Zdroj energie zo slnka

Poznanie je moc

uhlíkový cyklus

Ako sa vodík premieňa na hélium vo vnútri hviezd? Prvú odpoveď na túto otázku našli nezávisle Hans Bethe v USA a Karl-Friedrich von Weizsäcker v r. Nemecko. V roku 1938 objavili prvú reakciu, ktorá premieňa vodík na hélium a môže poskytnúť energiu potrebnú na udržanie hviezd nažive. Dozrel na to čas: 11. júla 1938 sa Weizsäckerov rukopis dostal do redakcie časopisu „Zeitschrift für Physik“ a 7. septembra toho istého roku prevzala Betheho rukopis redakcia časopisu „Physical Preskúmanie". Oba články načrtli objav uhlíkového cyklu. Bethe a Critchfield už 23. júna poslali dokument obsahujúci najdôležitejšiu časť protón-protónového cyklu.

Tento proces je pomerne zložitý. Pre jej vznik je potrebné, aby sa vo hviezdach nachádzali okrem vodíka aj atómy iných prvkov, napríklad uhlíka. Jadrá atómov uhlíka zohrávajú úlohu katalyzátorov. O katalyzátoroch dobre vieme z chémie. Protóny sa viažu na uhlíkové jadrá, kde vznikajú atómy hélia. Potom uhlíkové jadro vytlačí jadrá hélia vytvorené z protónov a samo zostane nezmenené v dôsledku tohto procesu.

Na obrázku je znázornená schéma tejto reakcie, ktorá má formu uzavretého cyklu. Zvážte túto reakciu začínajúc v hornej časti obrázku. Proces začína zrážkou jadra atómu vodíka s jadrom uhlíka s hmotnostným číslom 12. Označujeme ho ako C 12 . V dôsledku tunelovacieho efektu môže protón prekonať elektrické odpudzujúce sily uhlíkového jadra a spojiť sa s ním.

Premena vodíka na hélium v ​​uhlíkovom cykle Betheho reakcií vo vnútri hviezd. Červené vlnité šípky ukazujú, že atóm vyžaruje kvantá elektromagnetického žiarenia.

Nové jadro už pozostáva z trinástich ťažkých elementárne častice. Vplyvom kladného náboja protónu sa zvyšuje náboj pôvodného uhlíkového jadra. V tomto prípade vzniká jadro dusíka s hmotnostným číslom 13. Označuje sa ako N 13. Tento izotop dusíka je rádioaktívny a po chvíli vyžaruje dve svetelné častice: pozitrón a neutríno – elementárnu časticu, o ktorej ešte budeme počuť. Dusíkové jadro sa teda mení na uhlíkové jadro s hmotnostným číslom 13, t.j. v C13. Toto jadro má opäť rovnaký náboj ako uhlíkové jadro na začiatku cyklu, ale jeho hmotnostné číslo je už o jedno viac. Teraz máme jadro ďalšieho izotopu uhlíka. Ak sa s týmto jadrom zrazí ďalší protón, jadro dusíka sa znovu objaví. Teraz má však hmotnostné číslo 14, čo je N 14 . Ak sa nový atóm dusíka zrazí s iným protónom, potom prechádza do O 15, t.j. do kyslíkového jadra s hmotnostným číslom 15. Toto jadro je tiež rádioaktívne, opäť vyžaruje pozitrón a neutríno a prechádza do N 15 - dusíka s hmotnostným číslom 15. Vidíme, že proces začal uhlíkom s hmotnosťou číslo 12 a viedlo k objaveniu sa dusíka s hmotnostným číslom 15. Postupné pridávanie protónov teda vedie k objaveniu sa stále ťažších jadier. Nech sa k jadru N 15 pripojí ďalší protón, potom zo vzniknutého jadra spolu vyletia dva protóny a dva neutróny, ktoré tvoria jadro hélia. Ťažké jadro sa opäť zmení na pôvodné uhlíkové jadro. Kruh je uzavretý.

V dôsledku toho sa štyri protóny spoja a vytvoria jadro hélia: vodík sa zmení na hélium. Pri tomto procese sa uvoľňuje energia, ktorá stačí na to, aby hviezdy svietili miliardy rokov.

K zahrievaniu hviezdnej hmoty nedochádza vo všetkých štádiách reťazca reakcií, ktoré sme uvažovali. Hviezdna hmota sa zahrieva jednak vďaka kvantám elektromagnetického žiarenia, ktoré odovzdávajú svoju energiu hviezdnemu plynu, a jednak vďaka pozitrónom, ktoré takmer okamžite anihilujú s voľnými elektrónmi hviezdneho plynu. Pri anihilácii pozitrónov a elektrónov vznikajú aj kvantá elektromagnetického žiarenia. Energia týchto kvánt sa prenáša do hviezdnej hmoty. Malá časť uvoľnenej energie je odnesená z hviezdy spolu s odchádzajúcimi neutrínami. Niektoré nejasné otázky súvisiace s neutrínami zvážime neskôr.

V roku 1967 dostal Bethe Nobelovu cenu za fyziku za objav uhlíkového cyklu, ktorý v roku 1938 urobil spolu s von Weizsäckerom. V tomto prípade Nobelov výbor zrejme zabudol, že česť tohto objavu nepatrí len Bete.

Vieme, že k cyklickej transformácii dochádza v prítomnosti katalytických prvkov: uhlíka a dusíka. V hviezdnom interiéri ale nemusia byť prítomné všetky tri prvky. Jeden z nich stačí. Ak sa spustí aspoň jedna reakcia cyklu, potom sa prvky-katalyzátory objavia ako výsledok nasledujúcich štádií reakcií. Okrem toho tok cyklickej reakcie vedie k skutočnosti, že existuje dobre definovaný kvantitatívny pomer medzi reluktantnými izotopmi. Tento kvantitatívny pomer závisí od teploty, pri ktorej cyklus prebieha. Astrofyzici môžu teraz pomocou svojich spektroskopických metód vykonať pomerne presnú kvantitatívnu analýzu kozmickej hmoty. Pomerom medzi počtom izotopov C 12, C 13, N 14 a N 15 je často možné nielen zistiť, že vo vnútri hviezdy dochádza k premene hmoty podľa uhlíkového cyklu, ale aj pri akej teplote dochádza k reakciám. Vodík sa však môže premeniť na hélium nielen prostredníctvom uhlíkového cyklu. Spolu s reakciami uhlíkového cyklu dochádza aj k iným, jednoduchším premenám. Práve tie majú hlavný podiel (aspoň na Slnku) k uvoľňovaniu energie. Ďalej sa obrátime na zváženie týchto reakcií.

Aby sme pochopili proces zrodu a vývoja predstáv o termonukleárnej fúzii na Slnku, je potrebné poznať históriu ľudských predstáv o pochopení tohto procesu. Pri vytváraní riadeného termonukleárneho reaktora, v ktorom prebieha proces riadenia termonukleárnej fúzie, je veľa neriešiteľných teoretických a technologických problémov. Mnoho vedcov, a ešte viac úradníkov z vedy, nie je oboznámených s históriou tohto problému.

Práve neznalosť histórie chápania a znázornenia termonukleárnej fúzie na Slnku ľudstvom viedla k nesprávnemu konaniu tvorcov termonukleárnych reaktorov. Dokazuje to šesťdesiatročný neúspech prác na vytvorení riadeného termonukleárneho reaktora, odpad obrovských Peniaze mnohých vyspelých krajinách. Najdôležitejším a nevyvrátiteľným dôkazom je, že riadený termonukleárny reaktor nevznikol 60 rokov. Navyše, mediálne známe vedecké autority sľubujú vytvorenie riadeného termonukleárneho reaktora (UTNR) do 30...40 rokov.

2. Occamova britva

Occamova britva je metodologický princíp pomenovaný podľa anglického františkánskeho mnícha, nominalistického filozofa Williama. V zjednodušenej forme znie: „Netreba rozmnožovať existujúce bez potreby“ (alebo „Nemať priťahovať nové entity bez najkrajnejšej nevyhnutnosti“). Tento princíp tvorí základ metodologického redukcionizmu, nazývaného aj princíp šetrnosti, alebo zákon ekonómie. Niekedy sa princíp vyjadruje slovami: „To, čo možno vysvetliť menej, by nemalo byť vyjadrené viac“.

IN moderná veda„Occamova britva“ sa zvyčajne chápe ako všeobecnejší princíp, ktorý uvádza, že ak existuje niekoľko logicky konzistentných definícií alebo vysvetlení javu, potom by sa za správnu mala považovať tá najjednoduchšia.

Obsah princípu možno zjednodušiť takto: na vysvetlenie javu nie je potrebné zavádzať zložité zákony, ak sa tento jav dá vysvetliť jednoduchými zákonmi. Teraz je tento princíp mocným nástrojom vedeckého kritického myslenia. Sám Occam sformuloval tento princíp ako potvrdenie existencie Boha. Tí podľa neho vedia určite všetko vysvetliť bez toho, aby zavádzali niečo nové.

Princíp „Occamovej britvy“ preformulovaný v jazyku teórie informácie hovorí, že najpresnejšia správa je správa s minimálnou dĺžkou.

Albert Einstein preformuloval princíp „Occamovej britvy“ nasledovne: „Všetko by sa malo zjednodušiť tak dlho, ako je to možné, ale nie viac.“

3. O začiatku pochopenia a znázornenia termonukleárnej fúzie na Slnku ľudstvom

Všetci obyvatelia Zeme už dlho chápali skutočnosť, že Slnko ohrieva Zem, ale zdroje slnečnej energie zostali pre každého nepochopiteľné. V roku 1848 Robert Meyer predložil hypotézu meteoritu, podľa ktorej sa Slnko zahrieva bombardovaním meteoritov. Avšak s takým potrebným počtom meteoritov by bola Zem tiež veľmi horúca; okrem toho by pozemské geologické vrstvy pozostávali hlavne z meteoritov; nakoniec sa musela zväčšiť hmotnosť Slnka a to by ovplyvnilo pohyb planét.

Preto v druhej polovici 19. storočia mnohí výskumníci považovali za najpravdepodobnejšiu teóriu vyvinutú Helmholtzom (1853) a lordom Kelvinom, ktorí navrhli, že Slnko sa zahrieva v dôsledku pomalej gravitačnej kontrakcie („Kelvin-Helmholtzov mechanizmus“). Výpočty založené na tomto mechanizme odhadli maximálny vek Slnka na 20 miliónov rokov a čas, po ktorom Slnko zhasne - nie viac ako 15 miliónov rokov.Táto hypotéza je však v rozpore s geologickými údajmi o veku hornín, ktoré uvádzali oveľa väčšie čísla. Napríklad Charles Darwin poznamenal, že erózia vendiánskych ložísk trvala najmenej 300 miliónov rokov. Napriek tomu Brockhaus and Efron Encyclopedia považuje gravitačný model za jediný prijateľný.

Až v 20. storočí sa našlo „správne“ riešenie tohto problému. Spočiatku Rutherford predložil hypotézu, že zdrojom vnútornej energie Slnka je rádioaktívny rozpad. V roku 1920 Arthur Eddington navrhol, že tlak a teplota vo vnútri Slnka sú také vysoké, že tam môžu prebiehať termonukleárne reakcie, pri ktorých sa jadrá vodíka (protóny) spájajú do jadra hélia-4. Pretože jeho hmotnosť je menšia ako súčet hmotností štyroch voľných protónov, potom časť hmotnosti v tejto reakcii podľa Einsteinovho vzorca E = mc 2 sa premieňa na energiu. To, že v zložení Slnka prevažuje vodík, potvrdila v roku 1925 Cecilly Payne.

Teóriu jadrovej fúzie vyvinuli v 30. rokoch 20. storočia astrofyzici Chandrasekhar a Hans Bethe. Bethe podrobne vypočítal dve hlavné termonukleárne reakcie, ktoré sú zdrojom energie Slnka. Nakoniec sa v roku 1957 objavila práca Margaret Burbridgeovej „Syntéza prvkov vo hviezdach“, v ktorej sa ukázalo, že väčšina prvkov vo vesmíre vznikla v dôsledku nukleosyntézy prebiehajúcej vo hviezdach.

4. Vesmírny prieskum Slnka

Prvé práce Eddingtona ako astronóma sú spojené so štúdiom pohybu hviezd a štruktúry hviezdnych systémov. Jeho hlavnou zásluhou je však to, že vytvoril teóriu vnútornej štruktúry hviezd. Hlboký náhľad do fyzikálnej podstaty javov a zvládnutie metód najzložitejších matematických výpočtov umožnilo Eddingtonovi získať množstvo zásadných výsledkov v takých oblastiach astrofyziky, ako je vnútorná štruktúra hviezd, stav medzihviezdnej hmoty, pohyb a distribúcia. hviezd v galaxii.

Eddington vypočítal priemery niektorých hviezd červených obrov, určil hustotu trpasličieho satelitu hviezdy Sirius - ukázalo sa, že je nezvyčajne vysoká. Eddingtonova práca na určovaní hustoty hviezdy slúžila ako impulz pre rozvoj fyziky superhustého (degenerovaného) plynu. Eddington bol dobrý tlmočník všeobecná teória Einsteinova relativita. Urobil prvý experimentálny test jedného z efektov predpovedaných touto teóriou: odklonu svetelných lúčov v gravitačnom poli obrovskej hviezdy. Podarilo sa mu to pri úplnom zatmení Slnka v roku 1919. Spolu s ďalšími vedcami položil Eddington základy moderných poznatkov o stavbe hviezd.

5. Termonukleárna fúzia – spaľovanie!?

Čo je vizuálne termonukleárna fúzia? V podstate ide o spaľovanie. Je ale jasné, že ide o spaľovanie veľmi vysokého výkonu na jednotku objemu priestoru. A je jasné, že nejde o oxidačný proces. Tu sa do spaľovacieho procesu zapájajú ďalšie prvky, ktoré tiež horia, ale za špeciálnych fyzikálnych podmienok.

Zvážte spaľovanie.

Chemické spaľovanie je zložitý fyzikálno-chemický proces premeny zložiek horľavej zmesi na produkty horenia s uvoľňovaním tepelného žiarenia, svetla a sálavej energie.

Chemické spaľovanie sa delí na niekoľko druhov spaľovania.

Podzvukové spaľovanie (deflagrácia) na rozdiel od výbuchu a detonácie prebieha pri nízkych rýchlostiach a nie je spojené s tvorbou rázovej vlny. Podzvukové spaľovanie zahŕňa normálne laminárne a turbulentné šírenie plameňa a nadzvukové spaľovanie označuje detonáciu.

Spaľovanie sa delí na tepelné a reťazové. Tepelné spaľovanie je založené na chemickej reakcii schopnej prebiehať s postupným samozrýchľovaním v dôsledku akumulácie uvoľneného tepla. Reťazové spaľovanie sa vyskytuje pri niektorých reakciách v plynnej fáze pri nízkych tlakoch.

Pre všetky reakcie s dostatočne veľkými tepelnými účinkami a aktivačnými energiami možno zabezpečiť podmienky tepelného samourýchľovania.

Horenie môže začať spontánne v dôsledku samovznietenia alebo môže byť iniciované zapálením. Za pevných vonkajších podmienok môže kontinuálne spaľovanie prebiehať v stacionárnom režime, keď sa hlavné charakteristiky procesu - rýchlosť reakcie, rýchlosť uvoľňovania tepla, teplota a zloženie produktu - v priebehu času nemenia, alebo v periodickom režime, keď sa tieto charakteristiky kolísať okolo ich priemerných hodnôt. Vzhľadom na silnú nelineárnu závislosť rýchlosti reakcie od teploty je spaľovanie vysoko citlivé na vonkajšie podmienky. Rovnaká vlastnosť horenia určuje existenciu viacerých stacionárnych režimov za rovnakých podmienok (hysterézny efekt).

Existuje objemové spaľovanie, je dobre známe a často používané v každodennom živote.

difúzne spaľovanie. Vyznačuje sa oddeleným prívodom paliva a okysličovadla do spaľovacej zóny. Miešanie komponentov prebieha v spaľovacej zóne. Príklad: spaľovanie vodíka a kyslíka v raketovom motore.

Spaľovanie vopred zmiešaného média. Ako už názov napovedá, horenie prebieha v zmesi, v ktorej je prítomné palivo aj okysličovadlo. Príklad: spaľovanie zmesi benzín-vzduch vo valci spaľovacieho motora po inicializácii procesu zapaľovacou sviečkou.

Bezplameňové spaľovanie. Na rozdiel od klasického spaľovania, kedy sú pozorované zóny oxidačného plameňa a redukčného plameňa, je možné vytvárať podmienky pre bezplameňové horenie. Príkladom je katalytická oxidácia organických látok na povrchu vhodného katalyzátora, napríklad oxidácia etanolu na platinovej černi.

Tlejúci. Typ spaľovania, pri ktorom nevzniká plameň a horiaca zóna sa pomaly šíri materiálom. Tedenie sa zvyčajne pozoruje pri poréznych alebo vláknitých materiáloch s vysokým obsahom vzduchu alebo impregnovaných oxidačnými činidlami.

autogénne spaľovanie. Samostatné spaľovanie. Termín sa používa v technológiách spaľovania odpadu. Možnosť autogénneho (samoudržateľného) spaľovania odpadu je daná maximálnym obsahom balastných zložiek: vlhkosti a popola.

Plameň je oblasť priestoru, v ktorej dochádza k horeniu v plynnej fáze, sprevádzané viditeľným a (alebo) infračerveným žiarením.

Zvyčajný plameň, ktorý pozorujeme pri horení sviečky, plameň zapaľovača alebo zápalky, je prúd horúcich plynov, natiahnutý vertikálne vplyvom zemskej gravitácie (horúce plyny majú tendenciu stúpať nahor).

6. Moderné fyzikálne a chemické predstavy o Slnku

Hlavné charakteristiky:

Zloženie fotosféry:

Slnko je centrálna a jediná hviezda našej slnečnej sústavy, okolo ktorej sa točia ďalšie objekty tejto sústavy: planéty a ich satelity, trpasličie planéty a ich satelity, asteroidy, meteoroidy, kométy a kozmický prach. Hmotnosť Slnka (teoreticky) je 99,8% celkovej hmotnosti celej slnečnej sústavy. Slnečné žiarenie podporuje život na Zemi (fotóny sú nevyhnutné pre počiatočné fázy procesu fotosyntézy), určuje klímu.

Podľa spektrálnej klasifikácie patrí Slnko do typu G2V („žltý trpaslík“). Povrchová teplota Slnka dosahuje 6000 K, teda Slnko svieti takmer bielym svetlom, ale v dôsledku silnejšieho rozptylu a pohlcovania krátkovlnnej časti spektra zemskou atmosférou sa priame svetlo Slnka v blízkosti povrchu tzv. naša planéta získava určitý žltý odtieň.

Slnečné spektrum obsahuje línie ionizovaných a neutrálnych kovov, ako aj ionizovaný vodík. V našej galaxii Mliečna dráha je približne 100 miliónov hviezd G2. Zároveň 85% hviezd v našej galaxii sú hviezdy, ktoré sú menej jasné ako Slnko (väčšina z nich sú červení trpaslíci na konci svojho vývojového cyklu). Ako všetky hviezdy hlavnej postupnosti, aj Slnko generuje energiu prostredníctvom jadrovej fúzie.

Slnečné žiarenie je hlavným zdrojom energie na Zemi. Jeho výkon je charakterizovaný slnečnou konštantou - množstvom energie prechádzajúcej plochou jednotky plochy kolmo na slnečné lúče. Vo vzdialenosti jednej astronomickej jednotky (teda na obežnej dráhe Zeme) je táto konštanta približne 1370 W/m 2 .

Slnečné žiarenie pri prechode zemskou atmosférou stráca energiu približne 370 W/m 2 a len 1000 W/m 2 dopadá na zemský povrch (za jasného počasia a keď je Slnko v zenite). Táto energia môže byť použitá v rôznych prírodných a umelých procesoch. Rastliny ho teda pomocou fotosyntézy spracujú do chemickej formy (kyslík a organické zlúčeniny). Priamy ohrev slnečnými lúčmi alebo premenu energie pomocou fotovoltaických článkov možno využiť na výrobu elektriny (solárne elektrárne) alebo na vykonávanie inej užitočnej práce. V dávnej minulosti sa energia uložená v rope a iných fosílnych palivách získavala aj fotosyntézou.

Slnko je magneticky aktívna hviezda. Má silné magnetické pole, ktoré sa v čase mení a mení smer približne každých 11 rokov, počas slnečného maxima. Zmeny magnetického poľa Slnka spôsobujú rôzne efekty, ktorých súhrn sa nazýva slnečná aktivita a zahŕňa také javy, ako sú slnečné škvrny, slnečné erupcie, zmeny slnečného vetra atď., a na Zemi spôsobuje polárne žiary vo vysokých a stredných zemepisných šírkach. a geomagnetické búrky, ktoré negatívne ovplyvňujú prevádzku komunikačných zariadení, prostriedkov prenosu elektriny a negatívne ovplyvňujú aj živé organizmy, spôsobujú bolesti hlavy a zhoršený zdravotný stav ľudí (u ľudí citlivých na magnetické búrky). Slnko je mladá hviezda tretej generácie (populácia I) s vysokým obsahom kovov, to znamená, že vznikla zo zvyškov hviezd prvej a druhej generácie (populácia III a II).

Aktuálny vek Slnka (presnejšie doba jeho existencie na hlavnej postupnosti), odhadovaný pomocou počítačových modelov hviezdneho vývoja, je približne 4,57 miliardy rokov.

Životný cyklus slnka. Predpokladá sa, že Slnko vzniklo asi pred 4,59 miliardami rokov, keď sa oblak molekulárneho vodíka rýchlo stlačil pôsobením gravitačných síl a vytvoril hviezdu prvého typu hviezdnej populácie typu T Taurus v našej oblasti Galaxie.

Hviezda rovnakej hmotnosti ako Slnko by mala existovať na hlavnej postupnosti celkovo asi 10 miliárd rokov. Slnko je teda približne v polovici svojho životného cyklu. Zapnuté súčasné štádium V slnečnom jadre prebiehajú termonukleárne reakcie, pri ktorých sa vodík mení na hélium. Každú sekundu sa v jadre Slnka premení asi 4 milióny ton hmoty na žiarivú energiu, čo vedie k tvorbe slnečného žiarenia a prúdu slnečných neutrín.

7. Teoretické predstavy ľudstva o vnútornej a vonkajšej stavbe Slnka

V strede Slnka je slnečné jadro. Fotosféra je viditeľný povrch Slnka, ktorý je hlavným zdrojom žiarenia. Slnko je obklopené slnečnou korónou, ktorá má veľmi vysokú teplotu, ale je extrémne vzácna, a preto je viditeľná voľným okom iba v období úplného zatmenie Slnka.

Centrálna časť Slnka s polomerom asi 150 000 kilometrov, v ktorej prebiehajú termonukleárne reakcie, sa nazýva slnečné jadro. Hustota hmoty v jadre je asi 150 000 kg/m Teoretická analýza údajov vykonaná misiou SOHO ukázala, že v jadre je rýchlosť rotácie Slnka okolo svojej osi oveľa vyššia ako na povrchu. V jadre prebieha protón-protónová termonukleárna reakcia, v dôsledku ktorej zo štyroch protónov vzniká hélium-4. Zároveň sa každú sekundu premení na energiu 4,26 milióna ton hmoty, no táto hodnota je v porovnaní s hmotnosťou Slnka zanedbateľná – 2·10 27 ton.

Nad jadrom sa vo vzdialenostiach asi 0,2 ... 0,7 polomeru Slnka od jeho stredu nachádza radiačná prenosová zóna, v ktorej nedochádza k makroskopickým pohybom, energia sa prenáša pomocou „reemisie“ fotónov.

konvekčná zóna slnka. Bližšie k povrchu Slnka dochádza k vírivému miešaniu plazmy a k prenosu energie na povrch dochádza najmä pohybmi samotnej hmoty. Tento spôsob prenosu energie sa nazýva konvekcia a podpovrchová vrstva Slnka s hrúbkou približne 200 000 km, kde sa vyskytuje, sa nazýva konvekčná zóna. Podľa moderných údajov je jeho úloha vo fyzike slnečných procesov mimoriadne veľká, pretože práve v nej vznikajú rôzne pohyby slnečnej hmoty a magnetické polia.

Atmosféra Slnka Fotosféra (vrstva, ktorá vyžaruje svetlo) dosahuje hrúbku ≈320 km a tvorí viditeľný povrch Slnka. Hlavná časť optického (viditeľného) žiarenia Slnka pochádza z fotosféry, pričom žiarenie z hlbších vrstiev do nej už nedosahuje. Teplota vo fotosfére dosahuje v priemere 5800 K. Tu je priemerná hustota plynu menšia ako 1/1000 hustoty pozemského vzduchu a pri približovaní sa k vonkajšiemu okraju fotosféry teplota klesá na 4800 K. Za takýchto podmienok zostáva vodík takmer úplne v neutrálnom stave. Fotosféra tvorí viditeľný povrch Slnka, z ktorého sa určujú rozmery Slnka, vzdialenosť od povrchu Slnka atď. Chromosféra je vonkajší obal Slnka s hrúbkou asi 10 000 km, ktorý obklopuje fotosféru. Pôvod názvu tejto časti slnečnej atmosféry je spojený s jej červenkastou farbou spôsobenou tým, že jej viditeľnému spektru dominuje červená emisná čiara H-alfa vodíka. Horná hranica chromosféry nemá výrazne hladký povrch, neustále z nej dochádza k horúcim ejekciám, nazývaným spikuly (preto taliansky astronóm Secchi, pozorujúci chromosféru ďalekohľadom, koncom 19. s horiacimi prériami). Teplota chromosféry sa zvyšuje s nadmorskou výškou od 4 000 do 15 000 stupňov.

Hustota chromosféry je nízka, takže jej jas je nedostatočný na jej pozorovanie za normálnych podmienok. Ale počas úplného zatmenia Slnka, keď Mesiac zakryje jasnú fotosféru, sa chromosféra nachádzajúca sa nad ním stane viditeľnou a svieti na červeno. Dá sa tiež kedykoľvek pozorovať pomocou špeciálnych úzkopásmových optických filtrov.

Koróna je posledný vonkajší obal slnka. Napriek veľmi vysokej teplote, od 600 000 do 2 000 000 stupňov, je viditeľná voľným okom iba počas úplného zatmenia Slnka, keďže hustota hmoty v koróne je nízka, a teda aj jej jasnosť je nízka. Nezvyčajne intenzívne zahrievanie tejto vrstvy je zrejme spôsobené magnetickým efektom a pôsobením rázových vĺn. Tvar koróny sa mení v závislosti od fázy cyklu slnečnej aktivity: v obdobiach maximálnej aktivity má zaoblený tvar a minimálne je pretiahnutý pozdĺž slnečného rovníka. Keďže teplota koróny je veľmi vysoká, vyžaruje intenzívne v ultrafialovom a röntgenovom rozsahu. Tieto žiarenia neprechádzajú zemskou atmosférou, ale dovnútra V poslednej dobe bolo možné ich študovať pomocou kozmických lodí. Žiarenie v rôznych oblastiach koróny prebieha nerovnomerne. Existujú horúce aktívne a tiché oblasti, ako aj koronálne diery s relatívne nízkou teplotou 600 000 stupňov, z ktorých sa do vesmíru vynárajú siločiary magnetického poľa. Táto („otvorená“) magnetická konfigurácia umožňuje časticiam opustiť Slnko bez prekážok, takže slnečný vietor je vyžarovaný „primárne“ z koronálnych dier.

Z vonkajšej časti slnečnej koróny vyteká slnečný vietor - prúd ionizovaných častíc (hlavne protónov, elektrónov a α-častíc), ktorý má rýchlosť 300 ... 1200 km/s a šíri sa s postupným poklesom vo svojej hustote až po hranice heliosféry.

Keďže slnečná plazma má dostatočne vysokú elektrickú vodivosť, môžu v nej vznikať elektrické prúdy a v dôsledku toho aj magnetické polia.

8. Teoretické problémy termonukleárnej fúzie na Slnku

Problém slnečných neutrín. Jadrové reakcie prebiehajúce v jadre Slnka vedú k vytvoreniu veľkého počtu elektrónových neutrín. Merania toku neutrín na Zemi, ktoré sa nepretržite vykonávajú od konca 60. rokov 20. storočia, zároveň ukázali, že počet tam zaznamenaných slnečných elektrónových neutrín je približne dvakrát až trikrát nižší, ako predpovedal štandardný solárny model popisujúci procesy v r. slnko. Tento rozpor medzi experimentom a teóriou bol nazvaný „problém solárnych neutrín“ a je jednou zo záhad slnečnej fyziky už viac ako 30 rokov. Situáciu skomplikoval fakt, že neutrína interagujú s hmotou extrémne slabo a vytvorenie detektora neutrín, ktorý dokáže presne merať tok neutrín aj s takou silou, ako je zo Slnka, je pomerne náročná vedecká úloha.

Boli navrhnuté dva hlavné spôsoby riešenia problému slnečných neutrín. Po prvé, bolo možné upraviť model Slnka tak, aby sa znížila predpokladaná teplota v jeho jadre a následne aj tok neutrín vyžarovaných Slnkom. Po druhé, dalo by sa predpokladať, že niektoré elektrónové neutrína emitované jadrom Slnka sa pri pohybe smerom k Zemi premenia na neutrína iných generácií (miónové a tau neutrína), ktoré bežné detektory nezachytia. Dnes sa vedci prikláňajú k názoru, že tá druhá cesta je s najväčšou pravdepodobnosťou tá správna. Aby mohol prebehnúť prechod jedného typu neutrína na druhý – takzvané „neutrínové oscilácie“, musí mať neutríno nenulovú hmotnosť. Teraz sa zistilo, že sa to zdá byť pravda. V roku 2001 boli všetky tri typy slnečných neutrín priamo detegované na Sudbury Neutrino Observatory a ukázalo sa, že ich celkový tok je v súlade so štandardným solárnym modelom. V tomto prípade sa ukáže, že len asi tretina neutrín, ktoré sa dostanú na Zem, sú elektronické. Toto číslo je v súlade s teóriou, ktorá predpovedá prechod elektrónových neutrín na neutrína inej generácie ako vo vákuu (v skutočnosti "neutrínové oscilácie"), tak aj v slnečnej hmote ("Mikheevov-Smirnov-Wolfensteinov efekt"). V súčasnosti sa teda zdá, že problém solárnych neutrín je vyriešený.

Problém s ohrevom koróny. Nad viditeľným povrchom Slnka (fotosférou), ktorý má teplotu asi 6 000 K, je slnečná koróna s teplotou viac ako 1 000 000 K. Dá sa ukázať, že priamy tok tepla z fotosféry nestačí viesť k tak vysokej teplote koróny.

Predpokladá sa, že energia na ohrev koróny je dodávaná turbulentnými pohybmi subfotosférickej konvekčnej zóny. V tomto prípade boli navrhnuté dva mechanizmy na prenos energie do koróny. Jednak ide o ohrev vĺn - zvukové a magnetohydrodynamické vlny vznikajúce v turbulentnej konvekčnej zóne sa šíria do koróny a tam sa rozptyľujú, pričom ich energia sa premieňa na tepelnú energiu koronálnej plazmy. Alternatívnym mechanizmom je magnetické zahrievanie, pri ktorom sa magnetická energia nepretržite generovaná fotosférickými pohybmi uvoľňuje opätovným prepojením magnetického poľa vo forme veľkých slnečných erupcií alebo veľkého počtu malých erupcií.

V súčasnosti nie je jasné, aký typ vĺn poskytuje účinný mechanizmus na zahrievanie koróny. Dá sa ukázať, že všetky vlny, okrem magnetohydrodynamických Alfvenových, sú pred dosiahnutím koróny rozptýlené alebo odrazené, zatiaľ čo rozptýlenie Alfvénových vĺn v koróne je náročné. Moderní výskumníci sa preto zamerali na mechanizmus ohrevu pomocou slnečných erupcií. Jedným z možných kandidátov na zdroje koronálneho ohrevu sú neustále sa vyskytujúce vzplanutia v malom meradle, hoci konečné objasnenie tejto otázky ešte nebolo dosiahnuté.

P.S. Po prečítaní o "Teoretických problémoch termonukleárnej fúzie na Slnku" je potrebné spomenúť si na "Occamovu žiletku". Tu sa pri vysvetľovaní teoretických problémov jasne používajú pritiahnuté za vlasy nelogické teoretické vysvetlenia.

9. Druhy termonukleárneho paliva. termonukleárne palivo

Riadená termonukleárna fúzia (CTF) je syntéza ťažších atómových jadier z ľahších za účelom získania energie, ktorá je na rozdiel od výbušnej termonukleárnej fúzie (používanej v termonukleárnych zbraniach) riadená. Riadená termonukleárna fúzia sa líši od tradičnej jadrová energia skutočnosť, že ten druhý využíva rozpadovú reakciu, počas ktorej sa z ťažkých jadier získavajú ľahšie jadrá. Hlavné jadrové reakcie, ktoré sa plánujú použiť na riadenú fúziu, budú využívať deutérium (2H) a trícium (3H) a z dlhodobého hľadiska hélium-3 (3 He) a bór-11 (11 B).

Typy reakcií. Fúzna reakcia je nasledovná: odoberú sa dve alebo viac atómových jadier, ktoré sa pôsobením určitej sily priblížia natoľko, že sily pôsobiace na takéto vzdialenosti prevažujú nad Coulombovými odpudzovacími silami medzi rovnako nabitými jadrami v dôsledku ktorým sa vytvorí nové jadro. Bude mať o niečo menšiu hmotnosť ako súčet hmotností pôvodných jadier a rozdielom sa stáva energia, ktorá sa uvoľní počas reakcie. Množstvo uvoľnenej energie popisuje známy vzorec E = mc 2. Ľahšie atómové jadrá sa ľahšie dostávajú na správnu vzdialenosť, takže vodík – najrozšírenejší prvok vo vesmíre – je najlepším palivom pre fúznu reakciu.

Zistilo sa, že zmes dvoch izotopov vodíka, deutéria a trícia, vyžaduje na fúznu reakciu najmenšie množstvo energie v porovnaní s energiou uvoľnenou počas reakcie. Hoci je však zmes deutéria a trícia (D-T) predmetom väčšiny výskumov fúzie, v žiadnom prípade nejde o jediné potenciálne palivo. Iné zmesi môžu byť jednoduchšie na výrobu; ich reakcia môže byť lepšie kontrolovaná, alebo čo je dôležitejšie, produkovať menej neutrónov. Mimoriadne zaujímavé sú takzvané „bezneutrónové“ reakcie, keďže úspešné priemyselné využitie takéhoto paliva bude znamenať absenciu dlhodobej rádioaktívnej kontaminácie materiálov a konštrukcie reaktora, čo by zase mohlo pozitívne ovplyvniť verejnú mienku a celkovú náklady na prevádzku reaktora, čím sa výrazne znížia náklady na jeho vyradenie z prevádzky. Problémom zostáva, že fúzna reakcia využívajúca alternatívne palivá je oveľa náročnejšia na udržanie, preto sa D-T reakcia považuje len za nevyhnutný prvý krok.

Schéma reakcie deutérium-trícium. Môže sa použiť riadená termonukleárna fúzia rôzne druhy termonukleárne reakcie v závislosti od druhu použitého paliva.

Najjednoduchšie implementovaná reakcia je deutérium + trícium:

2 H + 3 H = 4 He + n s energetickým výkonom 17,6 MeV.

Takáto reakcia sa z hľadiska moderných technológií realizuje najjednoduchšie, poskytuje značnú energetickú výťažnosť a palivové komponenty sú lacné. Jeho nevýhodou je uvoľňovanie nežiaduceho neutrónového žiarenia.

Dve jadrá: deutérium a trícium sa spájajú a vytvárajú jadro hélia (častica alfa) a vysokoenergetický neutrón.

Reakcia - deutérium + hélium-3 je oveľa náročnejšia, na hranici možného, ​​uskutočniť reakciu deutérium + hélium-3:

2 H + 3 He = 4 He + p s energetickým výkonom 18,3 MeV.

Podmienky na jeho dosiahnutie sú oveľa komplikovanejšie. Hélium-3 je tiež vzácny a extrémne drahý izotop. V súčasnosti sa nevyrába v priemyselnom meradle.

Reakcia medzi jadrami deutéria (D-D, monopropelant).

Možné sú aj reakcie medzi jadrami deutéria, sú o niečo náročnejšie ako reakcie s héliom-3.

Tieto reakcie pomaly prebiehajú paralelne s reakciou deutérium + hélium-3 a pri nich vznikajúce trícium a hélium-3 s veľkou pravdepodobnosťou okamžite reagujú s deutériom.

Iné typy reakcií. Je tiež možných niekoľko ďalších typov reakcií. Výber paliva závisí od mnohých faktorov – jeho dostupnosti a nízkych nákladov, energetickej výťažnosti, jednoduchosti dosiahnutia podmienok potrebných pre fúznu reakciu (predovšetkým teploty), nevyhnutných konštrukčných charakteristík reaktora a pod.

Reakcie „bez neutrónov“. Najperspektívnejšia tzv. „bezutrónové“ reakcie, pretože tok neutrónov generovaný termonukleárnou fúziou (napríklad pri reakcii deutérium-trícium) unáša značnú časť energie a vytvára indukovanú rádioaktivitu v konštrukcii reaktora. Reakcia deutérium-hélium-3 je sľubná aj z dôvodu nedostatočného výťažku neutrónov.

10. Klasické predstavy o podmienkach realizácie. termonukleárna fúzia a riadené termonukleárne reaktory

TOKAMAK (TOROIDÁLNA KAMERA S MAGNETICKÝMI CIEVKAMI) je toroidné zariadenie na magnetické zadržiavanie plazmy. Plazma je držaná nie stenami komory, ktoré nie sú schopné odolať jej teplote, ale špeciálne vytvoreným magnetickým poľom. Vlastnosťou TOKAMAKU je použitie elektrický prúd, prúdiaci cez plazmu, aby sa vytvorilo poloidálne pole potrebné pre rovnováhu plazmy.

CTS je možné pri súčasnom splnení dvoch kritérií:

• teplota plazmy musí byť vyššia ako 100 000 000 K;
• dodržiavanie Lawsonovho kritéria: n · t> 5 10 19 cm -3 s (pre D-T reakciu),
  Kde n je hustota plazmy pri vysokej teplote, t je čas zadržania plazmy v systéme.

Teoreticky sa predpokladá, že práve hodnota týchto dvoch kritérií určuje hlavne rýchlosť konkrétnej termonukleárnej reakcie.

V súčasnosti sa riadená termonukleárna fúzia v priemyselnom meradle ešte neuskutočnila. Hoci rozvinuté krajiny postavili vo všeobecnosti niekoľko desiatok riadených termonukleárnych reaktorov, nedokážu zabezpečiť riadenú termonukleárnu fúziu. Výstavba medzinárodného výskumného reaktora ITER je v počiatočných fázach.

Uvažujú sa dve hlavné schémy na realizáciu riadenej termonukleárnej fúzie.

Kvázistacionárne systémy. Plazma je zahrievaná a udržiavaná magnetickým poľom pri relatívne nízkom tlaku a vysokej teplote. Na to slúžia reaktory vo forme TOKAMAKS, stelarátorov, zrkadlových pascí a torzatrónov, ktoré sa líšia konfiguráciou magnetického poľa. Reaktor ITER má konfiguráciu TOKAMAK.

impulzné systémy. V takýchto systémoch sa CTS vykonáva krátkodobým zahrievaním malých terčíkov obsahujúcich deutérium a trícium pomocou ultra vysokovýkonného lasera alebo iónových impulzov. Takéto ožarovanie spôsobuje sled termonukleárnych mikrovýbuchov.

Štúdie prvého typu termonukleárnych reaktorov sú oveľa rozvinutejšie ako štúdie druhého typu. V jadrovej fyzike sa pri štúdiu termonukleárnej fúzie používa magnetická pasca na zadržanie plazmy v určitom objeme. Magnetická pasca je navrhnutá tak, aby zabránila kontaktu plazmy s prvkami termonukleárneho reaktora, t.j. Používa sa predovšetkým ako tepelný izolant. Princíp zadržiavania je založený na interakcii nabitých častíc s magnetickým poľom, konkrétne na rotácii nabitých častíc okolo magnetických siločiar. Bohužiaľ, magnetizovaná plazma je veľmi nestabilná a má tendenciu opúšťať magnetické pole. Preto sa na vytvorenie efektívnej magnetickej pasce používajú tie najvýkonnejšie elektromagnety, ktoré spotrebujú obrovské množstvo energie.

Zmenšiť veľkosť termonukleárneho reaktora je možné, ak sa v ňom súčasne použijú tri spôsoby vytvárania termonukleárnej reakcie.

inerciálna syntéza. Ožarujte malé kapsuly deutériovo-tríciového paliva laserom s výkonom 500 biliónov (5 10 14) wattov. Tento obrovský, veľmi krátkodobý 10–8 s laserový impulz spôsobí výbuch palivových kapsúl, čo má za následok zrod minihviezdy na zlomok sekundy. Ale nedá sa na ňom dosiahnuť termonukleárna reakcia.

Súčasne používajte Z-machine s TOKAMAK. Z-stroj funguje inak ako laser. Prechádza pavučinou najtenších drôtov obklopujúcich palivovú kapsulu, náboj s výkonom pol bilióna wattov 5 10 11 wattov.

Reaktory prvej generácie budú s najväčšou pravdepodobnosťou pracovať na zmesi deutéria a trícia. Neutróny, ktoré sa objavia počas reakcie, budú absorbované štítom reaktora a uvoľnené teplo sa použije na ohrev chladiacej kvapaliny vo výmenníku tepla a táto energia sa zase využije na otáčanie generátora.

Teoreticky existujú alternatívne typy palív, ktoré nemajú tieto nevýhody. Ich použitiu ale bráni zásadné fyzické obmedzenie. Pre získanie dostatku energie z fúznej reakcie je potrebné udržať dostatočne hustú plazmu pri teplote fúzie (10 8 K) po určitú dobu.

Tento základný aspekt syntézy je opísaný súčinom hustoty plazmy n na dobu udržiavania ohriatej plazmy τ, ktorá je potrebná na dosiahnutie rovnovážneho bodu. Práca nτ závisí od typu paliva a je funkciou teploty plazmy. Zmes deutéria a trícia vyžaduje zo všetkých druhov paliva najnižšiu hodnotu nτ aspoň o jeden rád a najnižšiu reakčnú teplotu aspoň 5-krát. teda D-T reakcia je nevyhnutným prvým krokom, ale používanie iných palív zostáva dôležitým cieľom výskumu.

11. Fúzna reakcia ako priemyselný zdroj elektriny

Energia jadrovej syntézy je mnohými výskumníkmi považovaná za „prirodzený“ zdroj energie z dlhodobého hľadiska. Zástancovia komerčného využitia fúznych reaktorov na výrobu energie uvádzajú vo svoj prospech tieto argumenty:

• prakticky nevyčerpateľné zásoby paliva (vodík);
• palivo je možné získať z morská voda na akomkoľvek pobreží sveta, čo znemožňuje jednej alebo skupine krajín monopolizovať palivo;
• nemožnosť nekontrolovanej syntéznej reakcie;
• neprítomnosť produktov spaľovania;
• nie je potrebné používať materiály, ktoré možno použiť na výrobu jadrových zbraní, čím sa eliminujú prípady sabotáže a terorizmu;
• v porovnaní s jadrovými reaktormi vzniká malé množstvo rádioaktívneho odpadu s krátkym polčasom rozpadu.

Odhaduje sa, že náprstok naplnený deutériom vyprodukuje ekvivalent energie 20 tonám uhlia. Stredne veľké jazero je schopné poskytnúť každej krajine energiu na stovky rokov. Treba však poznamenať, že existujúce výskumné reaktory sú navrhnuté tak, aby dosahovali priamu reakciu deutérium-trícium (DT), ktorej palivový cyklus vyžaduje použitie lítia na výrobu trícia, zatiaľ čo tvrdenia o nevyčerpateľnej energii odkazujú na použitie deutéria-deutéria. (DD) reakcia v druhej generácii reaktorov.

Rovnako ako štiepna reakcia, ani fúzna reakcia neprodukuje žiadne atmosférické emisie oxidu uhličitého, ktorý je hlavným prispievateľom ku globálnemu otepľovaniu. Je to významná výhoda, keďže využívanie fosílnych palív na výrobu elektriny má za následok, že napríklad USA vyprodukujú 29 kg CO 2 (jeden z hlavných plynov, ktorý možno považovať za príčinu globálneho otepľovania) na jedného obyvateľa USA. za deň.

12. Už máte pochybnosti

Krajiny Európskeho spoločenstva vynakladajú ročne približne 200 miliónov eur na výskum a predpokladá sa, že potrvá ešte niekoľko desaťročí, kým bude možné priemyselné využitie jadrovej fúzie. Zástancovia alternatívnych zdrojov energie sa domnievajú, že by bolo vhodnejšie tieto prostriedky nasmerovať do zavádzania obnoviteľných zdrojov energie.

Žiaľ, napriek rozšírenému optimizmu (bežnému od 50. rokov 20. storočia, kedy sa začali prvé výskumy), doteraz neboli prekonané významné prekážky medzi dnešným chápaním procesov jadrovej fúzie, technologickými možnosťami a praktickým využitím jadrovej fúzie, nie je jasné ani to, do akej miery môže byť ekonomicky výhodná výroba elektriny pomocou termonukleárnej fúzie. Hoci pokrok vo výskume je neustály, výskumníci neustále čelia novým výzvam. Výzvou je napríklad vyvinúť materiál, ktorý dokáže odolať bombardovaniu neutrónmi, ktoré je podľa odhadov 100-krát intenzívnejšie ako bežné jadrové reaktory.

13. Klasická myšlienka nadchádzajúcich etáp pri vytváraní riadeného termonukleárneho reaktora

Vo výskume existujú nasledujúce fázy.

Rovnovážny alebo „priechodový“ režim: keď sa celková energia, ktorá sa uvoľní počas procesu fúzie, rovná celkovej energii vynaloženej na spustenie a podporu reakcie. Tento pomer je označený symbolom Q. Rovnováha reakcie bola demonštrovaná na JET v Spojenom kráľovstve v roku 1997. Po spotrebovaní 52 MW elektriny na jej zahriatie vedci získali výkon, ktorý bol o 0,2 MW vyšší ako spotrebovaný. (Tieto údaje musíte znova skontrolovať!)

Žiarivá plazma: medzistupeň, v ktorom bude reakcia podporovaná hlavne alfa časticami, ktoré vznikajú počas reakcie, a nie vonkajším ohrevom.

Q≈ 5. Zatiaľ sa nedosiahol medzistupeň.

zapaľovanie: stabilná odozva, ktorá sa udrží. Malo by sa dosiahnuť s veľké hodnoty Q. Zatiaľ nedosiahnuté.

Ďalším krokom vo výskume by mal byť ITER, medzinárodný termonukleárny experimentálny reaktor. V tomto reaktore sa plánuje študovať správanie vysokoteplotnej plazmy (horiaca plazma s Q≈ 30) a konštrukčné materiály pre priemyselný reaktor.

Záverečnou fázou výskumu bude DEMO: prototyp priemyselného reaktora, ktorý dosiahne zapálenie a preukáže praktickú vhodnosť nových materiálov. Najoptimistickejšie prognózy na dokončenie DEMO fázy: 30 rokov. Ak vezmeme do úvahy približný čas výstavby a uvedenia priemyselného reaktora do prevádzky, delí nás od priemyselného využitia termonukleárnej energie ≈40 rokov.

14. Toto všetko je potrebné zvážiť

Vo svete boli postavené desiatky a možno stovky experimentálnych termonukleárnych reaktorov rôznych veľkostí. Vedci prídu do práce, zapnú reaktor, reakcia prebehne rýchlo, zdá sa, vypnú ho, sedia a premýšľajú. Aky je dôvod? Čo urobiť ďalej? A tak celé desaťročia bezvýsledne.

Takže história ľudského chápania termonukleárnej fúzie na Slnku a história úspechov ľudstva pri vytváraní riadeného termonukleárneho reaktora boli načrtnuté vyššie.

Prešla dlhá cesta a veľa sa urobilo na dosiahnutie konečného cieľa. Ale, bohužiaľ, výsledok je negatívny. Riadený termonukleárny reaktor nebol vytvorený. Ďalších 30 ... 40 rokov a sľuby vedcov sa splnia. Budú? 60 rokov bez výsledku. Prečo by sa to malo stať o 30...40 rokov, a nie o tri roky?

Existuje ďalšia myšlienka termonukleárnej fúzie na Slnku. Je to logické, jednoduché a skutočne vedie k pozitívnemu výsledku. Tento objav V.F. Vlasov. Vďaka tomuto objavu môže v blízkej budúcnosti začať fungovať aj TOKAMAKS.

15. Nový pohľad na podstatu termonukleárnej fúzie na Slnku a vynález "Metóda riadenej termonukleárnej fúzie a riadený termonukleárny reaktor pre riadenú termonukleárnu fúziu"

Od autora. Tento objav a vynález má takmer 20 rokov. Dlho som pochyboval, že som našiel nový spôsob, ako uskutočniť termonukleárnu fúziu a na jej realizáciu nový termonukleárny reaktor. Preskúmal som a preštudoval stovky článkov v oblasti termonukleárnej fúzie. Čas a spracované informácie ma presvedčili, že som na dobrej ceste.

Vynález je na prvý pohľad veľmi jednoduchý a vôbec nevyzerá ako experimentálny termonukleárny reaktor typu TOKAMAK. V moderných predstavách autorít z vedy TOKAMAK je to jediné správne rozhodnutie a nie je predmetom diskusie. 60 rokov myšlienky termonukleárneho reaktora. Ale pozitívny výsledok - funkčný termonukleárny reaktor s riadenou termonukleárnou fúziou TOKAMAK - je sľubovaný až o 30...40 rokov. Pravdepodobne, ak za 60 rokov nedôjde k reálnemu pozitívnemu výsledku, tak zvolený spôsob technického riešenia myšlienky – vytvorenie riadeného termonukleárneho reaktora – je mierne povedané nesprávny, respektíve nereálny. Skúsme ukázať, že na túto myšlienku založenú na objave termonukleárnej fúzie na Slnku existuje aj iné riešenie a líši sa od všeobecne uznávaných predstáv.

Otvorenie. Hlavná myšlienka otvorenia je veľmi jednoduchá a logická a spočíva v tom termonukleárne reakcie prebiehajú v oblasti slnečnej koróny. Práve tu existujú nevyhnutné fyzikálne podmienky na realizáciu termonukleárnej reakcie. Zo slnečnej koróny, kde je teplota plazmy približne 1 500 000 K, sa povrch Slnka zohreje na 6 000 K, odtiaľ sa palivová zmes vyparuje do slnečnej koróny z vriaceho povrchu Slnka.. Teploty 6 000 K stačia na palivová zmes vo forme odparujúcich sa pár na prekonanie gravitačnej sily slnka. To chráni povrch Slnka pred prehriatím a udržuje teplotu jeho povrchu.

V blízkosti spaľovacej zóny - slnečnej koróny sú fyzikálne podmienky, pri ktorých by sa mali meniť veľkosti atómov a zároveň by sa mali výrazne zmenšovať Coulombove sily. Pri kontakte sa atómy palivovej zmesi spájajú a syntetizujú nové prvky s veľkým uvoľňovaním tepla. Táto spaľovacia zóna vytvára slnečnú korónu, z ktorej energia vo forme žiarenia a hmoty vstupuje do vesmíru. Fúzii deutéria a trícia napomáha magnetické pole rotujúceho Slnka, kde dochádza k ich miešaniu a urýchľovaniu. Aj zo zóny termonukleárnej reakcie v slnečnej koróne vystupujú a pohybujú sa s veľkou energiou, smerom k vyparujúcemu sa palivu, rýchle elektricky nabité častice, ako aj fotóny - kvantá elektromagnetického poľa, to všetko vytvára potrebné fyzikálne podmienky pre termonukleárnu fúziu.

V klasických koncepciách fyzikov sa termonukleárna fúzia z nejakého dôvodu nepripisuje procesu spaľovania (to neznamená oxidačný proces). Fyzikálne úrady prišli s myšlienkou, že termonukleárna fúzia na Slnku zopakuje vulkanický proces na planéte, napríklad na Zemi. Preto všetky úvahy, používa sa metóda podobnosti. Neexistuje žiadny dôkaz, že jadro planéty Zem má roztavené kvapalné skupenstvo. Ani geofyzika nemôže dosiahnuť také hĺbky. Existenciu sopiek nemožno brať ako dôkaz tekutého jadra Zeme. V útrobách Zeme, najmä v malých hĺbkach, prebiehajú fyzikálne procesy, ktoré autoritatívni fyzici stále nepoznajú. Vo fyzike neexistuje jediný dôkaz, že termonukleárna fúzia prebieha v hĺbkach akejkoľvek hviezdy. A v termonukleárnej bombe termonukleárna fúzia vôbec neopakuje model v útrobách Slnka.

Po starostlivom vizuálnom preštudovaní vyzerá Slnko ako sférický objemový horák a veľmi pripomína horenie na veľkom povrchu Zeme, kde je medzera medzi povrchovou hranicou a horiacou zónou (prototyp slnečnej koróny), cez ktorú prechádza teplo na zemský povrch sa prenáša žiarenie, ktoré sa vyparí napríklad rozliate palivo a tieto pripravené pary sa dostávajú do spaľovacej zóny.

Je jasné, že na povrchu Slnka k takémuto procesu dochádza za iných, iných fyzikálnych podmienok. Podobné fyzikálne podmienky, parametrami dosť blízke, boli zahrnuté pri vývoji projektu riadeného termonukleárneho reaktora, Stručný opis a ktorého schematický diagram je uvedený v patentovej prihláške uvedenej nižšie.

Abstrakt patentovej prihlášky č. 2005123095/06(026016).

„Metóda riadenej termonukleárnej fúzie a riadený termonukleárny reaktor na realizáciu riadenej termonukleárnej fúzie“.

Vysvetľujem spôsob a princíp činnosti deklarovaného riadeného termonukleárneho reaktora pre realizáciu riadenej termonukleárnej fúzie.

Ryža. 1. Zjednodušené schému zapojenia UTYAR

Na obr. 1 znázorňuje schematický diagram UTYAR. Palivová zmes, v hmotnostnom pomere 1:10, stlačená na 3000 kg/cm 2 a zahriata na 3000 °C, v zóne 1 mieša a vstupuje cez kritickú časť dýzy do expanznej zóny 2 . V zóne 3 palivová zmes sa zapáli.

Teplota zapaľovacej iskry môže byť akákoľvek teplota potrebná na spustenie tepelného procesu - od 109...108 K a nižšie, závisí od vytvorených nevyhnutných fyzikálnych podmienok.

V zóne vysokej teploty 4 prebieha proces spaľovania. Produkty spaľovania odovzdávajú teplo vo forme sálania a konvekcie do systému výmeny tepla 5 a smerom k vstupujúcej palivovej zmesi. Zariadenie 6 v aktívnej časti reaktora od kritickej časti dýzy po koniec spaľovacej zóny pomáha meniť veľkosť Coulombových síl a zväčšuje efektívny prierez jadier palivovej zmesi (vytvára potrebné fyzikálne podmienky) .

Diagram ukazuje, že reaktor je podobný plynový horák. Ale termonukleárny reaktor by taký mal byť a samozrejme, fyzikálne parametre sa budú stonásobne líšiť od fyzikálnych parametrov napríklad plynového horáka.

Opakovanie fyzikálnych podmienok termonukleárnej fúzie na Slnku v pozemských podmienkach – to je podstata vynálezu.

Každé zariadenie na výrobu tepla, ktoré využíva spaľovanie, musí vytvárať tieto podmienky - cykly: príprava paliva, miešanie, prívod do pracovnej zóny (zóna spaľovania), zapaľovanie, spaľovanie (chemická alebo jadrová premena), odvod tepla z horúcich plynov vo forme žiarenia a konvekcia a odstraňovanie produktov spaľovania. V prípade nebezpečných odpadov - ich likvidácia. Toto všetko je zahrnuté v patente v konaní.

Hlavný argument fyzikov o splnení Lawsenovho kritéria je splnený - pri zapálení elektrickou iskrou alebo laserovým lúčom, ako aj rýchle elektricky nabité častice odrazené od spaľovacej zóny do odparujúceho sa paliva, ako aj fotóny - kvantá elektromagnetického poľa s energiami s vysokou hustotou, teplota 109 .. .108 K pre určitú minimálnu plochu paliva, navyše hustota paliva bude 10 14 cm -3. Nie je to spôsob a metóda, ako splniť Lawsenovo kritérium? Ale všetky tieto fyzikálne parametre sa môžu meniť pod vplyvom vonkajších faktorov na niektoré iné fyzikálne parametre. Toto je stále know-how.

Uvažujme o dôvodoch nemožnosti realizácie termonukleárnej fúzie v známych termonukleárnych reaktoroch.

16. Nevýhody a problémy všeobecne uznávaných predstáv vo fyzike o termonukleárnej reakcii na Slnku

1. Známy. Teplota viditeľného povrchu Slnka – fotosféry – je 5800 K. Hustota plynu vo fotosfére je tisíckrát menšia ako hustota vzduchu pri povrchu Zeme. Všeobecne sa uznáva, že teplota, hustota a tlak vo vnútri Slnka rastú s hĺbkou, pričom v strede dosahujú 16 miliónov K (niektorí hovoria 100 miliónov K), 160 g/cm 3 a 3,5 10 11 barov. Pod vplyvom vysokej teploty v jadre Slnka sa vodík mení na hélium s uvoľňovaním veľkého množstva tepla. Takže sa verí, že teplota vo vnútri Slnka je od 16 do 100 miliónov stupňov, na povrchu 5800 stupňov a v slnečnej koróne od 1 do 2 miliónov stupňov? Prečo taký nezmysel? Nikto to nedokáže vysvetliť jasne a zrozumiteľne. Známe všeobecne uznávané vysvetlenia sú chybné a nedávajú jasnú a dostatočnú predstavu o dôvodoch porušenia zákonov termodynamiky na Slnku.

2. Termonukleárna bomba a termonukleárny reaktor fungujú na odlišných technologických princípoch, t.j. podobne podobne. Nie je možné vytvoriť termonukleárny reaktor podobný termonukleárnej bombe, čo pri vývoji moderných experimentálnych termonukleárnych reaktorov chýba.

3. V roku 1920 autoritatívny fyzik Eddington opatrne naznačil povahu termonukleárnej reakcie na Slnku, že tlak a teplota v útrobách Slnka sú také vysoké, že tam môžu prebiehať termonukleárne reakcie, pri ktorých sa jadrá vodíka (protóny) spájajú do jadro hélia-4. Toto je v súčasnosti všeobecne akceptovaný názor. Odvtedy však neexistujú dôkazy o tom, že by termonukleárne reakcie prebiehali v jadre Slnka pri teplote 16 miliónov K (niektorí fyzici veria, že 100 miliónov K), hustote 160 g/cm3 a tlaku 3,5 x 1011 bar, existujú iba teoretické predpoklady. Termonukleárne reakcie v slnečnej koróne sú evidentné. Dá sa ľahko zistiť a zmerať.

4. Problém slnečných neutrín. Jadrové reakcie prebiehajúce v jadre Slnka vedú k vytvoreniu veľkého počtu elektrónových neutrín. Vznik, premeny a počet slnečných neutrín nie sú podľa starých predstáv jasne vysvetlené a stačí niekoľko desaťročí. V nových konceptoch termonukleárnej fúzie na Slnku takéto teoretické ťažkosti nie sú.

5. Problém s ohrevom koróny. Nad viditeľným povrchom Slnka (fotosférou), ktorý má teplotu asi 6000 K, sa nachádza slnečná koróna s teplotou viac ako 1 500 000 K. Dá sa ukázať, že priamy tok tepla z fotosféry nestačí viesť k tak vysokej teplote koróny. Nové chápanie termonukleárnej fúzie na Slnku vysvetľuje povahu takejto teploty slnečnej koróny. Tu prebiehajú termonukleárne reakcie.

6. Fyzici zabúdajú, že TOKAMAKY sú potrebné hlavne na to, aby obsahovali vysokoteplotnú plazmu a nič viac. Existujúce a vznikajúce TOKAMAKY nezabezpečujú vytvorenie nevyhnutných, špeciálnych, fyzikálnych podmienok na vykonávanie termonukleárnej fúzie. Z nejakého dôvodu tomu nikto nerozumie. Každý tvrdohlavo verí, že deutérium a trícium by mali dobre horieť pri teplotách mnohých miliónov. Prečo by zrazu? Jadrový cieľ len rýchlo vybuchne, nezhorí. Pozrite sa bližšie na to, ako prebieha jadrové spaľovanie v TOKAMAKU. Takýto jadrový výbuch môže len veľmi udržať silné magnetické pole reaktora veľké veľkosti(ľahko vypočítané), ale potom účinnosť pre takýto reaktor by bol neprijateľný technická aplikácia. V patente v konaní je problém obmedzenia fúznej plazmy jednoducho vyriešený.

Vysvetlenia vedcov o procesoch, ktoré sa vyskytujú v útrobách Slnka, sú nedostatočné na pochopenie termonukleárnej fúzie do hĺbky. Nikto dostatočne neposúdil procesy prípravy paliva, procesy prenosu tepla a hmoty v hĺbke, vo veľmi ťažkých kritických podmienkach. Napríklad, ako a za akých podmienok vzniká plazma v hĺbke, v ktorej dochádza k termonukleárnej fúzii? Ako sa správa atď. Veď TOKAMAKY sú takto technicky usporiadané.

Takže nová myšlienka termonukleárnej fúzie rieši všetky existujúce technické a teoretické problémy v tejto oblasti.

P.S.Ťažko ponúknuť jednoduché pravdyľudí, ktorí desaťročia verili názorom (predpokladom) vedeckých autorít. Aby sme pochopili, o čom nový objav je, stačí si nezávisle zopakovať to, čo bolo dlhé roky dogmou. Ak nové tvrdenie o povahe fyzikálneho účinku vyvoláva pochybnosti o pravdivosti starých predpokladov, dokážte pravdu najskôr sami sebe. Toto by mal robiť každý správny vedec. Objav termonukleárnej fúzie v slnečnej koróne je dokázaný predovšetkým vizuálne. Termonukleárne spaľovanie sa nevyskytuje v útrobách Slnka, ale na jeho povrchu. Toto je špeciálny oheň. Na mnohých fotografiách a obrázkoch Slnka môžete vidieť, ako prebieha proces spaľovania, ako prebieha proces tvorby plazmy.

1. Riadená termonukleárna fúzia. Wikipedia.

2. Velikhov E.P., Mirnov S.V. Riadená termonukleárna fúzia vstupuje do cieľa. Troitský inštitút pre inovácie a termonukleárny výskum. ruský vedecké centrum"Kurchatov inštitút", 2006.

3. Llewellyn-Smith K. Na ceste k termonukleárnej energetike. Materiály z prednášky 17. mája 2009 na FIAN.

4. Encyklopédia Slnka. Tesis, 2006.

5. Slnko. Astronet.

6. Slnko a život Zeme. Rádiová komunikácia a rádiové vlny.

7. Slnko a Zem. Rovnomerné výkyvy.

8. Slnko. slnečná sústava. Všeobecná astronómia. Projekt "Astrogalaxia".

9. Cesta zo stredu Slnka. Populárna mechanika, 2008.

10. Slnko. Fyzická encyklopédia.

11. Astronomický obrázok dňa.

12. Spaľovanie. Wikipedia.

"Veda a technika"

> Z čoho je vyrobené Slnko?

Zistiť, z čoho je slnko: popis štruktúry a zloženia hviezdy, zoznam chemických prvkov, počet a charakteristika vrstiev s fotografiou, diagram.

Zo Zeme Slnko vyzerá ako hladká ohnivá guľa a pred objavením slnečných škvŕn komiksovou loďou Galileo si mnohí astronómovia mysleli, že je dokonale tvarované bez nedokonalostí. Teraz to už vieme Slnko je vymyslené z niekoľkých vrstiev, ako je Zem, z ktorých každá plní svoju vlastnú funkciu. Táto štruktúra Slnka, ako masívna pec, je dodávateľom všetkej energie na Zemi, ktorá je potrebná pre pozemský život.

Z akých prvkov sa skladá slnko?

Ak by ste mohli rozobrať hviezdu a porovnať jednotlivé prvky, pochopili by ste, že zloženie obsahuje 74 % vodíka a 24 % hélia. Slnko tiež pozostáva z 1% kyslíka a zvyšné 1% sú chemické prvky periodickej tabuľky ako chróm, vápnik, neón, uhlík, horčík, síra, kremík, nikel, železo. Astronómovia veria, že prvok ťažší ako hélium je kov.

Ako vznikli všetky tieto prvky Slnka? Veľký tresk vytvoril vodík a hélium. Na začiatku vzniku vesmíru sa z elementárnych častíc objavil prvý prvok, vodík. Kvôli vysokej teplote a tlaku boli podmienky vo vesmíre ako v jadre hviezdy. Neskôr sa vodík spájal s héliom, pokiaľ bola vo vesmíre vysoká teplota potrebná na uskutočnenie fúznej reakcie. Existujúce pomery vodíka a hélia, ktoré sú teraz vo vesmíre, vznikli po Veľkom tresku a nezmenili sa.

Zvyšné prvky Slnka sú vytvorené v iných hviezdach. V jadrách hviezd neustále prebieha fúzia vodíka na hélium. Po produkcii všetkého kyslíka v jadre prechádzajú na jadrovú fúziu ťažších prvkov ako lítium, kyslík, hélium. Veľa ťažké kovy, ktoré sú na Slnku, vznikli v iných hviezdach na konci ich života.

K vzniku najťažších prvkov, zlata a uránu, došlo pri výbuchu hviezd, ktoré boli mnohokrát väčšie ako naše Slnko. V zlomku sekundy vzniku čiernej diery sa prvky zrazili veľkou rýchlosťou a vznikli najťažšie prvky. Explózia rozptýlila tieto prvky po celom vesmíre, kde pomohli sformovať nové hviezdy.

Naše Slnko zhromaždilo prvky vytvorené Veľkým treskom, prvky umierajúcich hviezd a častice z nových detonácií hviezd.

Aké sú vrstvy Slnka?

Na prvý pohľad je Slnko len guľa z hélia a vodíka, no pri bližšom pohľade zistíme, že sa skladá z rôznych vrstiev. Pri pohybe smerom k jadru sa zvyšuje teplota a tlak, v dôsledku čoho sa vytvorili vrstvy, pretože vodík a hélium majú v rôznych podmienkach rôzne vlastnosti.

solárne jadro

Začnime náš pohyb vrstvami od jadra k vonkajšej vrstve zloženia Slnka. Vo vnútornej vrstve Slnka - jadre je veľmi vysoká teplota a tlak, čo prispieva k prúdeniu jadrovej fúzie. Slnko vytvára z vodíka atómy hélia, v dôsledku tejto reakcie vzniká svetlo a teplo, ktoré dosahujú až. Všeobecne sa uznáva, že teplota na Slnku je asi 13 600 000 stupňov Kelvina a hustota jadra je 150-krát vyššia ako hustota vody.

Vedci a astronómovia sa domnievajú, že jadro Slnka dosahuje asi 20 % dĺžky slnečného polomeru. A vo vnútri jadra vysoká teplota a tlak pomáhajú rozkladať atómy vodíka na protóny, neutróny a elektróny. Slnko ich premieňa na atómy hélia, napriek ich voľne plávajúcemu stavu.

Takáto reakcia sa nazýva exotermická. Počas tejto reakcie sa uvoľňuje veľké množstvo tepla, ktoré sa rovná 389 x 10 31 J. za sekundu.

Radiačná zóna Slnka

Táto zóna vzniká na hranici jadra (20 % polomeru Slnka) a dosahuje dĺžku až 70 % polomeru Slnka. Vo vnútri tejto zóny sa nachádza slnečná hmota, ktorá je pomerne hustá a horúca, takže cez ňu prechádza tepelné žiarenie bez straty tepla.

Vo vnútri slnečného jadra prebieha jadrová fúzna reakcia – vznik atómov hélia v dôsledku fúzie protónov. V dôsledku tejto reakcie vzniká veľké množstvo gama žiarenia. V tomto procese sú emitované fotóny energie, potom absorbované v radiačnej zóne a re-emitované rôznymi časticami.

Dráha fotónu sa nazýva „náhodná prechádzka“. Namiesto toho, aby sa fotón pohyboval po priamej dráhe k povrchu Slnka, pohybuje sa cik-cak. Výsledkom je, že každý fotón potrebuje približne 200 000 rokov, aby prekonal radiačnú zónu Slnka. Pri prechode z jednej častice na druhú stráca fotón energiu. Pre Zem je to dobré, pretože sme mohli prijímať len gama žiarenie prichádzajúce zo Slnka. Fotón, ktorý spadol do vesmíru, potrebuje na cestu na Zem 8 minút.

Veľký počet hviezd má radiačné zóny a ich veľkosť priamo závisí od veľkosti hviezdy. Čím je hviezda menšia, tým menšie budú zóny, z ktorých väčšinu bude zaberať konvekčná zóna. Najmenším hviezdam môžu chýbať radiačné zóny a konvekčná zóna dosiahne vzdialenosť k jadru. U najväčších hviezd je situácia opačná, zóna žiarenia siaha až k povrchu.

konvekčná zóna

Konvekčná zóna je mimo radiačnej zóny, kde vnútorné teplo Slnka prúdi cez stĺpce horúceho plynu.

Takmer všetky hviezdy majú takúto zónu. U nášho Slnka siaha od 70 % polomeru Slnka po povrch (fotosféra). Plyn v hĺbke hviezdy, v samom jadre, sa zahrieva a stúpa na povrch ako bubliny vosku v lampe. Po dosiahnutí povrchu hviezdy dochádza k tepelným stratám, po ochladení plyn klesá späť do stredu, aby sa obnovila tepelná energia. Ako príklad môžete priniesť hrniec s vriacou vodou nad oheň.

Povrch Slnka je ako sypká pôda. Tieto nepravidelnosti sú stĺpce horúceho plynu, ktoré prenášajú teplo na povrch Slnka. Ich šírka dosahuje 1000 km a čas rozptylu dosahuje 8-20 minút.

Astronómovia sa domnievajú, že hviezdy nízkej hmotnosti, ako sú červení trpaslíci, majú iba konvekčnú zónu, ktorá siaha až k jadru. Nemajú radiačnú zónu, čo sa o Slnku povedať nedá.

Photosphere

Jediná vrstva Slnka viditeľná zo Zeme je . Pod touto vrstvou sa Slnko stáva nepriehľadným a astronómovia používajú iné metódy na štúdium vnútra našej hviezdy. Povrchové teploty až 6000 Kelvinov žiaria žlto-bielo viditeľné zo Zeme.

Atmosféra Slnka sa nachádza za fotosférou. Tá časť Slnka, ktorá je viditeľná počas zatmenia Slnka, sa nazýva.

Štruktúra Slnka v diagrame

NASA špeciálne vyvinula na vzdelávacie účely schematické znázornenie štruktúry a zloženia Slnka s uvedením teploty pre každú vrstvu:

• (Viditeľné, IR a UV žiarenie) je viditeľné žiarenie, infračervené žiarenie a ultrafialové žiarenie. Viditeľné žiarenie je svetlo, ktoré vidíme vychádzať zo slnka. Infračervené žiarenie je teplo, ktoré cítime. Ultrafialové žiarenie je žiarenie, ktoré nám dáva opálenie. Slnko produkuje tieto žiarenia súčasne.
• (Fotosféra 6000 K) - Fotosféra je horná vrstva Slnka, jeho povrch. Teplota 6000 Kelvinov sa rovná 5700 stupňom Celzia.
• Rádiové emisie – Slnko okrem viditeľného žiarenia, infračerveného žiarenia a ultrafialového žiarenia vysiela rádiové emisie, ktoré astronómovia zachytili rádioteleskopom. V závislosti od počtu slnečných škvŕn sa táto emisia zvyšuje a znižuje.
• Koronálna diera (trans. Koronálna diera) – Sú to miesta na Slnku, kde koróna nemá č väčšia hustota plazma, v dôsledku toho je tmavšia a chladnejšia.
• 2100000 K (2100000 Kelvinov) - Túto teplotu má zóna žiarenia Slnka.
• Konvekčná zóna/Turbulentná konvekcia (trans. Konvektívna zóna/Turbulentná konvekcia) - Sú to miesta na Slnku, kde sa konvekciou prenáša tepelná energia jadra. Stĺpce plazmy sa dostanú na povrch, vydajú svoje teplo a opäť sa ponáhľajú dole, aby sa znova zahriali.
• Koronálne slučky (trans. Koronálne slučky) - slučky pozostávajúce z plazmy v atmosfére Slnka, pohybujúce sa pozdĺž magnetických línií. Vyzerajú ako obrovské oblúky, ktoré sa tiahnu od povrchu desiatky tisíc kilometrov.
• Core (per. Core) je slnečné srdce, v ktorom prebieha jadrová fúzia, využívajúca vysokú teplotu a tlak. Všetka slnečná energia pochádza z jadra.
• 14 500 000 K (na 14 500 000 Kelvinov) - Teplota slnečného jadra.
• Radiačná zóna (trans. Radiačná zóna) - Vrstva Slnka, kde sa prenáša energia pomocou žiarenia. Fotón prekoná radiačnú zónu nad 200 000 a ide do vesmíru.
• Neutrína (trans. Neutríno) sú zanedbateľné častice hmoty vyžarujúce zo Slnka v dôsledku reakcie jadrovej fúzie. Každú sekundu prejdú ľudským telom státisíce neutrín, ktoré nám však neprinášajú žiadnu škodu, necítime ich.
• Chromospheric Flare (trans. Chromospheric Flare) - Magnetické pole našej hviezdy sa môže krútiť a potom sa náhle zlomiť v rôznych formách. V dôsledku zlomov v magnetických poliach sa objavujú silné röntgenové záblesky, ktoré vychádzajú z povrchu Slnka.
• Slučka magnetického poľa – magnetické pole Slnka je nad fotosférou a je viditeľné, keď sa horúca plazma pohybuje pozdĺž magnetických čiar v atmosfére Slnka.
• Spot - Slnečná škvrna (trans. Slnečné škvrny) - Sú to miesta na povrchu Slnka, kde magnetické polia prechádzajú cez povrch Slnka a teplota je nižšia, často v slučke.
• Energetické častice (trans. Energetické častice) - Pochádzajú z povrchu Slnka, v dôsledku toho vzniká slnečný vietor. Pri slnečných búrkach ich rýchlosť dosahuje rýchlosť svetla.
• Röntgenové lúče (trans. röntgenové lúče) - lúče pre ľudské oko neviditeľné, vznikajúce pri erupciách na Slnku.
• Svetlé škvrny a krátkodobé magnetické oblasti (trans. Svetlé škvrny a krátkodobé magnetické oblasti) – V dôsledku teplotných rozdielov sa na povrchu Slnka objavujú svetlé a tmavé škvrny.

Od 30. rokov 20. storočia astrofyzici nepochybujú o tom, že z jadrových reakcií v ľahkých prvkoch je jedinou schopnou udržať žiarenie hviezd v hlavnej postupnosti diagramu spektrálnej svietivosti dostatočne dlhý a energický čas tvorba hélia. z vodíka. Iné reakcie buď trvajú príliš krátko (samozrejme v kozmickom meradle!), Alebo poskytujú príliš malý energetický výdaj.

Cesta priameho spojenia štyroch jadier vodíka do jadra hélia sa však ukázala ako nemožná: reakcia premeny vodíka na hélium vo vnútri hviezd musí ísť „okružnými cestami“.

Prvý spôsob spočíva v postupnom spojení prvých dvoch atómov vodíka, potom sa k nim pridá tretí atď.

Druhým spôsobom je premena vodíka na hélium za „pomoci“ atómov dusíka a najmä uhlíka.

Hoci prvý spôsob, ako by sa zdalo, je jednoduchší, pomerne dlho sa netešil „patričnej úcte“ a astrofyzici verili, že hlavnou reakciou, ktorá dodáva energiu hviezdam, je druhý spôsob – „uhlíkový cyklus“.

Štyri protóny idú na vytvorenie jadra hélia, ktoré by samo o sebe nikdy nechcelo vytvoriť α-časticu, keby im nepomohol uhlík.

V reťazci týchto reakcií hrá uhlík úlohu nevyhnutného spolupáchateľa a akoby organizátora. IN chemické reakcie existujú aj takí spolupáchatelia, ktorí sa nazývajú katalyzátory.

Pri konštrukcii hélia sa energia nielen nespotrebováva, ale naopak uvoľňuje. Reťazec transformácií bol skutočne sprevádzaný emisiou troch γ-kvant a dvoch pozitrónov, ktoré sa tiež zmenili na γ-žiarenie. Zostatok je: 10 -5 (4·1,00758-4,00390) = 0,02642·10 -5 jednotiek atómovej hmotnosti.

Energia spojená s touto hmotou sa uvoľňuje v útrobách hviezdy, pomaly presakuje na povrch a potom vyžaruje do svetového priestoru. Továreň na hélium pracuje nepretržite vo hviezdach, kým sa neminú suroviny, teda vodík. Čo bude ďalej, povieme ďalej.

Uhlík ako katalyzátor vydrží nekonečne dlho.

Pri teplotách rádovo 20 miliónov stupňov je pôsobenie reakcií uhlíkového cyklu úmerné 17. stupňu teploty! V určitej vzdialenosti od stredu hviezdy, kde je teplota len o 10 % nižšia, produkcia energie klesá 5-násobne a tam, kde je jeden a pol krát nižšia, klesá 800-krát! Preto už neďaleko od centrálnej, najviac žeravej oblasti nedochádza k tvorbe hélia v dôsledku vodíka. Zvyšok vodíka sa zmení na hélium po tom, čo ho zmiešanie plynov privedie na územie „továrne“ – do stredu hviezdy.

Začiatkom päťdesiatych rokov sa ukázalo, že pri teplote 20 miliónov stupňov a ešte viac pri nižších teplotách je protón-protónová reakcia ešte účinnejšia, čo vedie aj k strate vodíka a tvorbe hélia. S najväčšou pravdepodobnosťou prebieha v takomto reťazci transformácií.

Dva protóny pri zrážke vyžarujú pozitrón a kvantum svetla, ktoré sa mení na ťažký izotop vodíka s relatívnou atómovou hmotnosťou 2. Ten sa po zlúčení s iným protónom mení na atóm ľahkého izotopu vodíka s relatívnou atómovou hmotnosťou hmotnosť 2. Ten sa po splynutí s iným protónom zmení na izotop ľahkého atómu hélia s relatívnou atómovou hmotnosťou 3, pričom vyžaruje prebytok hmotnosti vo forme žiarenia. Ak sa nahromadí dostatok takýchto ľahkých atómov hélia, ich jadrá sa zrazia a vytvoria normálny atóm hélia s relatívnou atómovou hmotnosťou 4 a dvoma protónmi s energetickým kvantom navyše. Takže v tomto procese sa stratili tri protóny a objavili sa dva - jeden protón sa znížil, ale energia bola emitovaná trikrát.

Slnko a chladnejšie hviezdy hlavnej postupnosti diagramu svietivosti a spektra zrejme čerpajú energiu z tohto zdroja.

Keď sa všetok vodík premení na hélium, hviezda môže stále existovať premenou hélia na ťažšie prvky. Ide napríklad o tieto procesy:

4 2 He + 4 2 He → 8 4 Be + žiarenie,

4 2 He + 8 4 Be → 12 6 C + žiarenie.

V tomto prípade jedna častica hélia poskytuje energetický výstup, ktorý je 8-krát menší, než poskytuje rovnaká častica v uhlíkovom cykle opísanom vyššie.

Nedávno fyzici zistili, že v niektorých hviezdach fyzikálne podmienky umožňujú výskyt aj ťažších prvkov, ako je železo, a vypočítavajú podiel výsledných prvkov v súlade s množstvom prvkov, ktoré nájdeme v prírode.

Obrie hviezdy majú priemerný energetický výdaj na jednotku hmotnosti oveľa väčší ako Slnko. Stále však neexistuje všeobecne uznávaný názor na zdroje energie v hviezdach červených obrov. Zdroje energie v nich a ich štruktúra nám ešte nie sú jasné, ale zrejme sa čoskoro stanú známymi. Podľa V.V. Sobolev, červené obry môžu mať rovnakú štruktúru ako horúce obry a majú rovnaké zdroje energie. Sú však obklopené rozsiahlou riedkou a chladnou atmosférou, ktorá im dodáva vzhľad „studených obrov“.

Jadrá niektorých ťažkých atómov môžu vznikať vo vnútri hviezd vďaka kombinácii ľahších atómov a za určitých podmienok dokonca aj v ich atmosfére.

Čo je zdrojom slnečnej energie? Aký charakter majú procesy, pri ktorých vzniká obrovské množstvo energie? Ako dlho bude slnko svietiť?

Prvé pokusy odpovedať na tieto otázky urobili astronómovia v polovici 19. storočia po tom, čo fyzici sformulovali zákon zachovania energie.

Robert Mayer navrhol, že Slnko svieti v dôsledku neustáleho bombardovania povrchu meteoritmi a meteorickými časticami. Táto hypotéza bola zamietnutá, pretože jednoduchý výpočet ukazuje, že na udržanie svietivosti Slnka na súčasnej úrovni je potrebné, aby naň každú sekundu dopadlo 2 x 1015 kg meteorickej hmoty. Za rok to bude 6 * 1022 kg a počas existencie Slnka za 5 miliárd rokov - 3 * 1032 kg. Hmotnosť Slnka je M = 2 * 1030 kg, takže za päť miliárd rokov by na Slnko malo dopadnúť 150-krát viac hmoty, ako by mala hmotnosť Slnka.

Aj druhú hypotézu predložili Helmholtz a Kelvin v polovici 19. storočia. Navrhli, že Slnko vyžaruje tak, že sa stiahne o 60 až 70 metrov ročne. Dôvodom kontrakcie je vzájomná príťažlivosť častíc Slnka, preto sa táto hypotéza nazýva kontrakcia. Ak urobíme výpočet podľa tejto hypotézy, potom vek Slnka nebude viac ako 20 miliónov rokov, čo je v rozpore s modernými údajmi získanými z analýzy rádioaktívneho rozpadu prvkov v geologických vzorkách zemskej pôdy a pôdy Mesiaca. .

Tretiu hypotézu o možných zdrojoch slnečnej energie predložil James Jeans na začiatku 20. storočia. Navrhol, že hlbiny Slnka obsahujú ťažké rádioaktívne prvky, ktoré sa spontánne rozpadajú, zatiaľ čo sa uvoľňuje energia. Napríklad premena uránu na tórium a potom na olovo je sprevádzaná uvoľňovaním energie. Následná analýza tejto hypotézy tiež ukázala jej zlyhanie; hviezda zložená len z uránu by neuvoľnila dostatok energie na poskytnutie pozorovanej svietivosti Slnka. Okrem toho existujú hviezdy, ktoré sú mnohonásobne svietivejšie ako naša hviezda. Je nepravdepodobné, že by tieto hviezdy obsahovali aj viac rádioaktívneho materiálu.

Ako najpravdepodobnejšia sa ukázala hypotéza o syntéze prvkov v dôsledku jadrových reakcií v interiéroch hviezd.

V roku 1935 Hans Bethe vyslovil hypotézu, že termonukleárna reakcia premeny vodíka na hélium by mohla byť zdrojom slnečnej energie. Za to dostala Bethe nobelová cena v roku 1967.

Chemické zloženie Slnka je približne rovnaké ako u väčšiny ostatných hviezd. Približne 75 % tvorí vodík, 25 % hélium a menej ako 1 % tvoria všetky ostatné chemické prvky (hlavne uhlík, kyslík, dusík atď.). Bezprostredne po zrode Vesmíru neexistovali vôbec žiadne „ťažké“ prvky. Všetky, t.j. prvky ťažšie ako hélium a dokonca aj mnohé alfa častice vznikli pri „spaľovaní“ vodíka vo hviezdach pri termonukleárnej fúzii. Charakteristická dĺžka života hviezdy ako Slnko je desať miliárd rokov.

Hlavný zdroj energie - protón-protónový cyklus - je veľmi pomalá reakcia (charakteristický čas 7,9 * 109 rokov), pretože je to spôsobené slabou interakciou. Jeho podstata spočíva v tom, že zo štyroch protónov sa získa jadro hélia. V tomto prípade sa uvoľní pár pozitrónov a pár neutrín a tiež 26,7 MeV energie. Počet neutrín vyžiarených Slnkom za sekundu je určený iba svietivosťou Slnka. Pretože keď sa uvoľní 26,7 MeV, zrodia sa 2 neutrína, rýchlosť emisie neutrín je: 1,8 * 1038 neutrín / s.

Priamym testom tejto teórie je pozorovanie slnečných neutrín. Vysokoenergetické neutrína (bór) sa zaznamenávajú v experimentoch s chlórom a argónom (Davisove experimenty) a konzistentne vykazujú nedostatok neutrín v porovnaní s teoretickou hodnotou pre štandardný solárny model. Nízkoenergetické neutrína, ktoré vznikajú priamo pri reakcii pp, sú zaznamenané v experimentoch s gálium-germániom (GALLEX v Gran Sasso (Taliansko-Nemecko) a SAGE v Baksane (Rusko-USA)); tiež „chýbajú“.

Podľa niektorých predpokladov, ak majú neutrína nenulovú pokojovú hmotnosť, sú možné oscilácie (transformácie) rôznych typov neutrín (Micheevov-Smirnov-Wolfensteinov efekt) (existujú tri typy neutrín: elektrónové, miónové a tauónové neutrína) . Pretože iné neutrína majú oveľa menšie interakčné prierezy s hmotou ako elektróny, pozorovaný deficit možno vysvetliť bez zmeny štandardného modelu Slnka, postaveného na základe celého súboru astronomických údajov.

Každú sekundu Slnko recykluje asi 600 miliónov ton vodíka. Zásoby jadrového paliva vydržia ďalších päť miliárd rokov, po ktorých sa postupne zmení na bieleho trpaslíka.

Centrálne časti Slnka sa zmršťujú, zahrievajú a teplo prenesené do vonkajšieho obalu povedie k jeho expanzii do obrovských veľkostí v porovnaní s modernými: Slnko sa roztiahne natoľko, že pohltí Merkúr, Venušu a strávi “ palivo“ stokrát rýchlejšie ako v súčasnosti. Tým sa zväčší veľkosť Slnka; naša hviezda sa stane červeným obrom, ktorého veľkosť je porovnateľná so vzdialenosťou Zeme od Slnka! Život na Zemi zmizne alebo nájde domov na vonkajších planétach.

Na takúto udalosť budeme samozrejme vopred upozornení, keďže prechod do novej etapy bude trvať približne 100 – 200 miliónov rokov. Keď teplota centrálnej časti Slnka dosiahne 100 000 000 K, začne horieť aj hélium, ktoré sa zmení na ťažké prvky a Slnko vstúpi do štádia zložitých cyklov kontrakcie a expanzie. V poslednej fáze naša hviezda stratí svoj vonkajší obal, centrálne jadro bude mať neuveriteľne veľkú hustotu a veľkosť, ako má Zem. Prejde ešte niekoľko miliárd rokov a Slnko vychladne a zmení sa na bieleho trpaslíka.