji su tzv. reakcije bez neutrona, budući da tok neutrona generiran termonuklearnom fuzijom (na primjer, u reakciji deuterij-tricij) odnosi značajan dio snage i stvara induciranu radioaktivnost u dizajnu reaktora. Reakcija deuterij – helij-3 je obećavajuća zbog nedostatka prinosa neutrona.

10. Klasične ideje o uvjetima provedbe. termonuklearna fuzija i reaktori kontrolirane fuzije

TOKAMAK (TORoidna KOMORA s MAGNETSKIM ZAVOJNICAMA) je toroidalna instalacija za zadržavanje magnetske plazme. Plazmu ne drže zidovi komore, koji nisu u stanju izdržati njezinu temperaturu, već posebno stvoreno magnetsko polje. Posebnost TOKAMAKA je upotreba električna struja, koji teče kroz plazmu kako bi stvorio poloidno polje potrebno za ravnotežu plazme.

TCB je moguć ako su istovremeno ispunjena dva kriterija:

• temperatura plazme mora biti veća od 100 000 000 K;
• usklađenost s Lawsonovim kriterijem: n · t> 5·10 19 cm –3 s (za D-T reakciju),
  Gdje n– gustoća visokotemperaturne plazme, t– vrijeme zadržavanja plazme u sustavu.

Teoretski se vjeruje da brzina pojedine termonuklearne reakcije uglavnom ovisi o vrijednosti ova dva kriterija.

U ovom trenutku, kontrolirana termonuklearna fuzija još nije implementirana u industrijskim razmjerima. Iako je u razvijenim zemljama, općenito, izgrađeno nekoliko desetaka kontroliranih termonuklearnih reaktora, oni ne mogu osigurati kontroliranu termonuklearnu fuziju. Izgradnja međunarodnog istraživačkog reaktora ITER u ranoj je fazi.

Razmatraju se dvije osnovne sheme za provedbu kontrolirane termonuklearne fuzije.

Kvazistacionarni sustavi. Zagrijavanje i zadržavanje plazme provodi se magnetskim poljem pri relativno niskom tlaku i visokoj temperaturi. U tu svrhu koriste se reaktori u obliku TOKAMAKA, stelaratora, zrcalnih zamki i torsatrona koji se razlikuju po konfiguraciji magnetskog polja. Reaktor ITER ima konfiguraciju TOKAMAK.

Pulsni sustavi. U takvim sustavima, CTS se provodi kratkim zagrijavanjem malih meta koje sadrže deuterij i tricij ultra-snažnim laserskim ili ionskim impulsima. Takvo zračenje uzrokuje slijed termonuklearnih mikroeksplozija.

Istraživanja na prvom tipu termonuklearnog reaktora znatno su razvijenija nego na drugom. U nuklearnoj fizici, kada se proučava termonuklearna fuzija, koristi se magnetska zamka koja sadrži plazmu u određenom volumenu. Magnetska zamka je dizajnirana da spriječi kontakt plazme s elementima termonuklearnog reaktora, tj. prvenstveno se koristi kao toplinski izolator. Načelo zadržavanja temelji se na međudjelovanju nabijenih čestica s magnetskim poljem, odnosno na rotaciji nabijenih čestica oko linija magnetskog polja. Nažalost, magnetizirana plazma je vrlo nestabilna i nastoji napustiti magnetsko polje. Stoga se za stvaranje učinkovite magnetske zamke koriste najjači elektromagneti koji troše ogromnu količinu energije.

Moguće je smanjiti veličinu fuzijskog reaktora ako koristi tri metode stvaranja fuzijske reakcije istovremeno.

Inercijalna sinteza. Ozračite sićušne kapsule deuterij-tricijevog goriva laserom od 500 trilijuna (5·10 14) W. Ovaj gigantski, vrlo kratki laserski puls od 10 –8 s uzrokuje eksploziju kapsula goriva, što rezultira rođenjem mini zvijezde na djelić sekunde. Ali na njemu se ne može postići termonuklearna reakcija.

Istovremeno koristite Z-stroj s TOKAMAK-om. Z-stroj radi drugačije od lasera. Prolazi kroz mrežu sićušnih žica koje okružuju kapsulu goriva naboj snage pola trilijuna vata 5·10 11 W.

Reaktori prve generacije najvjerojatnije će raditi na mješavini deuterija i tricija. Neutroni koji se pojavljuju tijekom reakcije apsorbirat će štit reaktora, a stvorena toplina će se koristiti za zagrijavanje rashladne tekućine u izmjenjivaču topline, a ta energija će se, pak, koristiti za rotaciju generatora.

U teoriji postoje alternativne vrste goriva koje nemaju ove nedostatke. Ali njihovu upotrebu otežava temeljno fizičko ograničenje. Za dobivanje dovoljne energije iz reakcije fuzije potrebno je određeno vrijeme održavati dovoljno gustu plazmu na temperaturi fuzije (10 8 K).

Ovaj temeljni aspekt fuzije opisuje se produktom gustoće plazme n za vrijeme trajanja sadržaja zagrijane plazme τ, koji je potreban da se postigne točka ravnoteže. Raditi nτ ovisi o vrsti goriva i funkcija je temperature plazme. Od svih vrsta goriva, smjesa deuterija i tricija zahtijeva najnižu vrijednost nτ za najmanje red veličine, a najniža temperatura reakcije za najmanje 5 puta. Tako, D-T reakcija nužan je prvi korak, ali korištenje drugih goriva ostaje važan cilj istraživanja.

11. Reakcija fuzije kao industrijski izvor električne energije

Energiju fuzije mnogi istraživači smatraju dugoročno "prirodnim" izvorom energije. Zagovornici komercijalne uporabe fuzijskih reaktora za proizvodnju električne energije navode sljedeće argumente u svoju korist:

• praktički neiscrpne rezerve goriva (vodik);
• gorivo se može izvući iz morska voda na bilo kojoj obali svijeta, što onemogućuje da jedna ili skupina zemalja monopolizira gorivo;
• nemogućnost nekontrolirane reakcije sinteze;
• odsutnost proizvoda izgaranja;
• nema potrebe za korištenjem materijala koji bi se mogli koristiti za proizvodnju nuklearnog oružja, čime se eliminiraju slučajevi sabotaže i terorizma;
• U usporedbi s nuklearnim reaktorima, proizvodi se mala količina radioaktivnog otpada s kratkim vremenom poluraspada.

Procjenjuje se da naprstak napunjen deuterijem proizvodi energiju ekvivalentnu 20 tona ugljena. Jezero srednje veličine može svakoj zemlji opskrbljivati ​​energijom stotinama godina. Međutim, treba napomenuti da su postojeći istraživački reaktori dizajnirani za postizanje izravne reakcije deuterij-tricij (DT), čiji ciklus goriva zahtijeva upotrebu litija za proizvodnju tricija, dok se tvrdnje o neiscrpnoj energiji odnose na korištenje deuterija- reakcija deuterija (DD) u drugoj generaciji reaktora.

Baš kao i reakcija fisije, reakcija fuzije ne proizvodi atmosferske emisije ugljičnog dioksida, što je veliki doprinos globalnom zatopljenju. Ovo je značajna prednost, budući da korištenje fosilnih goriva za proizvodnju električne energije znači da, primjerice, SAD proizvede 29 kg CO 2 (jedan od glavnih plinova koji se može smatrati uzročnikom globalnog zatopljenja) po stanovniku SAD-a dnevno .

12. Već postoje sumnje

Zemlje Europske zajednice troše oko 200 milijuna eura godišnje na istraživanja, a predviđa se da će proći još nekoliko desetljeća prije nego što bude moguća industrijska uporaba nuklearne fuzije. Zagovornici alternativnih izvora električne energije smatraju da bi ta sredstva bilo primjerenije iskoristiti za uvođenje obnovljivih izvora električne energije.

Nažalost, unatoč raširenom optimizmu (od 1950-ih, kada su započela prva istraživanja), značajne prepreke između današnjeg razumijevanja procesa nuklearne fuzije, tehnoloških mogućnosti i praktične uporabe nuklearne fuzije još nisu prevladane, nejasno je čak i u kojoj mjeri postoje može biti Ekonomski je isplativo proizvoditi električnu energiju pomoću termonuklearne fuzije. Iako je napredak u istraživanju stalan, istraživači se s vremena na vrijeme suočavaju s novim izazovima. Na primjer, izazov je razviti materijal koji može izdržati neutronsko bombardiranje, za koje se procjenjuje da je 100 puta jače od tradicionalnih nuklearnih reaktora.

13. Klasična ideja o nadolazećim fazama u stvaranju kontroliranog termonuklearnog reaktora

U istraživanju se razlikuju sljedeće faze.

Ravnotežni ili "prolazni" način: kada je ukupna energija oslobođena tijekom procesa sinteze jednaka ukupnoj energiji utrošenoj na pokretanje i održavanje reakcije. Ovaj omjer je označen simbolom Q. Ravnoteža reakcije demonstrirana je u JET-u u Velikoj Britaniji 1997. Nakon što su potrošili 52 MW električne energije da je zagriju, znanstvenici su dobili izlaznu snagu koja je bila 0,2 MW veća od utrošene. (Morate još jednom provjeriti ove podatke!)

Plamena plazma: međufazu u kojoj će reakcija biti podržana uglavnom alfa česticama koje nastaju tijekom reakcije, a ne vanjskim zagrijavanjem.

Q≈ 5. Međufaza još nije postignuta.

Paljenje: stabilna reakcija koja sama sebe podržava. Treba postići na velike vrijednosti Q. Još uvijek nije postignuto.

Sljedeći korak u istraživanju trebao bi biti ITER, Međunarodni termonuklearni eksperimentalni reaktor. Na ovom reaktoru planira se proučavati ponašanje visokotemperaturne plazme (plamena plazma s Q≈ 30) i konstrukcijski materijali za industrijski reaktor.

Završna faza istraživanja bit će DEMO: prototip industrijskog reaktora u kojem će se postići paljenje i demonstrirati praktična prikladnost novih materijala. Najoptimističnija prognoza za završetak DEMO faze: 30 godina. S obzirom na predviđeno vrijeme izgradnje i puštanja u pogon industrijskog reaktora, od industrijske uporabe termonuklearne energije dijeli nas ≈40 godina.

14. O svemu tome treba dobro razmisliti

Deseci, a možda i stotine eksperimentalnih termonuklearnih reaktora različitih veličina izgrađeni su diljem svijeta. Dođu znanstvenici na posao, uključe reaktor, brzo dođe do reakcije, oni kao da ga ugase, sjede i razmišljaju. Koji je razlog? Što učiniti sljedeće? I tako desetljećima, bezuspješno.

Dakle, gore je opisana povijest ljudskog razumijevanja termonuklearne fuzije na Suncu i povijest postignuća čovječanstva u stvaranju kontroliranog termonuklearnog reaktora.

Dug je put prijeđen i puno učinjeno do konačnog cilja. Ali, nažalost, rezultat je negativan. Kontrolirani termonuklearni reaktor nije stvoren. Još 30...40 godina i obećanja znanstvenika bit će ispunjena. Da li će biti? 60 godina bez rezultata. Zašto bi se to dogodilo za 30...40 godina, a ne za tri godine?

Postoji još jedna ideja o termonuklearnoj fuziji na Suncu. To je logično, jednostavno i stvarno dovodi do pozitivnog rezultata. Ovo je otkriće V.F. Vlasova. Zahvaljujući ovom otkriću, čak bi i TOKAMAK-i mogli biti operativni u bliskoj budućnosti.

15. Novi pogled na prirodu termonuklearne fuzije na Suncu i izum “Metoda kontrolirane termonuklearne fuzije i kontrolirani termonuklearni reaktor za provedbu kontrolirane termonuklearne fuzije”

Od autora. Ovo otkriće i izum star je gotovo 20 godina. Dugo sam sumnjao da sam pronašao novi način za izvođenje termonuklearne fuzije i novi termonuklearni reaktor da to provedem. Istražio sam i proučio stotine radova iz područja termonuklearne fuzije. Vrijeme i obrađene informacije uvjerili su me da sam na dobrom putu.

Izum je na prvi pogled vrlo jednostavan i nimalo ne podsjeća na eksperimentalni termonuklearni reaktor tipa TOKAMAK. U suvremenim stajalištima autoriteta TOKAMAK znanosti, to je jedina ispravna odluka i nije predmet rasprave. 60 godina ideje o termonuklearnom reaktoru. Ali pozitivan rezultat - radni termonuklearni reaktor s kontroliranom termonuklearnom fuzijom TOKAMAK obećava se tek za 30...40 godina. Vjerojatno, ako 60 godina nema pravog pozitivnog rezultata, onda je odabrani način tehničkog rješenja ideje - stvaranja kontroliranog termonuklearnog reaktora - najblaže rečeno neispravan, ili nedovoljno realan. Pokušajmo pokazati da postoji još jedno rješenje ove ideje temeljeno na otkriću termonuklearne fuzije na Suncu, a koje se razlikuje od općeprihvaćenih ideja.

Otvor. Glavna ideja otkrića je vrlo jednostavna i logična, a to je u području Sunčeve korone događaju se termonuklearne reakcije. Ovdje postoje potrebni fizikalni uvjeti za odvijanje termonuklearne reakcije. Iz Sunčeve korone, gdje je temperatura plazme približno 1.500.000 K, površina Sunca se zagrijava do 6.000 K, odavde smjesa goriva isparava u Sunčevu koronu s kipuće površine Sunca. Dovoljna je temperatura od 6.000 K za gorivu smjesu u obliku isparljivih para kako bi svladala gravitacijsku silu sunca. Time se štiti površina Sunca od pregrijavanja i održava njegova površinska temperatura.

U blizini zone izgaranja - Sunčeve korone, postoje fizikalni uvjeti pod kojima bi se trebale mijenjati veličine atoma, a istovremeno bi se morale Coulombove sile značajno smanjiti. Pri kontaktu se atomi gorive smjese spajaju i sintetiziraju nove elemente uz veliko oslobađanje topline. Ova zona izgaranja stvara sunčevu koronu iz koje energija u obliku zračenja i materije ulazi u svemir. Fuzija deuterija i tricija potpomognuta je magnetskim poljem rotirajućeg Sunca, gdje se oni miješaju i ubrzavaju. Također, iz zone termonuklearne reakcije u Sunčevoj koroni pojavljuju se brze električki nabijene čestice, kao i fotoni – kvanti elektromagnetskog polja koji se velikom energijom kreću prema gorivu koje isparava, sve to stvara potrebne fizikalne uvjete za termonuklearnu fuziju.

U klasičnim konceptima fizičara, termonuklearna fuzija se iz nekog razloga ne svrstava u proces izgaranja (ovdje ne mislimo na proces oksidacije). Autoriteti iz fizike došli su do ideje da termonuklearna fuzija na Suncu ponavlja vulkanski proces na nekom planetu, primjerice Zemlji. Stoga se koristi sva obrazloženja, tehnika sličnosti. Nema dokaza da je jezgra planete Zemlje u rastaljenom tekućem stanju. Čak ni geofizika ne može doseći takve dubine. Činjenica da vulkani postoje ne može se smatrati dokazom tekuće jezgre Zemlje. U dubinama Zemlje, posebno na malim dubinama, odvijaju se fizikalni procesi koji su još uvijek nepoznati mjerodavnim fizičarima. Ne postoji niti jedan dokaz u fizici da se termonuklearna fuzija događa u dubinama bilo koje zvijezde. A u termonuklearnoj bombi, termonuklearna fuzija uopće ne ponavlja model u dubinama Sunca.

Nakon pažljivog vizualnog pregleda, Sunce izgleda kao sferni volumetrijski plamenik i vrlo podsjeća na izgaranje na velikoj površini zemlje, gdje između granice površine i zone izgaranja (prototip solarne korone) postoji praznina kroz koje se toplinsko zračenje prenosi na površinu zemlje, koje isparava npr. proliveno gorivo i te pripremljene pare ulaze u zonu izgaranja.

Jasno je da se na površini Sunca takav proces događa pod različitim fizičkim uvjetima. Slični fizički uvjeti, prilično bliski parametrima, ugrađeni su u razvoj dizajna kontroliranog termonuklearnog reaktora, Kratki opis i čiji je shematski dijagram prikazan u patentnoj prijavi koja je dolje navedena.

Sažetak patentne prijave br. 2005123095/06(026016).

“Metoda kontrolirane termonuklearne fuzije i kontrolirani termonuklearni reaktor za provedbu kontrolirane termonuklearne fuzije.”

Objašnjavam metodu i princip rada navedenog kontroliranog termonuklearnog reaktora za provedbu kontrolirane termonuklearne fuzije.

Riža. 1. Pojednostavljeno kružni dijagram UTYAR

Na sl. Slika 1 prikazuje shematski dijagram UTYAR-a. Goriva smjesa, u omjeru masa 1:10, komprimirana na 3000 kg/cm 2 i zagrijana na 3000°C, u zoni 1 miješa i ulazi kroz kritični dio mlaznice u ekspanzionu zonu 2 . U zoni 3 goriva smjesa se zapali.

Temperatura iskre za paljenje može biti onakva koja je potrebna za početak toplinskog procesa - od 109...108 K i niže, ovisi o stvorenim potrebnim fizičkim uvjetima.

U zoni visoke temperature 4 Proces izgaranja odvija se izravno. Produkti izgaranja prenose toplinu u obliku zračenja i konvekcije u sustav izmjene topline 5 i prema ulaznoj smjesi goriva. Uređaj 6 u aktivnom dijelu reaktora od kritičnog dijela mlaznice do kraja zone izgaranja pomaže promijeniti veličinu Coulombovih sila i povećava efektivni presjek jezgri smjese goriva (stvara potrebne fizičke uvjete) .

Dijagram pokazuje da je reaktor sličan plinski plamenik. Ali termonuklearni reaktor bi trebao biti takav, i naravno, fizički parametri će se razlikovati stotinama puta od, na primjer, fizičkih parametara plinskog plamenika.

Ponavljanje fizičkih uvjeta termonuklearne fuzije na Suncu u zemaljskim uvjetima bit je izuma.

Svaki uređaj za proizvodnju topline koji koristi izgaranje mora stvoriti sljedeće uvjete - cikluse: priprema goriva, miješanje, dovod u radni prostor (zona izgaranja), paljenje, izgaranje (kemijska ili nuklearna transformacija), odvođenje topline iz vrućih plinova u obliku zračenje i konvekciju te uklanjanje produkata izgaranja. U slučaju opasnog otpada – njegovo zbrinjavanje. Zahtjevani patent osigurava sve ovo.

Glavni argument fizičara o ispunjenju Lowsenovog kriterija je ispunjen - tijekom paljenja električnom iskrom ili laserskom zrakom, kao i brzim električno nabijenim česticama koje se reflektiraju od zone izgaranja isparavanjem goriva, kao i fotonima - elektromagnetsko polje kvanta s energijama visoke gustoće, postiže se temperatura od 109. .108 K za određenu minimalnu površinu goriva, osim toga, gustoća goriva će biti 10 14 cm –3. Nije li to način i metoda da se ispuni Lawsenov kriterij. Ali svi ti fizički parametri mogu se promijeniti kada vanjski čimbenici utječu na neke druge fizičke parametre. Ovo je još uvijek know-how.

Razmotrimo razloge nemogućnosti provedbe termonuklearne fuzije u poznatim termonuklearnim reaktorima.

16. Nedostaci i problemi općeprihvaćenih ideja u fizici o termonuklearnoj reakciji na Suncu

1. Znan. Temperatura vidljive površine Sunca – fotosfere – iznosi 5800 K. Gustoća plina u fotosferi tisućama je puta manja od gustoće zraka u blizini površine Zemlje. Opće je prihvaćeno da unutar Sunca temperatura, gustoća i tlak rastu s dubinom, dosežući 16 milijuna K u središtu (neki kažu 100 milijuna K), 160 g/cm 3 i 3,5 10 11 bara. Pod utjecajem visokih temperatura u jezgri Sunca vodik prelazi u helij, pri čemu se oslobađa velika količina topline. Dakle, smatra se da je temperatura unutar Sunca od 16 do 100 milijuna stupnjeva, na površini 5800 stupnjeva, a u Sunčevoj koroni od 1 do 2 milijuna stupnjeva? Čemu takve gluposti? Nitko to ne može jasno i razumljivo objasniti. Poznata općeprihvaćena objašnjenja imaju manjkavosti i ne daju jasnu i dovoljnu predodžbu o razlozima kršenja zakona termodinamike na Suncu.

2. Termonuklearna bomba i termonuklearni reaktor rade na različitim tehnološkim principima, tj. ne izgleda isto. Nemoguće je stvoriti termonuklearni reaktor na način sličan radu termonuklearne bombe, što je izostalo u razvoju modernih eksperimentalnih termonuklearnih reaktora.

3. Godine 1920. autoritativni fizičar Eddington oprezno je sugerirao prirodu termonuklearne reakcije na Suncu, da su tlak i temperatura u unutrašnjosti Sunca toliko visoki da se tamo mogu dogoditi termonuklearne reakcije, u kojima se jezgre vodika (protoni) spajaju u jezgra helija-4. Ovo je trenutno općeprihvaćeno gledište. No od tada nema dokaza da se termonuklearne reakcije događaju u jezgri Sunca pri 16 milijuna K (neki fizičari vjeruju 100 milijuna K), gustoći 160 g/cm3 i tlaku 3,5 x 1011 bara, postoje samo teorijske pretpostavke. Očigledne su termonuklearne reakcije u Sunčevoj koroni. To nije teško otkriti i izmjeriti.

4. Problem solarnih neutrina. Nuklearne reakcije koje se odvijaju u jezgri Sunca dovode do stvaranja velikog broja elektronskih neutrina. Prema starim shvaćanjima, nastanak, transformacije i broj solarnih neutrina nisu jasno i dovoljno objašnjeni već nekoliko desetljeća. Nove ideje o termonuklearnoj fuziji na Suncu nemaju te teoretske poteškoće.

5. Corona problem grijanja. Iznad vidljive površine Sunca (fotosfere), koja ima temperaturu od oko 6 000 K, nalazi se Sunčeva kruna, s temperaturom većom od 1 500 000 K. Može se pokazati da izravni tok topline iz fotosfere nije dovoljan da dovede do tako visoke temperature korone. Novo razumijevanje termonuklearne fuzije na Suncu objašnjava prirodu ove temperature solarne korone. Ovdje dolazi do termonuklearnih reakcija.

6. Fizičari zaboravljaju da su TOKAMAK-i uglavnom potrebni za držanje visokotemperaturne plazme i ništa više. Postojeći i novi TOKAMAK ne osiguravaju stvaranje potrebnih, posebnih, fizičkih uvjeta za termonuklearnu fuziju. Iz nekog razloga, nitko to ne razumije. Svi tvrdoglavo vjeruju da bi na temperaturama od mnogo milijuna deuterij i tricij trebali dobro gorjeti. Zašto odjednom? Nuklearna meta jednostavno brzo eksplodira, umjesto da gori. Pažljivo pogledajte kako dolazi do nuklearnog izgaranja u TOKAMAK-u. Takvu nuklearnu eksploziju može obuzdati samo jako magnetsko polje reaktora. velike veličine(lako se izračunava), ali onda učinkovitost takav će reaktor biti neprihvatljiv za tehnička primjena. U navedenom patentu lako je riješen problem ograničavanja termonuklearne plazme.

Objašnjenja znanstvenika o procesima koji se odvijaju u dubinama Sunca nedostatna su za razumijevanje termonuklearne fuzije u dubinama. Nitko nije dovoljno ispitao procese pripreme goriva, procese prijenosa topline i mase, na dubini, u vrlo teškim kritičnim uvjetima. Na primjer, kako i pod kojim uvjetima nastaje plazma na dubini na kojoj se događa termonuklearna fuzija? Kako se ponaša itd. Uostalom, TOKAMAK-i su tehnički dizajnirani upravo tako.

Dakle, novi koncept termonuklearne fuzije rješava sve postojeće tehničke i teorijske probleme u ovom području.

p.s. Teško za predložiti jednostavne istine ljudi koji su desetljećima vjerovali mišljenjima (pretpostavkama) znanstvenih autoriteta. Da bismo razumjeli o čemu se radi u novom otkriću, dovoljno je samostalno preispitati ono što je bila dugogodišnja dogma. Ako novi prijedlog o prirodi fizičkog učinka izazove sumnju u istinitost starih pretpostavki, dokažite istinu prije svega sebi. To je ono što bi svaki pravi znanstvenik trebao činiti. Otkriće termonuklearne fuzije u Sunčevoj koroni dokazuje se prvenstveno vizualno. Termonuklearno izgaranje ne događa se u dubinama Sunca, već na njegovoj površini. Ovo je posebno izgaranje. Mnoge fotografije i slike Sunca pokazuju kako se odvija proces izgaranja, kako se odvija proces stvaranja plazme.

1. Kontrolirana termonuklearna fuzija. Wikipedia.

2. Velihov E.P., Mirnov S.V. Kontrolirana termonuklearna fuzija ulazi u početni dio. Trinity Institute of Innovation and Thermonuclear Research. ruski znanstveni centar"Institut Kurčatov", 2006.

3. Llewellyn-Smith K. Na putu prema termonuklearnoj energiji. Materijali predavanja održanog 17. svibnja 2009. na FIAN-u.

4. Enciklopedija Sunca. Tesis, 2006. (monografija).

5. Sunce. Astronet.

6. Sunce i život Zemlje. Radio komunikacije i radiovalovi.

7. Sunce i Zemlja. Pojedinačne vibracije.

8. Sunce. Sunčev sustav. Opća astronomija. Projekt "Astrogalaksija".

9. Putovanje iz središta Sunca. Popularna mehanika, 2008.

10. Sunce. Fizička enciklopedija.

11. Astronomska slika dana.

12. Izgaranje. Wikipedia.

"Znanost i tehnologija"

>Od čega je napravljeno Sunce?

Saznati, od čega je sunce: opis građe i sastava zvijezde, popis kemijskih elemenata, broj i karakteristike slojeva s fotografijama, dijagram.

Sa Zemlje se Sunce čini kao glatka vatrena lopta, a prije nego što je letjelica Galileo otkrila sunčeve pjege, mnogi su astronomi vjerovali da je ono savršeno oblikovano bez nedostataka. Sada to znamo Sunce se sastoji iz nekoliko slojeva, poput Zemlje, od kojih svaki obavlja svoju funkciju. Ova masivna Sunčeva struktura nalik peći opskrbljuje svu energiju na Zemlji potrebnu za zemaljski život.

Od kojih se elemenata sastoji Sunce?

Kad biste mogli rastaviti zvijezdu i usporediti njezine sastavne elemente, shvatili biste da je sastav 74% vodika i 24% helija. Također, Sunce se sastoji od 1% kisika, a preostalih 1% su kemijski elementi periodnog sustava kao što su krom, kalcij, neon, ugljik, magnezij, sumpor, silicij, nikal, željezo. Astronomi vjeruju da je element teži od helija metal.

Kako su nastali svi ti elementi Sunca? Veliki prasak proizveo je vodik i helij. Na početku nastanka Svemira od elementarnih čestica nastao je prvi element, vodik. Zbog visoke temperature i tlaka uvjeti u svemiru bili su slični onima u jezgri zvijezde. Kasnije je vodik spojen u helij dok je svemir imao visoku temperaturu potrebnu za odvijanje reakcije fuzije. Postojeći udjeli vodika i helija koji se sada nalaze u svemiru razvili su se nakon Velikog praska i nisu se promijenili.

Preostali elementi Sunca stvaraju se u drugim zvijezdama. U jezgrama zvijezda neprestano se odvija proces sinteze vodika u helij. Nakon što proizvedu sav kisik u jezgri, prelaze na nuklearnu fuziju težih elemenata kao što su litij, kisik, helij. Puno teški metali, koje su na Suncu, također su nastale u drugim zvijezdama na kraju svog života.

Najteži elementi, zlato i uran, nastali su kada su zvijezde mnogo puta veće od našeg Sunca eksplodirale. U djeliću sekunde formiranja crne rupe, elementi su se sudarili velikom brzinom i nastali su najteži elementi. Eksplozija je raspršila te elemente po svemiru, gdje su pomogli u formiranju novih zvijezda.

Naše Sunce sakupilo je elemente nastale Velikim praskom, elemente od umirućih zvijezda i čestice nastale kao rezultat detonacija novih zvijezda.

Od kojih se slojeva sastoji Sunce?

Sunce je na prvi pogled samo lopta sastavljena od helija i vodika, no dubljim proučavanjem jasno je da se sastoji od različitih slojeva. Pri kretanju prema jezgri temperatura i tlak se povećavaju zbog čega se stvaraju slojevi, budući da u različitim uvjetima vodik i helij imaju različite karakteristike.

solarna jezgra

Počnimo naše kretanje kroz slojeve od jezgre do vanjskog sloja Sunčevog sastava. U unutarnjem sloju Sunca – jezgri, temperatura i tlak su vrlo visoki, što pogoduje nuklearnoj fuziji. Sunce stvara atome helija iz vodika, kao rezultat te reakcije nastaje svjetlost i toplina koji dopiru. Opće je prihvaćeno da je temperatura na Suncu oko 13.600.000 stupnjeva Kelvina, a gustoća jezgre 150 puta veća od gustoće vode.

Znanstvenici i astronomi vjeruju da Sunčeva jezgra doseže oko 20% duljine Sunčevog radijusa. A unutar jezgre, visoka temperatura i tlak uzrokuju da se atomi vodika raspadnu na protone, neutrone i elektrone. Sunce ih pretvara u atome helija, unatoč njihovom slobodnom lebdenju.

Ova reakcija se naziva egzotermna. Kada se ova reakcija dogodi, oslobađa se velika količina topline, jednaka 389 x 10 31 J. po sekundi.

Zona zračenja Sunca

Ova zona počinje na granici jezgre (20% Sunčevog radijusa), a doseže duljinu do 70% Sunčevog radijusa. Unutar ove zone nalazi se sunčeva tvar, koja je po svom sastavu prilično gusta i vruća, pa toplinsko zračenje prolazi kroz nju bez gubitka topline.

Reakcija nuklearne fuzije događa se unutar solarne jezgre - stvaranje atoma helija kao rezultat fuzije protona. Ova reakcija proizvodi veliku količinu gama zračenja. U tom procesu, fotoni energije se emitiraju, zatim apsorbiraju u zoni zračenja i ponovno emitiraju razne čestice.

Putanja fotona obično se naziva "slučajni hod". Umjesto da se kreće pravocrtno prema površini Sunca, foton se kreće cik-cak. Kao rezultat, svakom fotonu treba otprilike 200 000 godina da prevlada zonu zračenja Sunca. Pri prelasku s jedne čestice na drugu česticu foton gubi energiju. To je dobro za Zemlju, jer smo mogli primati samo gama zračenje koje dolazi sa Sunca. Fotonu koji ulazi u svemir potrebno je 8 minuta da doputuje do Zemlje.

Velik broj zvijezda ima zone zračenja, a njihove veličine izravno ovise o mjerilu zvijezde. Što je zvijezda manja, to će zone biti manje, od kojih će većinu zauzimati konvektivna zona. Najmanjim zvijezdama možda nedostaju zone zračenja, a konvektivna zona će dosegnuti udaljenost do jezgre. Za najveće zvijezde situacija je suprotna, zona zračenja proteže se do površine.

Konvektivna zona

Konvektivna zona je izvan zone zračenja, gdje unutarnja sunčeva toplina teče kroz stupove vrućeg plina.

Gotovo sve zvijezde imaju takvu zonu. Za naše Sunce, ono se proteže od 70% polumjera Sunca do površine (fotosfere). Plin u dubini zvijezde, blizu same jezgre, zagrijava se i diže na površinu, poput mjehurića voska u svjetiljci. Nakon što dosegne površinu zvijezde, dolazi do gubitka topline; kako se hladi, plin tone natrag prema središtu, vraćajući toplinsku energiju. Kao primjer, možete zapaliti posudu s kipućom vodom.

Površina Sunca je poput rahle zemlje. Ove nepravilnosti su stupovi vrućeg plina koji prenose toplinu na površinu Sunca. Njihova širina doseže 1000 km, a vrijeme raspršivanja doseže 8-20 minuta.

Astronomi vjeruju da zvijezde male mase, poput crvenih patuljaka, imaju samo konvektivnu zonu koja se proteže do jezgre. Nemaju zonu zračenja, što se ne može reći za Sunce.

Fotosfera

Jedini sloj Sunca vidljiv sa Zemlje je . Ispod ovog sloja Sunce postaje neprozirno, a astronomi koriste druge metode za proučavanje unutrašnjosti naše zvijezde. Površinske temperature dosežu 6000 Kelvina i svijetle žuto-bijelo, vidljivo sa Zemlje.

Atmosfera Sunca nalazi se iza fotosfere. Dio Sunca koji je vidljiv za vrijeme pomrčine Sunca naziva se.

Struktura Sunca u dijagramu

NASA je posebno za obrazovne potrebe razvila shematski prikaz strukture i sastava Sunca, s naznakom temperature za svaki sloj:

• (Vidljivo, IR i UV zračenje) – to su vidljivo zračenje, infracrveno zračenje i ultraljubičasto zračenje. Vidljivo zračenje je svjetlost koju vidimo da dolazi od Sunca. Infracrveno zračenje je toplina koju osjećamo. Ultraljubičasto zračenje je zračenje koje nam daje preplanulost. Sunce proizvodi ta zračenja istovremeno.
• (Fotosfera 6000 K) – Fotosfera je gornji sloj Sunca, njegova površina. Temperatura od 6000 Kelvina jednaka je 5700 stupnjeva Celzija.
• Radio emisije - Osim vidljivog zračenja, infracrvenog zračenja i ultraljubičastog zračenja, Sunce emitira radio emisije, koje su astronomi otkrili pomoću radioteleskopa. Ovisno o broju Sunčevih pjega, ta se emisija povećava i smanjuje.
• Koronalna rupa (prev. Coronal hole) - To su mjesta na Suncu gdje korona nema br veće gustoće plazma, zbog čega je tamnija i hladnija.
• 2100000 K (2100000 Kelvina) – Zona zračenja Sunca ima ovu temperaturu.
• Konvektivna zona/Turbulentna konvekcija (trans. Convective zone/Turbulent convection) – To su mjesta na Suncu gdje se toplinska energija jezgre prenosi konvekcijom. Stupci plazme stižu do površine, odustaju od svoje topline i opet jure prema dolje kako bi se ponovno zagrijali.
• Koronalne petlje (trans. Coronal loops) su petlje koje se sastoje od plazme u sunčevoj atmosferi, krećući se duž magnetskih linija. Izgledaju poput ogromnih lukova koji se protežu od površine desecima tisuća kilometara.
• Jezgra (trans. Core) je solarno srce u kojem se nuklearna fuzija odvija pomoću visoke temperature i tlaka. Sva sunčeva energija dolazi iz jezgre.
• 14 500 000 K (per. 14 500 000 Kelvina) – Temperatura solarne jezgre.
• Radijativna zona (trans. Radiation zone) - Sloj Sunca gdje se energija prenosi zračenjem. Foton prevladava zonu zračenja iznad 200 000 i odlazi u svemir.
• Neutrini (trans. Neutrino) su zanemarivo male čestice koje izlaze iz Sunca kao rezultat reakcije nuklearne fuzije. Svake sekunde kroz ljudsko tijelo prođu stotine tisuća neutrina, ali oni nam ne uzrokuju nikakvu štetu, ne osjećamo ih.
• Kromosferska baklja (u prijevodu Kromosferska baklja) – magnetsko polje naše zvijezde može se izokrenuti i potom naglo razbiti u različite oblike. Kao rezultat prekida u magnetskim poljima, s površine Sunca pojavljuju se snažne rendgenske baklje.
• Petlja magnetskog polja - Sunčevo magnetsko polje je iznad fotosfere i vidljivo je dok se vruća plazma kreće duž magnetskih linija u Sunčevoj atmosferi.
• Pjega – Sunčeva pjega (prev. Sunčeve pjege) – To su mjesta na površini Sunca gdje magnetska polja prolaze kroz površinu Sunca, a temperatura je niža, često u obliku petlje.
• Energetske čestice (prev. Energetic particles) - Dolaze s površine Sunca, što rezultira stvaranjem sunčevog vjetra. U solarnim olujama njihova brzina doseže brzinu svjetlosti.
• X-zrake (u prijevodu X-zrake) su ljudskom oku nevidljive zrake koje nastaju tijekom Sunčevih baklji.
• Svijetle pjege i kratkotrajna magnetska područja (prev. Bright spots and short-lived magnetic regions) - Zbog temperaturnih razlika na površini Sunca se pojavljuju svijetle i mutne pjege.

Od tridesetih godina astrofizičari ne sumnjaju da je od nuklearnih reakcija u lakim elementima jedina sposobna održati zračenje zvijezda glavnog niza na dijagramu spektar-luminoznost dovoljno dugo i energetski stvaranje helija iz vodika . Ostale reakcije ili traju prekratko (naravno, u kozmičkim razmjerima!) ili proizvode premalo energije.

Međutim, put izravnog spajanja četiri jezgre vodika u jezgru helija pokazao se nemogućim: reakcija pretvaranja vodika u helij u dubinama zvijezda mora ići "zaobilaznim putem".

Prvi način sastoji se u uzastopnom povezivanju prva dva atoma vodika, zatim im se dodaje treći itd.

Drugi način je pretvaranje vodika u helij uz “pomoć” dušikovih i posebno ugljikovih atoma.

Iako se prvi put čini jednostavnijim, on dugo nije dobio "dužno poštovanje", a astrofizičari su vjerovali da je glavna reakcija koja hrani zvijezde energijom drugi put - "ciklus ugljika".

Za konstrukciju jezgre helija potrebna su četiri protona, koji se sami nikada ne bi htjeli formirati u alfa česticu da im ugljik ne pomaže.

U lancu tih reakcija ugljik igra ulogu nužnog suučesnika i, tako reći, organizatora. U kemijske reakcije Postoje i takvi suučesnici, koji se nazivaju katalizatori.

Prilikom izgradnje helija, energija ne samo da se ne troši, već se naprotiv oslobađa. Doista, lanac transformacija bio je popraćen oslobađanjem tri γ-kvanta i dva pozitrona, koji su se također pretvorili u γ-zračenje. Bilanca je: 10 -5 (4·1,00758-4,00390) =0,02642·10 -5 jedinica atomske mase.

Energija povezana s tom masom oslobađa se u utrobi zvijezde, polako curi na površinu i zatim zrači u svemir. Tvornica helija neprekidno radi u zvijezdama sve dok ne ponestane zaliha sirovina, odnosno vodika. Reći ćemo vam što će se sljedeće dogoditi.

Ugljik, kao katalizator, trajat će neograničeno dugo.

Na temperaturama reda veličine 20 milijuna stupnjeva, djelovanje reakcija ugljičnog ciklusa proporcionalno je 17. potenciji temperature! Na nekoj udaljenosti od središta zvijezde, gdje je temperatura samo 10% niža, proizvodnja energije opada 5 puta, a tamo gdje je niža jedan i pol puta, opada 800 puta! Stoga, nedaleko od središnjeg, najtoplijeg područja, ne dolazi do stvaranja helija zbog vodika. Ostatak vodika pretvorit će se u helij nakon što ga miješanje plinova dovede u “tvornički” teritorij – u središte zvijezde.

Početkom pedesetih pokazalo se da je na temperaturi od 20 milijuna stupnjeva, a još više na nižim, još učinkovitija proton-proton reakcija, koja također dovodi do gubitka vodika i stvaranja helija. Najvjerojatnije se događa u takvom lancu transformacija.

Dva protona, sudarivši se, emitiraju pozitron i kvant svjetlosti, pretvarajući se u teški izotop vodika s relativnom atomskom masom 2. Potonji se, nakon spajanja s drugim protonom, pretvara u atom lakog izotopa vodika s relativna atomska masa 2. Potonji, nakon spajanja s drugim protonom, pretvara u lagani atom izotop helija s relativnom atomskom masom 3, emitirajući višak mase u obliku zračenja. Ako se nakupilo dovoljno takvih laganih atoma helija, njihove jezgre nakon sudara tvore normalan atom helija s relativnom atomskom masom od 4 i dva protona s dodatnim kvantom energije. Dakle, u ovom procesu su tri protona izgubljena, a dva su stvorena - jedan proton je izgubljen, ali je energija emitirana tri puta.

Očigledno, Sunce i hladnije zvijezde glavnog niza u dijagramu sjaj-spektar crpe energiju iz ovog izvora.

Nakon što se sav vodik pretvori u helij, zvijezda još uvijek može postojati pretvaranjem helija u teže elemente. Na primjer, mogući su sljedeći procesi:

4 2 He + 4 2 He → 8 4 Be + zračenje,

4 2 He + 8 4 Be → 12 6 C + zračenje.

Jedna čestica helija daje energiju koja je 8 puta manja od one koju ista čestica daje u gore opisanom ciklusu ugljika.

Nedavno su fizičari otkrili da u nekim zvijezdama fizikalni uvjeti dopuštaju pojavu čak i težih elemenata, poput željeza, te izračunavaju udio nastalih elemenata u skladu s obiljem elemenata koje nalazimo u prirodi.

Divovske zvijezde imaju prosječnu izlaznu energiju po jedinici mase koja je mnogo veća od Sunčeve. Međutim, još uvijek ne postoji općeprihvaćeno stajalište o izvorima energije u crvenim divovima. Izvori energije u njima i njihova struktura još nam nisu jasni, ali će, prema svemu sudeći, uskoro postati poznati. Prema proračunima V.V. Sobolev crveni divovi mogu imati istu strukturu kao vrući divovi i imati iste izvore energije. Ali oni su okruženi ogromnom, tankom i hladnom atmosferom, koja im daje izgled "hladnih divova".

Jezgre nekih teških atoma mogu nastati u unutrašnjosti zvijezda spajanjem lakših atoma, a pod nekim uvjetima iu njihovim atmosferama.

Koji je izvor sunčeve energije? Kakva je priroda procesa koji proizvode ogromne količine energije? Koliko će dugo sunce sjati?

Prve pokušaje odgovora na ova pitanja dali su astronomi sredinom 19. stoljeća, nakon što su fizičari formulirali zakon održanja energije.

Robert Mayer je pretpostavio da Sunce sja zbog stalnog bombardiranja površine meteoritima i meteorskim česticama. Ova hipoteza je odbačena, jer jednostavan izračun pokazuje da je za održavanje sjaja Sunca na sadašnjoj razini potrebno da svake sekunde na njega padne 2 * 1015 kg meteorske tvari. Tijekom jedne godine to će iznositi 6*1022 kg, a tijekom života Sunca, tijekom 5 milijardi godina – 3*1032 kg. Masa Sunca je M = 2*1030 kg, dakle, tijekom pet milijardi godina na Sunce je trebalo pasti materije 150 puta više od mase Sunca.

Drugu su hipotezu iznijeli Helmholtz i Kelvin također sredinom 19. stoljeća. Predložili su da Sunce zrači zbog kompresije za 60-70 metara godišnje. Razlog kompresije je međusobno privlačenje sunčevih čestica, zbog čega se ova hipoteza naziva kontrakcija. Ako napravimo izračun prema ovoj hipotezi, tada starost Sunca neće biti veća od 20 milijuna godina, što je u suprotnosti sa suvremenim podacima dobivenim analizom radioaktivnog raspada elemenata u geološkim uzorcima Zemljinog tla i tla mjesec.

Treću hipotezu o mogućim izvorima sunčeve energije iznio je James Jeans početkom dvadesetog stoljeća. Sugerirao je da dubine Sunca sadrže teške radioaktivne elemente koji se spontano raspadaju i emitiraju energiju. Na primjer, transformacija urana u torij, a zatim u olovo, praćena je oslobađanjem energije. Naknadna analiza ove hipoteze također je pokazala njezinu nedosljednost; zvijezda koja se sastoji samo od urana ne bi oslobodila dovoljno energije da proizvede promatrani luminozitet Sunca. Osim toga, postoje zvijezde čiji je sjaj višestruko veći od sjaja naše zvijezde. Malo je vjerojatno da će te zvijezde imati i veće rezerve radioaktivnog materijala.

Najvjerojatnija hipoteza pokazala se hipotezom o sintezi elemenata kao rezultat nuklearnih reakcija u utrobi zvijezda.

Godine 1935. Hans Bethe je pretpostavio da bi izvor solarne energije mogla biti termonuklearna reakcija pretvaranja vodika u helij. Za to je Bethe dobila Nobelova nagrada 1967. godine.

Kemijski sastav Sunca otprilike je isti kao i većine drugih zvijezda. Otprilike 75% je vodik, 25% je helij i manje od 1% su svi ostali kemijski elementi (uglavnom ugljik, kisik, dušik itd.). Neposredno nakon rođenja Svemira, uopće nije bilo "teških" elemenata. Svi oni, tj. elementi teži od helija, pa čak i mnoge alfa čestice, nastali su prilikom “izgaranja” vodika u zvijezdama tijekom termonuklearne fuzije. Karakteristični životni vijek zvijezde poput Sunca je deset milijardi godina.

Glavni izvor energije je proton-protonski ciklus - vrlo spora reakcija (karakteristično vrijeme 7,9 * 109 godina), jer je to zbog slabe interakcije. Njegova suština je da se jezgra helija formira od četiri protona. Pritom se oslobađaju par pozitrona i par neutrina te energija od 26,7 MeV. Broj neutrina koje Sunce emitira u sekundi određen je samo luminoznošću Sunca. Budući da se 2 neutrina rađaju kada se oslobodi 26,7 MeV, brzina emisije neutrina je: 1,8*1038 neutrina/s.

Izravan test ove teorije je promatranje solarnih neutrina. Visokoenergetski (borni) neutrini otkriveni su u klor-argonskim eksperimentima (Davisovi eksperimenti) i dosljedno pokazuju nedostatak neutrina u usporedbi s teoretskom vrijednošću za standardni model Sunca. Niskoenergetski neutrini koji nastaju izravno u pp reakciji zabilježeni su u galij-germanijevim eksperimentima (GALLEX u Gran Sassu (Italija - Njemačka) i SAGE u Baksanu (Rusija - SAD)); oni također "nedostaju".

Prema nekim pretpostavkama, ako neutrini imaju masu mirovanja različitu od nule, moguće su oscilacije (transformacije) različitih tipova neutrina (efekt Mikheev – Smirnov – Wolfenstein) (postoje tri vrste neutrina: elektronski, mionski i tauonski neutrini) . Jer Budući da drugi neutrini imaju mnogo manje presjeke interakcije s materijom od elektrona, uočeni deficit se može objasniti bez mijenjanja standardnog modela Sunca, izgrađenog na temelju cjelokupnog skupa astronomskih podataka.

Svake sekunde Sunce preradi oko 600 milijuna tona vodika. Rezerve nuklearnog goriva trajat će još pet milijardi godina, nakon čega će se postupno pretvoriti u bijelog patuljka.

Središnji dijelovi Sunca će se stezati, zagrijavati, a toplina prenesena na vanjsku ljusku dovest će do njegovog širenja do veličina monstruoznih u usporedbi s modernim: Sunce će se toliko proširiti da će apsorbirati Merkur, Veneru i potrošiti “ goriva” stotinu puta brže nego sada. To će dovesti do povećanja veličine Sunca; naša će zvijezda postati crveni div, čija se veličina može usporediti s udaljenosti od Zemlje do Sunca! Život na Zemlji će nestati ili će pronaći utočište na vanjskim planetima.

Mi ćemo, naravno, biti svjesni takvog događaja unaprijed, budući da će prijelaz na novu fazu trajati otprilike 100-200 milijuna godina. Kada temperatura središnjeg dijela Sunca dosegne 100 000 000 K, i helij će početi izgarati, pretvarajući se u teške elemente, a Sunce će ući u fazu složenih ciklusa kompresije i ekspanzije. U posljednjoj fazi, naša zvijezda će izgubiti svoju vanjsku ljusku, središnja jezgra će imati nevjerojatno veliku gustoću i veličinu, poput Zemljine. Proći će još nekoliko milijardi godina i Sunce će se ohladiti, pretvarajući se u bijelog patuljka.