Termonukleär fusion i solen - en ny version. Solenergi Väte förvandlas till helium

Solens energikälla

Kunskap är makt

kolets kretslopp

Hur omvandlas väte till helium i stjärnornas inre? Det första svaret på denna fråga hittades oberoende av Hans Bethe i USA och Karl-Friedrich von Weizsäcker i Tyskland. 1938 upptäckte de den första reaktionen som omvandlar väte till helium och kan ge den energi som behövs för att hålla stjärnor vid liv. Det är dags för detta: den 11 juli 1938 mottogs Weizsäckers manuskript av redaktionen för tidskriften "Zeitschrift für Physik", och den 7 september samma år mottogs Bethes manuskript av redaktionen för tidskriften "Physical". Recension". Båda tidningarna beskrev upptäckten av kolets kretslopp. Bethe och Critchfield skickade redan den 23 juni ett papper som innehåller den viktigaste delen av proton-protoncykeln.

Denna process är ganska komplex. För dess förekomst är det nödvändigt att, förutom väte, finns atomer av andra element, såsom kol, i stjärnor. Kärnorna av kolatomer spelar rollen som katalysatorer. Vi känner väl till katalysatorer från kemin. Protoner fäster vid kolkärnor, där heliumatomer bildas. Sedan trycker kolkärnan ut heliumkärnorna som bildas av protoner, och själv förblir oförändrad som ett resultat av denna process.

Figuren visar schemat för denna reaktion, som har formen av en sluten cykel. Tänk på denna reaktion med början överst i figuren. Processen börjar med att kärnan i en väteatom kolliderar med en kolkärna med masstalet 12. Vi betecknar den som C 12 . På grund av tunneleffekten kan protonen övervinna de elektriska repulsionskrafterna från kolkärnan och förena sig med den.

Omvandlingen av väte till helium i kolcykeln av Bethes reaktioner i stjärnornas inre. Röda vågiga pilar visar att atomen avger ett kvantum av elektromagnetisk strålning.

Den nya kärnan består redan av tretton tunga elementarpartiklar. På grund av protonens positiva laddning ökar laddningen av den ursprungliga kolkärnan. I detta fall uppstår en kvävekärna med masstalet 13. Den betecknas som N 13. Denna isotop av kväve är radioaktiv och avger efter ett tag två ljuspartiklar: en positron och en neutrino - en elementarpartikel, som vi kommer att få höra om senare. Därmed förvandlas kvävekärnan till en kolkärna med masstalet 13, d.v.s. i C13. Denna kärna har återigen samma laddning som kolkärnan i början av cykeln, men dess massnummer är redan ett till. Nu har vi en kärna av en annan isotop av kol. Om en annan proton kolliderar med denna kärna, så dyker kvävekärnan upp igen. Men nu har den ett massatal på 14, vilket är N 14 . Om en ny kväveatom kolliderar med en annan proton, så går den in i O 15, d.v.s. in i en syrekärna med massatalet 15. Denna kärna är också radioaktiv, den avger återigen en positron och en neutrino och går in i N 15 - kväve med masstalet 15. Vi ser att processen började med kol med en massa antal av 12 och ledde till uppkomsten av kväve med massnummer 15. Således leder successiv tillsats av protoner till uppkomsten av allt tyngre kärnor. Låt ytterligare en proton sammanfoga kärnan N 15, då flyger två protoner och två neutroner ut ur den bildade kärnan tillsammans, som bildar heliumkärnan. Den tunga kärnan förvandlas igen till den ursprungliga kolkärnan. Cirkeln är sluten.

Som ett resultat kombineras fyra protoner och bildar en heliumkärna: väte förvandlas till helium. Under denna process frigörs energi, vilket räcker för att stjärnorna ska lysa i miljarder år.

Uppvärmningen av stjärnmateria sker inte i alla stadier av reaktionskedjan vi har övervägt. Stjärnmaterian värms upp dels på grund av elektromagnetiska strålningskvanter, som överför sin energi till stjärngasen, och dels på grund av positroner, som nästan omedelbart förintar med stjärngasens fria elektroner. Under förintelsen av positroner och elektroner bildas också mängder av elektromagnetisk strålning. Energin från dessa kvanta överförs till stjärnmateria. En liten del av den frigjorda energin förs bort från stjärnan tillsammans med de utgående neutrinerna. Vi kommer att överväga några oklara frågor relaterade till neutrinos senare.

1967 tilldelades Bethe Nobelpriset i fysik för upptäckten av kolets kretslopp, som han gjorde 1938 tillsammans med von Weizsäcker. I det här fallet glömde Nobelkommittén tydligen att äran av denna upptäckt inte enbart tillhör Beta.

Vi vet att den cykliska omvandlingen sker i närvaro av katalytiska element: kol och kväve. Men i stjärninredningen behöver inte alla tre elementen finnas. En av dem räcker. Om åtminstone en reaktion av cykeln startar, kommer element-katalysatorerna att uppträda som ett resultat av efterföljande steg av reaktionerna. Dessutom leder flödet av en cyklisk reaktion till det faktum att det finns ett väldefinierat kvantitativt förhållande mellan motvilliga isotoper. Detta kvantitativa förhållande beror på temperaturen vid vilken cykeln äger rum. Astrofysiker kan nu med hjälp av sina spektroskopiska metoder genomföra en ganska exakt kvantitativ analys av kosmisk materia. Genom förhållandet mellan antalet isotoper C 12 , C 13 , N 14 och N 15 är det ofta möjligt att inte bara fastställa att i stjärnans inre sker en omvandling av materia enligt kolcykeln, utan även vid vilken temperatur dessa reaktioner uppstår. Väte kan dock omvandlas till helium inte bara genom kolcykeln. Tillsammans med kolkretsloppets reaktioner sker även andra, enklare omvandlingar. Det är de som gör det huvudsakliga bidraget (åtminstone på solen) till frigörandet av energi. Därefter övergår vi till övervägandet av dessa reaktioner.

För att förstå processen för födelsen och utvecklingen av idéer om termonukleär fusion på solen är det nödvändigt att känna till historien om mänskliga idéer om att förstå denna process. Det finns många olösliga teoretiska och tekniska problem med att skapa en kontrollerad termonukleär reaktor där processen att kontrollera termonukleär fusion äger rum. Många vetenskapsmän, och ännu mer tjänstemän från vetenskapen, är inte bekanta med historien om denna fråga.

Det är just okunnigheten om mänsklighetens historia av förståelse och representation av termonukleär fusion på solen som ledde till felaktiga handlingar av skaparna av termonukleära reaktorer. Detta bevisas av det sextioåriga misslyckandet i arbetet med att skapa en kontrollerad termonukleär reaktor, slöseriet med enorma Pengar många utvecklade länder. Det viktigaste och obestridliga beviset är att en kontrollerad termonukleär reaktor inte har skapats på 60 år. Dessutom lovar välkända vetenskapliga myndigheter i media skapandet av en kontrollerad termonukleär reaktor (UTNR) om 30...40 år.

2. Occams rakhyvel

Occams rakkniv är en metodologisk princip uppkallad efter den engelske franciskanermunk, nominalistfilosofen William. I en förenklad form lyder det: "Man ska inte multiplicera det existerande utan behov" (eller "Man ska inte attrahera nya enheter utan den mest extrema nödvändigheten"). Denna princip utgör grunden för metodologisk reduktionism, även kallad sparsamhetsprincipen, eller ekonomins lag. Ibland uttrycks principen i orden: "Det som kan förklaras i termer av mindre bör inte uttryckas i termer av mer."

I modern vetenskap"Occams rakkniv" brukar förstås som en mer allmän princip, som säger att om det finns flera logiskt konsekventa definitioner eller förklaringar av ett fenomen, så ska den enklaste av dem anses vara korrekt.

Innehållet i principen kan förenklas på följande sätt: man behöver inte införa komplexa lagar för att förklara ett fenomen om detta fenomen kan förklaras med enkla lagar. Nu är denna princip ett kraftfullt verktyg för vetenskapligt kritiskt tänkande. Occam själv formulerade denna princip som en bekräftelse på Guds existens. De, enligt hans åsikt, kan definitivt förklara allt utan att introducera något nytt.

Omformulerad i informationsteorin, säger principen om "Occams Razor" att det mest korrekta meddelandet är budskapet om minsta längd.

Albert Einstein omformulerade principen för "Occams rakkniv" enligt följande: "Allt ska förenklas så länge som möjligt, men inte mer."

3. Om början av mänsklighetens förståelse och representation av termonukleär fusion på solen

Alla jordens invånare förstod länge det faktum att solen värmer jorden, men källorna till solenergi förblev obegripliga för alla. 1848 lade Robert Mayer fram meteorithypotesen, enligt vilken solen värms upp av meteoritbombardement. Men med ett sådant nödvändigt antal meteoriter skulle jorden också vara mycket varm; dessutom skulle de terrestra geologiska skikten huvudsakligen bestå av meteoriter; slutligen måste solens massa öka, och detta skulle påverka planeternas rörelse.

Därför ansåg många forskare under andra hälften av 1800-talet den mest rimliga teorin utvecklad av Helmholtz (1853) och Lord Kelvin, som föreslog att solen värms upp på grund av långsam gravitationssammandragning ("Kelvin-Helmholtz-mekanismen"). Beräkningar baserade på denna mekanism uppskattade solens maximala ålder till 20 miljoner år, och tiden efter vilken solen kommer att slockna - inte mer än 15 miljoner år. Denna hypotes motsäger dock de geologiska uppgifterna om stenarnas ålder, vilket angav mycket större antal. Till exempel noterade Charles Darwin att erosionen av de vendianska fyndigheterna varade i minst 300 miljoner år. Ändå anser Brockhaus och Efron Encyclopedia att gravitationsmodellen är den enda acceptabla.

Först på 1900-talet hittades den "rätta" lösningen på detta problem. Inledningsvis lade Rutherford fram hypotesen att källan till solens inre energi är radioaktivt sönderfall. År 1920 föreslog Arthur Eddington att trycket och temperaturen i solens inre är så höga att termonukleära reaktioner kan ske där, där vätekärnor (protoner) smälter samman till en helium-4 kärna. Eftersom massan av den senare är mindre än summan av massorna av fyra fria protoner, är en del av massan i denna reaktion, enligt Einsteins formel E = mc 2 omvandlas till energi. Det faktum att väte dominerar i solens sammansättning bekräftades 1925 av Cecilly Payne.

Teorin om kärnfusion utvecklades på 1930-talet av astrofysikerna Chandrasekhar och Hans Bethe. Bethe beräknade i detalj de två huvudsakliga termonukleära reaktionerna som är källorna till solens energi. Slutligen, 1957, dök Margaret Burbridges verk "Synthesis of Elements in Stars", där det visades, det föreslogs att de flesta av elementen i universum uppstod som ett resultat av nukleosyntes som pågick i stjärnor.

4. Rymdutforskning av solen

Eddingtons första arbeten som astronom är kopplade till studiet av stjärnors rörelser och stjärnsystemens struktur. Men hans främsta förtjänst är att han skapade teorin om stjärnors inre struktur. Djup insikt i fenomenens fysiska väsen och behärskning av metoderna för de mest komplexa matematiska beräkningarna gjorde det möjligt för Eddington att erhålla ett antal grundläggande resultat inom sådana områden av astrofysik som stjärnornas inre struktur, tillståndet för interstellär materia, rörelsen och distributionen av stjärnor i galaxen.

Eddington beräknade diametrarna för några röda jättestjärnor, bestämde tätheten hos dvärgsatelliten av stjärnan Sirius - den visade sig vara ovanligt hög. Eddingtons arbete med att bestämma tätheten hos en stjärna fungerade som en drivkraft för utvecklingen av fysiken för superdens (degenererad) gas. Eddington var en bra tolk allmän teori Einsteins relativitetsteori. Han gjorde det första experimentella testet av en av de effekter som förutspås av denna teori: avböjningen av ljusstrålar i gravitationsfältet hos en massiv stjärna. Han lyckades göra detta under en total solförmörkelse 1919. Tillsammans med andra forskare lade Eddington grunden till modern kunskap om stjärnors struktur.

5. Termonukleär fusion - förbränning!?

Vad är, visuellt, termonukleär fusion? I grund och botten är det förbränning. Men det är tydligt att detta är förbränning av en mycket hög effekt per volymenhet. Och det är klart att detta inte är en oxidationsprocess. Här, i förbränningsprocessen, är andra element inblandade, som också brinner, men under speciella fysiska förhållanden.

Tänk på förbränning.

Kemisk förbränning är en komplex fysikalisk och kemisk process för att omvandla komponenterna i en brännbar blandning till förbränningsprodukter med frigöring av termisk strålning, ljus och strålningsenergi.

Kemisk förbränning är uppdelad i flera typer av förbränning.

Subsonisk förbränning (deflagrering), till skillnad från explosion och detonation, fortsätter med låga hastigheter och är inte förknippad med bildandet av en stötvåg. Subsonisk förbränning inkluderar normal laminär och turbulent flamutbredning, och överljudsförbränning hänvisar till detonation.

Förbränning är uppdelad i termisk och kedja. Termisk förbränning är baserad på en kemisk reaktion som kan fortsätta med progressiv självacceleration på grund av ackumulering av frigjord värme. Kedjeförbränning sker i vissa gasfasreaktioner vid låga tryck.

Termiska självaccelerationsförhållanden kan tillhandahållas för alla reaktioner med tillräckligt stora termiska effekter och aktiveringsenergier.

Förbränningen kan starta spontant till följd av självantändning eller initieras av antändning. Under fasta yttre förhållanden kan kontinuerlig förbränning fortgå i ett stationärt läge, när processens huvudsakliga egenskaper - reaktionshastigheten, värmeavgivningshastigheten, temperaturen och produktsammansättningen - inte förändras över tiden, eller i ett periodiskt läge när dessa egenskaper fluktuera runt deras medelvärden. På grund av reaktionshastighetens starka olinjära beroende av temperatur är förbränningen mycket känslig för yttre förhållanden. Samma förbränningsegenskap bestämmer förekomsten av flera stationära regimer under samma förhållanden (hystereseffekt).

Det finns volymetrisk förbränning, den är välkänd och används ofta i vardagen.

diffusionsförbränning. Det kännetecknas av separat tillförsel av bränsle och oxidationsmedel till förbränningszonen. Blandning av komponenter sker i förbränningszonen. Exempel: förbränning av väte och syre i en raketmotor.

Förbränning av ett förblandat medium. Som namnet antyder sker förbränning i en blandning där både bränsle och oxidationsmedel finns. Exempel: förbränning i cylindern i en förbränningsmotor av en bensin-luftblandning efter initieringen av processen med ett tändstift.

Flamfri förbränning. I motsats till konventionell förbränning, när zoner med oxiderande flamma och reducerande flamma observeras, är det möjligt att skapa förutsättningar för flamlös förbränning. Ett exempel är katalytisk oxidation av organiska ämnen på ytan av en lämplig katalysator, till exempel oxidation av etanol på platinasvart.

Pyrande. En typ av förbränning där ingen låga bildas och förbränningszonen långsamt sprider sig genom materialet. Glödning ses vanligtvis med porösa eller fibrösa material med hög lufthalt eller impregnerade med oxidationsmedel.

autogen förbränning. Självuppehållande förbränning. Termen används inom avfallsförbränningsteknik. Möjligheten till autogen (självförsörjande) förbränning av avfall bestäms av det maximala innehållet av ballastkomponenter: fukt och aska.

Flamma är ett område i rymden där förbränning sker i gasfasen, åtföljd av synlig och (eller) infraröd strålning.

Den vanliga lågan som vi observerar när vi bränner ett ljus, lågan från en tändare eller en tändsticka, är en ström av heta gaser som sträcks vertikalt på grund av jordens gravitation (heta gaser tenderar att stiga upp).

6. Moderna fysikaliska och kemiska idéer om solen

Huvuddragen:

Sammansättningen av fotosfären:

Solen är den centrala och enda stjärnan i vårt solsystem, runt vilken andra objekt i detta system kretsar: planeter och deras satelliter, dvärgplaneter och deras satelliter, asteroider, meteoroider, kometer och kosmiskt stoft. Solens massa (teoretiskt) är 99,8 % av hela solsystemets totala massa. Solstrålning stöder livet på jorden (fotoner är nödvändiga för de inledande stadierna av fotosyntesprocessen), bestämmer klimatet.

Enligt spektralklassificeringen tillhör solen typen G2V ("gul dvärg"). Solens yttemperatur når 6000 K, så solen lyser med nästan vitt ljus, men på grund av starkare spridning och absorption av den kortvågiga delen av spektrumet av jordens atmosfär, solens direkta ljus nära ytan av vår planet får en viss gul nyans.

Solspektrumet innehåller linjer av joniserade och neutrala metaller, samt joniserat väte. Det finns ungefär 100 miljoner G2-stjärnor i vår galax Vintergatan. Samtidigt är 85 % av stjärnorna i vår galax stjärnor som är mindre ljusstarka än solen (de flesta av dem är röda dvärgar i slutet av sin utvecklingscykel). Som alla stjärnor i huvudsekvensen genererar solen energi genom kärnfusion.

Solstrålning är den viktigaste energikällan på jorden. Dess kraft kännetecknas av solkonstanten - mängden energi som passerar genom arean av en enhetsarea, vinkelrätt mot solens strålar. På ett avstånd av en astronomisk enhet (det vill säga i jordens omloppsbana) är denna konstant ungefär 1370 W/m 2 .

När solen passerar genom jordens atmosfär förlorar solstrålningen cirka 370 W/m 2 i energi, och endast 1000 W/m 2 når jordens yta (vid klart väder och när solen är i zenit). Denna energi kan användas i olika naturliga och artificiella processer. Så, växter med hjälp av fotosyntes bearbetar det till en kemisk form (syre och organiska föreningar). Direkt uppvärmning från solens strålar eller energiomvandling med hjälp av fotovoltaiska celler kan användas för att generera elektricitet (solkraftverk) eller utföra annat nyttigt arbete. I ett avlägset förflutet erhölls även den energi som lagrades i olja och andra fossila bränslen genom fotosyntes.

Solen är en magnetiskt aktiv stjärna. Den har ett starkt magnetfält som ändras över tiden och ändrar riktning ungefär vart elfte år, under solmax. Variationer i solens magnetfält orsakar en mängd olika effekter, vars helhet kallas solaktivitet och inkluderar sådana fenomen som solfläckar, solutbrott, solvindsvariationer etc., och på jorden orsakar det norrsken på höga och mellersta breddgrader. och geomagnetiska stormar, som negativt påverkar driften av kommunikationsanläggningar, sätt att överföra elektricitet, och som också negativt påverkar levande organismer, vilket orsakar huvudvärk och dålig hälsa hos människor (hos personer som är känsliga för magnetiska stormar). Solen är en ung stjärna av den tredje generationen (populationer I) med ett högt innehåll av metaller, det vill säga den bildades från resterna av stjärnor från den första och andra generationen (population III respektive II).

Solens nuvarande ålder (mer exakt tiden för dess existens på huvudsekvensen), beräknad med hjälp av datormodeller av stjärnutveckling, är cirka 4,57 miljarder år.

Solens livscykel. Solen tros ha bildats för cirka 4,59 miljarder år sedan när ett moln av molekylärt väte snabbt komprimerades under inverkan av gravitationskrafter för att bilda en stjärna av den första typen av stjärnpopulation av typen T Taurus i vår del av galaxen.

En stjärna med samma massa som solen bör finnas på huvudsekvensen i totalt cirka 10 miljarder år. Således är solen nu ungefär mitt i sin livscykel. På nuvarande skede Termonukleära reaktioner äger rum i solkärnan och omvandlar väte till helium. Varje sekund i solens kärna omvandlas cirka 4 miljoner ton materia till strålningsenergi, vilket resulterar i generering av solstrålning och en ström av solneutriner.

7. Mänsklighetens teoretiska idéer om solens inre och yttre struktur

I mitten av solen finns solkärnan. Fotosfären är den synliga ytan av solen, som är den huvudsakliga strålningskällan. Solen är omgiven av en solkorona, som har en mycket hög temperatur, men den är extremt sällsynt, därför är den endast synlig för blotta ögat under perioder av fullständig solförmörkelse.

Den centrala delen av solen med en radie på cirka 150 000 kilometer, där termonukleära reaktioner äger rum, kallas solkärnan. Materialdensiteten i kärnan är cirka 150 000 kg/m En teoretisk analys av data, utförd av SOHO-uppdraget, visade att i kärnan är solens rotationshastighet runt sin axel mycket högre än på ytan. En proton-proton termonukleär reaktion äger rum i kärnan, som ett resultat av vilken helium-4 bildas av fyra protoner. Samtidigt omvandlas 4,26 miljoner ton materia till energi varje sekund, men detta värde är försumbart jämfört med solens massa - 2·10 27 ton.

Ovanför kärnan, på avstånd av cirka 0,2 ... 0,7 av solens radie från dess centrum, finns en strålningsöverföringszon där det inte finns några makroskopiska rörelser, energi överförs med hjälp av "återutsläpp" av fotoner.

solens konvektiva zon. Närmare solens yta sker virvelblandning av plasman, och överföringen av energi till ytan sker huvudsakligen av själva materiens rörelser. Denna metod för energiöverföring kallas konvektion, och solens underjordiska lager, cirka 200 000 km tjockt, där den förekommer, kallas konvektionszonen. Enligt moderna data är dess roll i fysik av solprocesser exceptionellt stor, eftersom det är i den som olika rörelser av solmateria och magnetiska fält uppstår.

Solens atmosfär Fotosfären (ett lager som avger ljus) når en tjocklek av ≈320 km och bildar solens synliga yta. Huvuddelen av solens optiska (synliga) strålning kommer från fotosfären, medan strålningen från djupare lager inte längre når den. Temperaturen i fotosfären når i genomsnitt 5800 K. Här är gasens medeldensitet mindre än 1/1000 av densiteten för markluft, och temperaturen sjunker till 4800 K när den närmar sig fotosfärens ytterkant. Under sådana förhållanden förblir väte nästan helt i neutralt tillstånd. Fotosfären bildar solens synliga yta, från vilken solens dimensioner, avståndet från solens yta etc. bestäms. Kromosfären är solens yttre skal, cirka 10 000 km tjockt, som omger fotosfären. Ursprunget till namnet på denna del av solatmosfären är förknippat med dess rödaktiga färg, orsakad av det faktum att dess synliga spektrum domineras av den röda H-alfa-emissionslinjen av väte. Den övre gränsen för kromosfären har inte en uttalad slät yta; varma utstötningar, kallade spicules, sker ständigt från den (på grund av detta, i slutet av 1800-talet, observerade den italienska astronomen Secchi kromosfären genom ett teleskop, jämfört det med brinnande prärier). Kromosfärens temperatur ökar med höjden från 4 000 till 15 000 grader.

Kromosfärens densitet är låg, så dess ljusstyrka är otillräcklig för att observera den under normala förhållanden. Men under en total solförmörkelse, när månen täcker den ljusa fotosfären, blir kromosfären som ligger ovanför den synlig och lyser röd. Det kan också observeras när som helst med speciella smalbandiga optiska filter.

Koronan är solens sista yttre skal. Trots sin mycket höga temperatur, från 600 000 till 2 000 000 grader, är den endast synlig för blotta ögat under en total solförmörkelse, eftersom densiteten av materia i koronan är låg, och därför är dess ljusstyrka också låg. Den ovanligt intensiva uppvärmningen av detta lager orsakas tydligen av den magnetiska effekten och verkan av stötvågor. Formen på koronan ändras beroende på fasen av solaktivitetscykeln: under perioder med maximal aktivitet har den en rundad form, och åtminstone är den långsträckt längs solens ekvator. Eftersom temperaturen på koronan är mycket hög, strålar den intensivt i ultraviolett- och röntgenområdet. Dessa strålningar passerar inte genom jordens atmosfär, utan in Nyligen det blev möjligt att studera dem med hjälp av rymdfarkoster. Strålning i olika delar av koronan sker ojämnt. Det finns varma aktiva och tysta områden, såväl som koronala hål med en relativt låg temperatur på 600 000 grader, från vilka magnetfältslinjer kommer ut i rymden. Denna ("öppna") magnetiska konfiguration tillåter partiklar att lämna solen obehindrat, så solvinden sänds ut "främst" från koronala hål.

Från den yttre delen av solkoronan strömmar solvinden ut - en ström av joniserade partiklar (främst protoner, elektroner och α-partiklar), med en hastighet på 300 ... 1200 km / s och fortplantar sig, med en gradvis minskning i sin täthet, till heliosfärens gränser.

Eftersom solplasman har en tillräckligt hög elektrisk ledningsförmåga kan elektriska strömmar och som ett resultat magnetfält uppstå i den.

8. Teoretiska problem med termonukleär fusion på solen

Problemet med solneutriner. Kärnreaktioner som sker i solens kärna leder till bildandet av ett stort antal elektronneutriner. Samtidigt visade mätningar av neutrinoflödet på jorden, som ständigt har gjorts sedan slutet av 1960-talet, att antalet solelektronneutriner som registrerats där är ungefär två till tre gånger mindre än vad som förutspåtts av den vanliga solmodellen som beskriver processer i solen. Denna diskrepans mellan experiment och teori har kallats "solneutrinoproblemet" och har varit ett av solfysikens mysterier i mer än 30 år. Situationen komplicerades av det faktum att neutriner interagerar extremt svagt med materia, och skapandet av en neutrinodetektor som exakt kan mäta neutrinoflödet även av en sådan kraft som kommer från solen är en ganska svår vetenskaplig uppgift.

Två huvudsakliga sätt att lösa problemet med solneutrinos har föreslagits. För det första var det möjligt att modifiera modellen av solen på ett sådant sätt att den antagna temperaturen i dess kärna minskade och följaktligen flödet av neutriner som sänds ut av solen. För det andra kan man anta att en del av de elektronneutriner som emitteras av solens kärna, när de rör sig mot jorden, förvandlas till neutriner av andra generationer (myon och tau neutriner) som inte detekteras av konventionella detektorer. Idag är forskare benägna att tro att det andra sättet med största sannolikhet är det korrekta. För att övergången av en typ av neutrino till en annan - de så kallade "neutrinooscillationerna" - ska kunna ske, måste neutrinon ha en massa som inte är noll. Det har nu konstaterats att detta verkar vara sant. År 2001 upptäcktes alla tre typerna av solneutriner direkt vid Sudbury Neutrino Observatory och deras totala flöde visade sig överensstämma med Standard Solar Model. I det här fallet visar sig bara ungefär en tredjedel av neutrinerna som når jorden vara elektroniska. Detta nummer överensstämmer med teorin som förutsäger övergången av elektronneutriner till neutriner av en annan generation både i vakuum (egentligen "neutrino-oscillationer") och i solmateria ("Mikheev-Smirnov-Wolfenstein-effekten"). För närvarande verkar alltså problemet med solneutrinos ha lösts.

Corona värmeproblem. Ovanför den synliga ytan av Solen (fotosfären), som har en temperatur på cirka 6 000 K, finns solkoronan med en temperatur på mer än 1 000 000 K. Det kan visas att det direkta värmeflödet från fotosfären inte räcker för att leda till en så hög temperatur på koronan.

Det antas att energin för uppvärmning av koronan tillförs av turbulenta rörelser av den subfotosfäriska konvektiva zonen. I detta fall har två mekanismer föreslagits för energiöverföring till koronan. För det första är detta våguppvärmning - ljud och magnetohydrodynamiska vågor som genereras i den turbulenta konvektionszonen fortplantar sig in i koronan och försvinner där, medan deras energi omvandlas till termisk energi i koronalplasman. En alternativ mekanism är magnetisk uppvärmning, där den magnetiska energin som kontinuerligt genereras av fotosfäriska rörelser frigörs genom att magnetfältet återkopplas i form av stora solflammor eller ett stort antal små flammor.

I dagsläget är det inte klart vilken typ av vågor som ger en effektiv mekanism för att värma upp koronan. Det kan visas att alla vågor, utom magnetohydrodynamiska Alfven-vågor, sprids eller reflekteras innan de når koronan, medan förlusten av Alfvén-vågor i koronan är svår. Därför har moderna forskare fokuserat på mekanismen för uppvärmning med hjälp av solflammor. En av de möjliga kandidaterna för källor till koronal uppvärmning är ständigt förekommande småskaliga flare, även om slutlig klarhet i denna fråga ännu inte har uppnåtts.

P.S. Efter att ha läst om "Theoretical Problems of Thermonuclear Fusion in the Sun" är det nödvändigt att komma ihåg om "Occams Razor". Här används tydligt långsökta ologiska teoretiska förklaringar i förklaringar av teoretiska problem.

9. Typer av termonukleärt bränsle. termonukleärt bränsle

Kontrollerad termonukleär fusion (CTF) är syntesen av tyngre atomkärnor från lättare kärnor för att erhålla energi, som till skillnad från explosiv termonukleär fusion (används i termonukleära vapen) kontrolleras. Kontrollerad termonukleär fusion skiljer sig från traditionell kärnkraft det faktum att den senare använder en sönderfallsreaktion, under vilken lättare kärnor erhålls från tunga kärnor. De huvudsakliga kärnreaktionerna som planeras att användas för kontrollerad fusion kommer att använda deuterium (2 H) och tritium (3 H), och på längre sikt helium-3 (3 He) och bor-11 (11 B)

Typer av reaktioner. Fusionsreaktionen är följande: två eller flera atomkärnor tas och, med applicering av en viss kraft, närmar de sig så mycket att de krafter som verkar på sådana avstånd råder över Coulomb-repulsionskrafterna mellan lika laddade kärnor, till följd av som en ny kärna bildas. Den kommer att ha en något mindre massa än summan av de ursprungliga kärnornas massor, och skillnaden blir den energi som frigörs under reaktionen. Mängden energi som frigörs beskrivs med den välkända formeln E = mc 2. Lättare atomkärnor är lättare att föra till rätt avstånd, så väte - det vanligaste grundämnet i universum - är det bästa bränslet för en fusionsreaktion.

Det har konstaterats att en blandning av två isotoper av väte, deuterium och tritium, kräver minsta mängden energi för fusionsreaktionen jämfört med den energi som frigörs under reaktionen. Men även om en blandning av deuterium och tritium (D-T) är föremål för mest fusionsforskning, är det inte på något sätt det enda potentiella bränslet. Andra blandningar kan vara lättare att tillverka; deras reaktion kan kontrolleras bättre, eller ännu viktigare, producera färre neutroner. Av särskilt intresse är de så kallade "neutronfria" reaktionerna, eftersom framgångsrik industriell användning av sådant bränsle kommer att innebära frånvaron av långvarig radioaktiv kontaminering av material och reaktordesign, vilket i sin tur kan påverka den allmänna opinionen och den övergripande kostnaden för att driva reaktorn, vilket avsevärt minskar kostnaderna för att avveckla den. Problemet kvarstår att fusionsreaktionen med alternativa bränslen är mycket svårare att underhålla, så D-T-reaktionen anses bara vara ett nödvändigt första steg.

Schema för deuterium-tritium-reaktionen. Kontrollerad termonukleär fusion kan använda olika sorter termonukleära reaktioner beroende på vilken typ av bränsle som används.

Den enklast implementerade reaktionen är deuterium + tritium:

2H + 3 H = 4 He+ n med en energieffekt på 17,6 MeV.

En sådan reaktion implementeras lättast ur modern tekniks synvinkel, ger ett betydande energiutbyte och bränslekomponenter är billiga. Dess nackdel är frigörandet av oönskad neutronstrålning.

Två kärnor: deuterium och tritium smälter samman och bildar en heliumkärna (alfapartikel) och en högenergi neutron.

Reaktionen - deuterium + helium-3 är mycket svårare, vid gränsen för vad som är möjligt, att utföra reaktionen deuterium + helium-3:

2 H + 3 He = 4 He + sid med en energieffekt på 18,3 MeV.

Förutsättningarna för att uppnå det är mycket mer komplicerade. Helium-3 är också en sällsynt och extremt dyr isotop. Den tillverkas för närvarande inte i industriell skala.

Reaktion mellan deuteriumkärnor (D-D, monopropellant).

Reaktioner mellan deuteriumkärnor är också möjliga, de är lite svårare än reaktioner som involverar helium-3.

Dessa reaktioner fortskrider långsamt parallellt med reaktionen av deuterium + helium-3, och tritium och helium-3 som bildas under dem är mycket sannolikt att omedelbart reagera med deuterium.

Andra typer av reaktioner. Flera andra typer av reaktioner är också möjliga. Valet av bränsle beror på många faktorer - dess tillgänglighet och låga kostnad, energiutbyte, lätthet att uppnå de villkor som krävs för fusionsreaktionen (främst temperatur), reaktorns nödvändiga designegenskaper och så vidare.

"Neutronfria" reaktioner. Den mest lovande sk. "neutronfria" reaktioner, eftersom neutronflödet som genereras av termonukleär fusion (till exempel i deuterium-tritium-reaktionen) bär bort en betydande del av kraften och genererar inducerad radioaktivitet i reaktorkonstruktionen. Deuterium-helium-3-reaktionen är lovande, också på grund av bristen på neutronutbyte.

10. Klassiska idéer om villkoren för genomförande. termonukleär fusion och kontrollerade termonukleära reaktorer

TOKAMAK (TOROIDAL CAMERA WITH MAGNETIC COILS) är en toroidal anläggning för magnetisk plasmainneslutning. Plasman hålls inte av kammarens väggar, som inte kan motstå dess temperatur, utan av ett speciellt skapat magnetfält. En funktion hos TOKAMAK är användningen elektrisk ström strömmar genom plasmat för att skapa det poloidala fältet som är nödvändigt för plasmajämvikt.

CTS är möjligt med samtidig uppfyllelse av två kriterier:

plasmatemperaturen måste vara högre än 100 000 000 K;
överensstämmelse med Lawson-kriteriet: n · t> 5 10 19 cm -3 s (för D-T-reaktionen),
Var när plasmadensiteten vid hög temperatur, tär plasmainneslutningstiden i systemet.

Man tror, teoretiskt, att det är värdet av dessa två kriterier som huvudsakligen bestämmer hastigheten för en viss termonukleär reaktion.

För närvarande har kontrollerad termonukleär fusion ännu inte genomförts i industriell skala. Även om utvecklade länder i allmänhet har byggt flera dussin kontrollerade termonukleära reaktorer, kan de inte tillhandahålla kontrollerad termonukleär fusion. Byggandet av den internationella forskningsreaktorn ITER är i inledningsskedet.

Två huvudscheman för genomförandet av kontrollerad termonukleär fusion övervägs.

Kvasistationära system. Plasman värms upp och hålls av ett magnetfält vid ett relativt lågt tryck och hög temperatur. För detta används reaktorer i form av TOKAMAKS, stellaratorer, spegelfällor och torsatroner, som skiljer sig åt i magnetfältets konfiguration. ITER-reaktorn har en TOKAMAK-konfiguration.

impulssystem. I sådana system utförs CTS genom kortvarig uppvärmning av små mål som innehåller deuterium och tritium med ultrahöga laser- eller jonpulser. Sådan bestrålning orsakar en sekvens av termonukleära mikroexplosioner.

Studier av den första typen av termonukleära reaktorer är mycket mer utvecklade än de av den andra. Inom kärnfysik, i studiet av termonukleär fusion, används en magnetisk fälla för att hålla plasma i en viss volym. Den magnetiska fällan är utformad för att hålla plasman från kontakt med elementen i en termonukleär reaktor, dvs. används främst som värmeisolator. Instängningsprincipen bygger på växelverkan mellan laddade partiklar och ett magnetfält, nämligen på rotationen av laddade partiklar runt magnetfältslinjer. Tyvärr är den magnetiserade plasman mycket instabil och tenderar att lämna magnetfältet. Därför, för att skapa en effektiv magnetfälla, används de mest kraftfulla elektromagneterna, som förbrukar en enorm mängd energi.

Det är möjligt att minska storleken på en termonukleär reaktor om tre metoder för att skapa en termonukleär reaktion används samtidigt i den.

tröghetssyntes. Bestråla små kapslar av deuterium-tritiumbränsle med en laser med en effekt på 500 biljoner (5 10 14) watt. Denna gigantiska, mycket kortvariga 10–8 s laserpuls får bränslekapslarna att explodera, vilket resulterar i att en ministjärna föds under en bråkdel av en sekund. Men en termonukleär reaktion kan inte uppnås på den.

Använd Z-maskin samtidigt med TOKAMAK. En Z-maskin fungerar annorlunda än en laser. Den passerar genom en väv av de tunnaste trådarna som omger bränslekapseln, en laddning med en effekt på en halv biljon watt 5 10 11 watt.

Den första generationens reaktorer kommer med största sannolikhet att drivas på en blandning av deuterium och tritium. Neutronerna som uppstår under reaktionen kommer att absorberas av reaktorskölden, och den värme som frigörs kommer att användas för att värma kylvätskan i värmeväxlaren, och denna energi kommer i sin tur att användas för att rotera generatorn.

Det finns i teorin alternativa typer av bränsle som saknar dessa nackdelar. Men deras användning hindras av en grundläggande fysisk begränsning. För att få tillräckligt med energi från fusionsreaktionen är det nödvändigt att hålla ett tillräckligt tätt plasma vid fusionstemperaturen (10 8 K) under en viss tid.

Denna grundläggande aspekt av syntes beskrivs av produkten av plasmadensiteten n för upprätthållandet av den uppvärmda plasman τ, som krävs för att nå jämviktspunkten. Arbete nτ beror på typen av bränsle och är en funktion av plasmatemperaturen. Av alla typer av bränsle kräver deuterium-tritiumblandningen det lägsta värdet nτ med minst en storleksordning och den lägsta reaktionstemperaturen med minst 5 gånger. Således, D-T reaktionär ett nödvändigt första steg, men användningen av andra bränslen är fortfarande ett viktigt forskningsmål.

11. Fusionsreaktion som industriell elkälla

Fusionsenergi anses av många forskare som en "naturlig" energikälla på lång sikt. Förespråkare för kommersiell användning av fusionsreaktorer för kraftgenerering framför följande argument till deras fördel:

praktiskt taget outtömliga reserver av bränsle (väte);
bränsle kan erhållas från havsvatten på någon av världens kuster, vilket gör det omöjligt för ett eller en grupp länder att monopolisera bränsle;
omöjligheten av en okontrollerad syntesreaktion;
frånvaro av förbränningsprodukter;
det finns inget behov av att använda material som kan användas för att tillverka kärnvapen, vilket eliminerar fall av sabotage och terrorism.
jämfört med kärnreaktorer produceras en liten mängd radioaktivt avfall med kort halveringstid.

Det uppskattas att en fingerborg fylld med deuterium producerar energiekvivalenten med 20 ton kol. En medelstor sjö kan förse vilket land som helst med energi i hundratals år. Det bör dock noteras att befintliga forskningsreaktorer är utformade för att uppnå en direkt deuterium-tritium (DT) reaktion, vars bränslecykel kräver användning av litium för att producera tritium, medan påståenden om outtömlig energi hänvisar till användningen av ett deuterium-deuterium (DD) reaktion i andra generationens reaktorer.

Precis som fissionsreaktionen producerar fusionsreaktionen inga atmosfäriska utsläpp av koldioxid, en stor bidragande orsak till den globala uppvärmningen. Detta är en betydande fördel, eftersom användningen av fossila bränslen för elproduktion har effekten att till exempel USA producerar 29 kg CO 2 (en av de viktigaste gaserna som kan anses vara en orsak till global uppvärmning) per amerikansk invånare per dag.

12. Har redan tvivel

Länderna i Europeiska gemenskapen spenderar årligen cirka 200 miljoner euro på forskning, och det förutspås att det kommer att ta flera decennier till innan industriell användning av kärnfusion blir möjlig. Förespråkare för alternativa energikällor anser att det vore lämpligare att rikta dessa medel till införandet av förnybara energikällor.

Tyvärr, trots den utbredda optimismen (vanlig sedan 1950-talet, när den första forskningen startade), betydande hinder mellan dagens förståelse av kärnfusionsprocesser, tekniska möjligheter och den praktiska användningen av kärnfusion ännu inte har övervunnits, är det oklart ens hur mycket kan vara ekonomiskt lönsam produktion av el med hjälp av termonukleär fusion. Även om framstegen inom forskningen är konstant, ställs forskarna ständigt inför nya utmaningar. Utmaningen är till exempel att ta fram ett material som tål neutronbombardement, vilket uppskattas vara 100 gånger mer intensivt än konventionella kärnreaktorer.

13. Den klassiska idén om de kommande stadierna i skapandet av en kontrollerad termonukleär reaktor

Det finns följande stadier i forskningen.

Jämvikts- eller "pass"-läge: när den totala energin som frigörs under fusionsprocessen är lika med den totala energin som spenderas på att starta och stödja reaktionen. Detta förhållande är markerat med symbolen F. Reaktionens jämvikt demonstrerades vid JET i Storbritannien 1997. Efter att ha spenderat 52 MW el för att värma upp den fick forskarna en effekt som var 0,2 MW högre än den som användes. (Du måste dubbelkolla dessa uppgifter!)

Flammande plasma: ett mellansteg i vilket reaktionen kommer att stödjas huvudsakligen av alfapartiklar som produceras under reaktionen, och inte av extern uppvärmning.

F≈ 5. Än så länge har mellanstadiet inte uppnåtts.

Tändning: en stabil respons som upprätthåller sig själv. Bör uppnås med stora värden F. Hittills inte uppnått.

Nästa steg i forskningen bör vara ITER, den internationella termonukleära experimentreaktorn. Vid denna reaktor är det planerat att studera beteendet hos högtemperaturplasma (flammande plasma med F≈ 30) och konstruktionsmaterial för en industriell reaktor.

Den sista fasen av forskningen kommer att vara DEMO: en prototyp av industriell reaktor som ska uppnå antändning och demonstrera den praktiska lämpligheten av nya material. De mest optimistiska prognoserna för slutförandet av DEMO-fasen: 30 år. Med hänsyn till den ungefärliga tiden för konstruktion och driftsättning av en industriell reaktor är vi ≈40 år åtskilda från industriell användning av termonukleär energi.

14. Allt detta måste övervägas

Dussintals och kanske hundratals experimentella termonukleära reaktorer av olika storlekar har byggts i världen. Forskare kommer till jobbet, sätter på reaktorn, reaktionen sker snabbt, verkar det som, de stänger av den och de sitter och tänker. Vad är anledningen? Vad göra här näst? Och så i årtionden, till ingen nytta.

Så, historien om mänsklig förståelse om termonukleär fusion på solen och historien om mänsklighetens prestationer i att skapa en kontrollerad termonukleär reaktor skisserades ovan.

En lång väg har gått och mycket har gjorts för att nå det slutliga målet. Men tyvärr är resultatet negativt. En kontrollerad termonukleär reaktor har inte skapats. Ytterligare 30 ... 40 år och forskarnas löften kommer att uppfyllas. Ska de? 60 år utan resultat. Varför ska det ske om 30...40 år, och inte om tre år?

Det finns en annan idé om termonukleär fusion i solen. Det är logiskt, enkelt och leder verkligen till ett positivt resultat. Denna upptäckt av V.F. Vlasov. Tack vare denna upptäckt kan även TOKAMAKS börja arbeta inom en snar framtid.

15. En ny titt på naturen av termonukleär fusion i solen och uppfinningen "Metod för kontrollerad termonukleär fusion och kontrollerad termonukleär reaktor för kontrollerad termonukleär fusion"

Från författaren. Denna upptäckt och uppfinning är nästan 20 år gammal. Jag tvivlade länge på att jag hade hittat ett nytt sätt att genomföra termonukleär fusion och för dess genomförande en ny termonukleär reaktor. Jag har forskat och studerat hundratals artiklar inom termonukleär fusion. Tid och bearbetad information övertygade mig om att jag var på rätt väg.

Vid första anblicken är uppfinningen väldigt enkel och ser inte alls ut som en experimentell termonukleär reaktor av typen TOKAMAK. I moderna idéer om auktoriteter från TOKAMAK-vetenskapen är detta det enda korrekta beslutet och är inte föremål för diskussion. 60 år av idén om en termonukleär reaktor. Men ett positivt resultat - en fungerande termonukleär reaktor med kontrollerad termonukleär fusion TOKAMAK - utlovas först om 30...40 år. Förmodligen, om det inte finns något riktigt positivt resultat på 60 år, är den valda metoden för teknisk lösning av idén - skapandet av en kontrollerad termonukleär reaktor - milt sagt felaktig eller inte tillräckligt realistisk. Låt oss försöka visa att det finns en annan lösning på denna idé baserad på upptäckten av termonukleär fusion i solen, och den skiljer sig från de allmänt accepterade idéerna.

Öppning. Huvudidén med öppningen är väldigt enkel och logisk och ligger i det faktum att termonukleära reaktioner inträffar i området av solkoronan. Det är här som de nödvändiga fysiska förutsättningarna finns för genomförandet av en termonukleär reaktion. Från solkoronan, där plasmatemperaturen är cirka 1 500 000 K, värms solens yta upp till 6 000 K, härifrån avdunstar bränsleblandningen in i solkoronan från solens kokande yta Temperaturer på 6 000 K räcker för att bränsleblandningen i form av förångande ångor för att övervinna solens gravitationskraft. Detta skyddar solens yta från överhettning och upprätthåller temperaturen på dess yta.

Nära förbränningszonen - solkoronan, finns det fysiska förhållanden under vilka atomernas storlek bör ändras och samtidigt bör Coulomb-krafterna minska avsevärt. Vid kontakt smälter bränsleblandningens atomer samman och syntetiserar nya grundämnen med en stor utsläpp av värme. Denna förbränningszon skapar solkoronan, från vilken energi i form av strålning och materia kommer in i yttre rymden. Sammanslagningen av deuterium och tritium underlättas av magnetfältet från den roterande solen, där de blandas och accelereras. Också från den termonukleära reaktionszonen i solkoronan uppträder och rör sig med stor energi, mot det förångande bränslet, snabba elektriskt laddade partiklar, såväl som fotoner - elektromagnetiska fältkvanta, allt detta skapar de nödvändiga fysiska förutsättningarna för termonukleär fusion.

I fysikernas klassiska begrepp tillskrivs termonukleär fusion av någon anledning inte förbränningsprocessen (detta betyder inte den oxidativa processen). Myndigheter från fysiken kom på idén att termonukleär fusion på solen upprepar den vulkaniska processen på en planet, till exempel jorden. Därav alla resonemang, metoden för likhet används. Det finns inga bevis för att kärnan på planeten Jorden har ett smält flytande tillstånd. Inte ens geofysiken kan nå sådana djup. Förekomsten av vulkaner kan inte tas som bevis på jordens flytande kärna. I jordens tarmar, särskilt på grunda djup, finns fysiska processer som fortfarande är okända för auktoritativa fysiker. Inom fysiken finns det inte ett enda bevis för att termonukleär fusion sker i djupet av någon stjärna. Och i en termonukleär bomb upprepar termonukleär fusion inte alls modellen i solens tarmar.

Vid noggranna visuella studier ser solen ut som en sfärisk volymetrisk brännare och liknar mycket brinnande på en stor yta av jorden, där det finns ett gap mellan ytgränsen och brinnzonen (en prototyp av solkoronan) genom vilken termisk strålning överförs till jordytan, som förångar till exempel utspillt bränsle och dessa förberedda ångor kommer in i förbränningszonen.

Det är tydligt att på solens yta sker en sådan process under andra, andra fysiska förhållanden. Liknande fysiska förhållanden, ganska nära när det gäller parametrar, ingick i utvecklingen av konstruktionen av en kontrollerad termonukleär reaktor, Kort beskrivning och vars schematiska diagram anges i patentansökan som anges nedan.

Sammandrag av patentansökan nr 2005123095/06(026016).

"Metod för kontrollerad termonukleär fusion och kontrollerad termonukleär reaktor för genomförande av kontrollerad termonukleär fusion".

Jag förklarar metoden och principen för driften av den deklarerade kontrollerade termonukleära reaktorn för implementering av kontrollerad termonukleär fusion.

Ris. 1. Förenklat kretsschema UTYAR

På fig. 1 visar ett schematiskt diagram av UTYAR. Bränsleblandning, i ett massförhållande av 1:10, komprimerad till 3000 kg / cm 2 och uppvärmd till 3000 ° C, i zonen 1 blandas och kommer in genom den kritiska delen av munstycket in i expansionszonen 2 . I zonen 3 bränsleblandningen antänds.

Temperaturen på tändgnistan kan vara vilken temperatur som helst som är nödvändig för att starta den termiska processen - från 109...108 K och lägre beror det på de nödvändiga fysiska förhållandena som skapas.

I zonen med hög temperatur 4 förbränningsprocessen äger rum. Förbränningsprodukter överför värme i form av strålning och konvektion till värmeväxlingssystemet 5 och mot den inkommande bränsleblandningen. Anordning 6 i den aktiva delen av reaktorn från den kritiska delen av munstycket till slutet av förbränningszonen hjälper till att ändra storleken på Coulomb-krafterna och ökar det effektiva tvärsnittet av bränsleblandningens kärnor (skapar de nödvändiga fysiska förhållandena) .

Diagrammet visar att reaktorn liknar gasbrännare. Men en termonukleär reaktor borde vara så, och naturligtvis kommer de fysiska parametrarna att skilja sig hundratals gånger från till exempel de fysiska parametrarna för en gasbrännare.

Upprepning av de fysiska förhållandena för termonukleär fusion på solen under terrestra förhållanden - detta är kärnan i uppfinningen.

Varje värmealstrande anordning som använder förbränning måste skapa följande förhållanden - cykler: bränsleberedning, blandning, tillförsel till arbetszonen (förbränningszon), antändning, förbränning (kemisk eller nukleär omvandling), värmeavlägsnande från heta gaser i form av strålning och konvektion och avlägsnande av förbränningsprodukter. Vid farligt avfall - bortskaffande av dem. Allt detta täcks av det patentsökta patentet.

Fysikernas huvudargument om uppfyllandet av Lawsen-kriteriet är uppfyllt - under antändning av en elektrisk gnista eller en laserstråle, såväl som snabba elektriskt laddade partiklar som reflekteras från förbränningszonen till förångande bränsle, såväl som fotoner - elektromagnetiska fältkvanta med energier med hög densitet, en temperatur på 109 .. .108 K för en viss minsta yta av bränslet, dessutom kommer bränslets densitet att vara 10 14 cm -3 . Är inte detta ett sätt och en metod att uppfylla Lawsen-kriteriet. Men alla dessa fysiska parametrar kan förändras under påverkan av yttre faktorer på vissa andra fysiska parametrar. Detta är fortfarande know-how.

Låt oss överväga orsakerna till omöjligheten att implementera termonukleär fusion i kända termonukleära reaktorer.

16. Nackdelar och problem med allmänt accepterade idéer inom fysiken om termonukleär reaktion på solen

1. Känd. Temperaturen på solens synliga yta - fotosfären - är 5800 K. Gasdensiteten i fotosfären är tusentals gånger mindre än densiteten för luft nära jordens yta. Det är allmänt accepterat att inuti solen ökar temperaturen, densiteten och trycket med djupet och når 16 miljoner K i centrum (vissa säger 100 miljoner K), 160 g/cm 3 och 3,5 10 11 bar. Under påverkan av hög temperatur i solens kärna förvandlas väte till helium med frigörande av en stor mängd värme. Så man tror att temperaturen inuti solen är från 16 till 100 miljoner grader, på ytan 5800 grader och i solkoronan från 1 till 2 miljoner grader? Varför sådant nonsens? Ingen kan förklara detta på ett tydligt och begripligt sätt. De välkända allmänt accepterade förklaringarna är felaktiga och ger inte en tydlig och tillräcklig uppfattning om orsakerna till brottet mot termodynamikens lagar på solen.

2. En termonukleär bomb och en termonukleär reaktor verkar på olika teknologiska principer, d.v.s. likadant lika. Det är omöjligt att skapa en termonukleär reaktor i likhet med en termonukleär bomb, vilket missas i utvecklingen av moderna experimentella termonukleära reaktorer.

3. År 1920 föreslog den auktoritativa fysikern Eddington försiktigt karaktären av en termonukleär reaktion i solen, att trycket och temperaturen i solens tarmar är så höga att termonukleära reaktioner kan äga rum där, där vätekärnor (protoner) smälter samman i en helium-4 kärna. Detta är för närvarande den allmänt accepterade uppfattningen. Men sedan dess finns det inga bevis för att termonukleära reaktioner inträffar i solens kärna vid 16 miljoner K (vissa fysiker tror 100 miljoner K), en densitet på 160 g/cm3 och ett tryck på 3,5 x 1011 bar, det finns bara teoretiska antaganden . Termonukleära reaktioner i solkoronan är uppenbara. Det är lätt att upptäcka och mäta.

4. Problemet med solneutriner. Kärnreaktioner som sker i solens kärna leder till bildandet av ett stort antal elektronneutriner. Bildandet, omvandlingarna och antalet solneutriner, enligt de gamla idéerna, förklaras inte tydligt och flera decennier är tillräckligt. Det finns inga sådana teoretiska svårigheter i de nya begreppen termonukleär fusion på solen.

5. Corona värmeproblem. Ovanför Solens synliga yta (fotosfären), som har en temperatur på cirka 6000 K, finns solkoronan med en temperatur på mer än 1 500 000 K. Det kan visas att det direkta värmeflödet från fotosfären inte räcker för att leda till en så hög temperatur på koronan. En ny förståelse av termonukleär fusion i solen förklarar naturen hos en sådan temperatur hos solkoronan. Det är här termonukleära reaktioner äger rum.

6. Fysiker glömmer att TOKAMAKS främst behövs för att innehålla högtemperaturplasma och inget mer. Den befintliga och skapade TOKAMAKS tillhandahåller inte skapandet av de nödvändiga, speciella, fysiska förutsättningarna för att bedriva termonukleär fusion. Av någon anledning förstår ingen detta. Alla tror envist att deuterium och tritium ska brinna bra vid temperaturer på många miljoner. Varför skulle det plötsligt? Ett kärnvapenmål exploderar bara snabbt, inte brinner. Titta noga på hur kärnförbränning sker i TOKAMAK. En sådan kärnexplosion kan bara hålla det starka magnetfältet i reaktorn mycket stora storlekar(lätt beräknat), men då effektiviteten en sådan reaktor skulle vara oacceptabel för teknisk tillämpning. I det pågående patentet är problemet med att begränsa fusionsplasma enkelt att lösa.

Forskarnas förklaringar om de processer som sker i solens tarmar är otillräckliga för att förstå termonukleär fusion på djupet. Ingen har beaktat processerna för bränsleberedning, processerna för värme och massöverföring, på djupet, under mycket svåra kritiska förhållanden, tillräckligt bra. Till exempel, hur, under vilka förhållanden, bildas plasma på ett djup där termonukleär fusion sker? Hur hon beter sig osv. TOKAMAKS är trots allt tekniskt arrangerade på detta sätt.

Så en ny idé om termonukleär fusion löser alla befintliga tekniska och teoretiska problem inom detta område.

P.S. Svårt att erbjuda enkla sanningar människor som i decennier trott på vetenskapliga myndigheters åsikter (antaganden). För att förstå vad den nya upptäckten handlar om räcker det att självständigt granska vad som varit en dogm i många år. Om ett nytt påstående om karaktären av en fysisk effekt väcker tvivel om sanningen i de gamla antagandena, bevisa sanningen för dig själv först. Detta är vad varje sann vetenskapsman borde göra. Upptäckten av termonukleär fusion i solkoronan bevisas främst visuellt. Termonukleär förbränning sker inte i solens tarmar, utan på dess yta. Det här är en speciell brand. På många fotografier och bilder av solen kan du se hur förbränningsprocessen pågår, hur processen för plasmabildning pågår.

1. Kontrollerad termonukleär fusion. Wikipedia.

2. Velikhov E.P., Mirnov S.V. Kontrollerad termonukleär fusion närmar sig mållinjen. Troitsk Institutet för innovation och termonukleär forskning. ryska Forskningscenter"Kurchatov Institute", 2006.

3. Llewellyn-Smith K. På väg mot termonukleär kraftteknik. Material från föreläsningen den 17 maj 2009 på FIAN.

4. Encyclopedia of the Sun. Tesis, 2006.

5. Sön. Astronet.

6. Solen och jordens liv. Radiokommunikation och radiovågor.

7. Solen och jorden. Enhetliga fluktuationer.

8. Sön. solsystem. Allmän astronomi. Projekt "Astrogalax".

9. Resa från solens centrum. Populär mekanik, 2008.

10. Sön. Fysisk uppslagsverk.

11. Astronomi Dagens bild.

12. Förbränning. Wikipedia.

"Vetenskap och teknologi"

>Vad är solen gjord av?

Ta reda på, vad är solen gjord av: en beskrivning av stjärnans struktur och sammansättning, en lista över kemiska element, antalet och egenskaperna hos lager med ett foto, ett diagram.

Från jorden ser solen ut som en slät boll av eld, och innan upptäckten av solfläckar av serieskeppet Galileo trodde många astronomer att den var perfekt formad utan brister. Nu vet vi det Solen är sminkad från flera lager, som jorden, som var och en utför sin egen funktion. Denna struktur av solen, som en massiv ugn, är leverantören av all energi på jorden som är nödvändig för jordelivet.

Vilka element består solen av?

Om du kunde ta isär en stjärna och jämföra de ingående elementen, skulle du förstå att sammansättningen är 74 % väte och 24 % helium. Dessutom består solen av 1% syre, och den återstående 1% är sådana kemiska element i det periodiska systemet som krom, kalcium, neon, kol, magnesium, svavel, kisel, nickel, järn. Astronomer tror att ett grundämne tyngre än helium är en metall.

Hur kom alla dessa element i solen till? Big Bang producerade väte och helium. I början av universums bildande dök det första elementet, väte, upp från elementarpartiklar. På grund av den höga temperaturen och trycket var förhållandena i universum som i kärnan av en stjärna. Senare smältes väte samman till helium så länge det fanns en hög temperatur i universum för att fusionsreaktionen skulle äga rum. De befintliga proportionerna av väte och helium, som finns i universum nu, bildades efter Big Bang och förändrades inte.

De återstående elementen i solen skapas i andra stjärnor. Fusionen av väte till helium pågår ständigt i stjärnornas kärnor. Efter att ha producerat allt syre i kärnan går de över till kärnfusion av tyngre grundämnen som litium, syre, helium. Många tungmetaller, som finns i solen, bildades i andra stjärnor i slutet av deras liv.

Bildandet av de tyngsta grundämnena, guld och uran, inträffade när stjärnor många gånger så stora som vår sol detonerade. På en bråkdel av en sekund efter bildandet av ett svart hål kolliderade elementen i hög hastighet och de tyngsta elementen bildades. Explosionen spred dessa element över hela universum, där de hjälpte till att bilda nya stjärnor.

Vår sol har samlat in element skapade av Big Bang, element från döende stjärnor och partiklar från nya detonationer av stjärnor.

Vilka är solens lager?

Vid första anblicken är solen bara en boll av helium och väte, men en närmare titt avslöjar att den är uppbyggd av olika lager. När man rör sig mot kärnan ökar temperaturen och trycket, som ett resultat av vilka lager skapades, eftersom väte och helium har olika egenskaper under olika förhållanden.

solkärna

Låt oss börja vår rörelse genom lagren från kärnan till det yttre lagret av solens sammansättning. I det inre lagret av solen - kärnan, är temperaturen och trycket mycket högt, vilket bidrar till flödet av kärnfusion. Solen skapar heliumatomer av väte, som ett resultat av denna reaktion bildas ljus och värme, som når upp till. Det är allmänt accepterat att temperaturen på solen är cirka 13 600 000 grader Kelvin, och kärnans densitet är 150 gånger högre än vattnets densitet.

Forskare och astronomer tror att solens kärna når cirka 20 % av solradiens längd. Och inuti kärnan hjälper hög temperatur och tryck att bryta väteatomer till protoner, neutroner och elektroner. Solen omvandlar dem till heliumatomer, trots deras fritt svävande tillstånd.

En sådan reaktion kallas exotermisk. Under loppet av denna reaktion frigörs en stor mängd värme, lika med 389 x 10 31 J. per sekund.

Solens strålningszon

Denna zon har sitt ursprung vid kärnans gräns (20 % av solradien) och når en längd på upp till 70 % av solradien. Inuti denna zon finns solmateria, som är ganska tät och varm i sammansättningen, så termisk strålning passerar genom den utan att förlora värme.

Inuti solkärnan sker en kärnfusionsreaktion - skapandet av heliumatomer som ett resultat av fusionen av protoner. Som ett resultat av denna reaktion uppstår en stor mängd gammastrålning. I denna process emitteras fotoner av energi, absorberas sedan i strålningszonen och återutsänds av olika partiklar.

En fotons bana kallas en "random walk". Istället för att röra sig i en rak bana till solens yta, rör sig fotonen i ett sicksackmönster. Som ett resultat behöver varje foton ungefär 200 000 år för att övervinna solens strålningszon. När fotonen går från en partikel till en annan partikel förlorar fotonen energi. För jorden är detta bra, eftersom vi bara kunde ta emot gammastrålning från solen. En foton som kommer in i rymden behöver 8 minuter för att resa till jorden.

Ett stort antal stjärnor har strålningszoner, och deras storlek beror direkt på stjärnans skala. Ju mindre stjärnan är, desto mindre kommer zonerna att vara, varav de flesta kommer att upptas av den konvektiva zonen. De minsta stjärnorna kan sakna strålningszoner, och den konvektiva zonen når avståndet till kärnan. För de största stjärnorna är situationen omvänd, strålningszonen sträcker sig till ytan.

konvektiv zon

Den konvektiva zonen är utanför strålningszonen, där solens inre värme strömmar genom kolumner av het gas.

Nästan alla stjärnor har en sådan zon. Vid vår sol sträcker den sig från 70 % av solens radie till ytan (fotosfär). Gasen i stjärnans djup, i själva kärnan, värms upp och stiger till ytan, som vaxbubblor i en lampa. När den når stjärnans yta sker en förlust av värme; när den kyls sjunker gasen tillbaka till mitten för att förnya värmeenergin. Som ett exempel kan du ta en kastrull med kokande vatten över en eld.

Solens yta är som lös jord. Dessa oregelbundenheter är kolumnerna av het gas som transporterar värme till solens yta. Deras bredd når 1000 km, och förlusttiden når 8-20 minuter.

Astronomer tror att stjärnor med låg massa, som röda dvärgar, bara har en konvektiv zon som sträcker sig till kärnan. De har ingen strålningszon, vilket inte kan sägas om solen.

Fotosfär

Det enda lagret av solen som är synligt från jorden är . Under detta lager blir solen ogenomskinlig, och astronomer använder andra metoder för att studera vår stjärnas inre. Yttemperaturer så höga som 6000 Kelvin lyser gulvitt synligt från jorden.

Solens atmosfär ligger bakom fotosfären. Den del av solen som är synlig under en solförmörkelse kallas.

Solens struktur i diagrammet

NASA har speciellt utvecklat för utbildningsändamål en schematisk representation av solens struktur och sammansättning, som anger temperaturen för varje lager:

(Synlig, IR- och UV-strålning) är synlig strålning, infraröd strålning och ultraviolett strålning. Synlig strålning är det ljus som vi ser komma från solen. Infraröd strålning är värmen som vi känner. Ultraviolett strålning är den strålning som ger oss en solbränna. Solen producerar dessa strålningar samtidigt.
(Fotosfär 6000 K) - Fotosfären är det övre lagret av solen, dess yta. En temperatur på 6000 Kelvin är lika med 5700 grader Celsius.
Radioemissioner - Förutom synlig strålning, infraröd strålning och ultraviolett strålning sänder solen ut radioemissioner, som astronomer har upptäckt med ett radioteleskop. Beroende på antalet solfläckar ökar och minskar detta utsläpp.
Coronal Hole (trans. Coronal hole) - Dessa är platser på solen där koronan har nr större densitet plasma, som ett resultat är det mörkare och kallare.
2100000 K (2100000 Kelvin) - Solens strålningszon har denna temperatur.
Konvektionszon/Turbulent konvektion (trans. Konvektivzon/Turbulent konvektion) - Dessa är platser på solen där kärnans termiska energi överförs genom konvektion. Plasmakolonner når ytan, avger sin värme och rusar ner igen för att värma upp igen.
Coronal loops (trans. Coronal loops) - loopar som består av plasma i solens atmosfär, som rör sig längs magnetiska linjer. De ser ut som enorma valv som sträcker sig från ytan i tiotusentals kilometer.
Kärna (per. Kärna) är solhjärtat, i vilket kärnfusion äger rum, med användning av hög temperatur och tryck. All solenergi kommer från kärnan.
14 500 000 K (per. 14 500 000 Kelvin) - Temperaturen på solkärnan.
Radiative Zone (trans. Radiation zone) - Solens lager dit energi överförs med hjälp av strålning. Fotonen övervinner strålningszonen bortom 200 000 och går ut i rymden.
Neutrinos (trans. Neutrino) är försumbara masspartiklar som kommer från solen som ett resultat av en kärnfusionsreaktion. Hundratusentals neutriner passerar genom människokroppen varje sekund, men de skadar oss inte, vi känner dem inte.
Chromospheric Flare (trans. Chromospheric Flare) - Vår stjärnas magnetfält kan vrida sig och sedan plötsligt bryta i olika former. Som ett resultat av avbrott i magnetfält uppstår kraftfulla röntgenljus som kommer från solens yta.
Magnetfältslinga - Solens magnetfält är ovanför fotosfären och är synligt när het plasma rör sig längs magnetiska linjer i solens atmosfär.
Fläck - En solfläck (trans. Solfläckar) - Dessa är platser på solens yta där magnetfält passerar genom solens yta och temperaturen är lägre, ofta i en slinga.
Energetiska partiklar (trans. Energetiska partiklar) - De kommer från solens yta, som ett resultat av detta skapas solvinden. I solstormar når deras hastighet ljusets hastighet.
Röntgenstrålar (trans. röntgenstrålar) - strålar som är osynliga för det mänskliga ögat, som bildas under flammor på solen.
Ljusa fläckar och kortlivade magnetiska områden (trans. Ljusa fläckar och kortlivade magnetiska områden) - På grund av temperaturskillnader uppstår ljusa och svaga fläckar på solens yta.

Sedan 1930-talet har astrofysiker inte tvivlat på att av kärnreaktionerna i lätta element är den enda som kan upprätthålla strålningen av stjärnor i huvudsekvensen av spektrum-luminositetsdiagrammet under en tillräckligt lång och energisk tid bildandet av helium från väte. Andra reaktioner varar antingen för kort tid (naturligtvis i kosmisk skala!), eller ger för lite energi.

Men vägen för direkt förening av fyra vätekärnor till en heliumkärna visade sig vara omöjlig: reaktionen av omvandlingen av väte till helium i stjärnornas inre måste gå "cirkulationsvägar".

Det första sättet består i sekventiell koppling av de första två väteatomerna, sedan tillägget av en tredje till dem, och så vidare.

Det andra sättet är att omvandla väte till helium med "hjälp" av kväve och speciellt kolatomer.

Även om det första sättet, det verkar, är enklare, njöt han under ganska lång tid inte "vederbörlig respekt", och astrofysiker trodde att huvudreaktionen som matar energi till stjärnor är det andra sättet - "kolcykeln".

Fyra protoner går till att bygga en heliumkärna, som i sig aldrig skulle vilja bilda en α-partikel om kol inte hjälpte dem.

I kedjan av dessa reaktioner spelar kol rollen som en nödvändig medbrottsling och, så att säga, en arrangör. I kemiska reaktioner det finns också sådana medbrottslingar, kallade katalysatorer.

Under konstruktionen av helium förbrukas inte bara energi, utan tvärtom frigörs. Faktum är att kedjan av transformationer åtföljdes av emission av tre y-kvanta och två positroner, som också förvandlades till y-strålning. Balansen är: 10 -5 (4·1,00758-4,00390) = 0,02642·10 -5 atommassaenheter.

Energin som är förknippad med denna massa frigörs i stjärnans tarmar, sipprar långsamt till ytan och strålar sedan ut i världsrymden. Heliumfabriken arbetar kontinuerligt i stjärnorna tills råvarorna, det vill säga väte, tar slut. Vad som händer härnäst kommer vi att berätta vidare.

Kol som katalysator kommer att hålla på obestämd tid.

Vid temperaturer i storleksordningen 20 miljoner grader är verkan av reaktionerna i kolcykeln proportionell mot den 17:e temperaturen! På något avstånd från stjärnans centrum, där temperaturen bara är 10 % lägre, sjunker energiproduktionen med en faktor 5, och där den är en och en halv gång lägre sjunker den med 800 gånger! Därför, redan inte långt från den centrala, mest glödande regionen, sker inte bildandet av helium på grund av väte. Resten av vätet kommer att förvandlas till helium efter blandning av gaser kommer att föra det in i "fabrikens" territorium - till mitten av stjärnan.

I början av femtiotalet stod det klart att vid en temperatur på 20 miljoner grader, och ännu mer vid lägre temperaturer, är proton-protonreaktionen ännu mer effektiv, vilket också leder till förlust av väte och bildandet av helium. Troligtvis fortsätter det i en sådan kedja av transformationer.

Två protoner, som kolliderar, avger en positron och ett ljuskvantum och förvandlas till en tung väteisotop med en relativ atommassa på 2. Den senare, efter att ha gått samman med en annan proton, förvandlas till en atom av en lätt väteisotop med en relativ atom massa av 2. Den senare, efter att ha gått samman med en annan proton, förvandlas till en lätt atomisotop av helium med en relativ atommassa på 3, samtidigt som den avger ett överskott av massa i form av strålning. Om tillräckligt många sådana lätta heliumatomer har samlats, kolliderar deras kärnor för att bilda en normal heliumatom med en relativ atommassa på 4 och två protoner med ett energikvantum att starta upp. Så i denna process gick tre protoner förlorade, och två dök upp - en proton minskade, men energi släpptes ut tre gånger.

Tydligen hämtar solen och svalare huvudsekvensstjärnor i ljusspektrumdiagrammet sin energi från denna källa.

När allt väte har omvandlats till helium kan stjärnan fortfarande existera genom att omvandla helium till tyngre grundämnen. Till exempel är processerna:

4 2 He + 4 2 He → 8 4 Be + strålning,
4 2 He + 8 4 Be → 12 6 C + strålning.

I detta fall ger en heliumpartikel en energiproduktion som är 8 gånger mindre än den ger samma partikel i kolcykeln som beskrivs ovan.

Nyligen har fysiker funnit att i vissa stjärnor tillåter de fysiska förhållandena förekomsten av ännu tyngre grundämnen, såsom järn, och beräkna andelen av de resulterande grundämnena i enlighet med mängden grundämnen som vi hittar i naturen.

Jättestjärnor har en genomsnittlig energiproduktion per massenhet som är mycket större än solens. Det finns dock fortfarande ingen allmänt accepterad syn på energikällorna i röda jättestjärnor. Energikällorna i dem och deras struktur är ännu inte klara för oss, men uppenbarligen kommer de snart att bli kända. Enligt V.V. Sobolev, röda jättar kan ha samma struktur som heta jättar och ha samma energikällor. Men de är omgivna av stora sällsynta och kalla atmosfärer, som ger dem utseendet av "kalla jättar".

Kärnorna i vissa tunga atomer kan bildas i stjärnornas inre på grund av kombinationen av lättare atomer, och under vissa förhållanden, även i deras atmosfärer.

Vad är källan till solenergi? Vad är karaktären på de processer under vilka en enorm mängd energi produceras? Hur länge kommer solen fortsätta att skina?

De första försöken att besvara dessa frågor gjordes av astronomer i mitten av 1800-talet, efter att fysikerna formulerat lagen om energibevarande.

Robert Mayer föreslog att solen skiner på grund av den ständiga bombarderingen av ytan av meteoriter och meteorpartiklar. Denna hypotes förkastades, eftersom en enkel beräkning visar att för att upprätthålla solens ljusstyrka på nuvarande nivå är det nödvändigt att 2 * 1015 kg meteorisk materia faller på den varje sekund. Under ett år kommer det att vara 6 * 1022 kg, och under solens existens, i 5 miljarder år - 3 * 1032 kg. Solens massa är M = 2 * 1030 kg, därför på fem miljarder år är materia 150 gånger mer än solens massa borde ha fallit på solen.

Den andra hypotesen lades också fram av Helmholtz och Kelvin i mitten av 1800-talet. De föreslog att solen strålar genom att dra ihop sig 60–70 meter årligen. Anledningen till sammandragningen är den ömsesidiga attraktionen av solens partiklar, varför denna hypotes kallas sammandragning. Om vi gör en beräkning enligt denna hypotes, kommer solens ålder inte att vara mer än 20 miljoner år, vilket motsäger moderna data som erhållits från analysen av det radioaktiva sönderfallet av element i geologiska prover av jordens jord och månens jord .

Den tredje hypotesen om de möjliga källorna till solenergi lades fram av James Jeans i början av 1900-talet. Han föreslog att solens djup innehåller tunga radioaktiva ämnen som spontant sönderfaller samtidigt som energi släpps ut. Till exempel, omvandlingen av uran till torium och sedan till bly åtföljs av frigörande av energi. Efterföljande analys av denna hypotes visade också dess misslyckande; en stjärna som bara består av uran skulle inte frigöra tillräckligt med energi för att ge solens observerade ljusstyrka. Dessutom finns det stjärnor som är många gånger mer lysande än vår stjärna. Det är osannolikt att dessa stjärnor också skulle innehålla mer radioaktivt material.

Den mest sannolika hypotesen visade sig vara hypotesen om syntesen av element som ett resultat av kärnreaktioner i stjärnornas inre.

År 1935 antog Hans Bethe att den termonukleära reaktionen att omvandla väte till helium kunde vara källan till solenergi. Det är för detta som Bethe fick Nobelprisetår 1967.

Solens kemiska sammansättning är ungefär densamma som för de flesta andra stjärnor. Cirka 75 % är väte, 25 % är helium och mindre än 1 % är alla andra kemiska grundämnen (främst kol, syre, kväve, etc.). Omedelbart efter universums födelse fanns det inga "tunga" element alls. Alla av dem, d.v.s. grundämnen tyngre än helium, och till och med många alfapartiklar, bildades under "bränning" av väte i stjärnor under termonukleär fusion. Den karakteristiska livslängden för en stjärna som solen är tio miljarder år.

Den huvudsakliga energikällan - proton-protoncykeln - är en mycket långsam reaktion (karakteristisk tid 7,9 * 109 år), eftersom den beror på svag interaktion. Dess väsen ligger i det faktum att från fyra protoner erhålls en heliumkärna. I det här fallet frigörs ett par positroner och ett par neutriner, samt 26,7 MeV energi. Antalet neutriner som solen sänder ut per sekund bestäms endast av solens ljusstyrka. Eftersom när 26,7 MeV släpps föds 2 neutriner, neutrinonemissionshastigheten är: 1,8 * 1038 neutrinos/s.

Ett direkt test av denna teori är observationen av solneutriner. Högenergineutriner (bor) registreras i klor-argon-experiment (Davis-experiment) och visar konsekvent brist på neutriner jämfört med det teoretiska värdet för standardsolmodellen. Lågenergineutriner som uppstår direkt i pp-reaktionen registreras i gallium-germanium-experiment (GALLEX vid Gran Sasso (Italien-Tyskland) och SAGE vid Baksan (Ryssland-USA)); de är också "saknade".

Enligt vissa antaganden, om neutriner har en vilomassa som inte är noll, är svängningar (transformationer) av olika typer av neutrinos möjliga (Mikheev - Smirnov - Wolfenstein-effekten) (det finns tre typer av neutriner: elektron-, myon- och tauon-neutriner) . Därför att andra neutriner har mycket mindre interaktionstvärsnitt med materia än elektroner, det observerade underskottet kan förklaras utan att ändra standardmodellen av solen, byggd på grundval av hela uppsättningen astronomiska data.

Varje sekund återvinner solen cirka 600 miljoner ton väte. Lagren av kärnbränsle kommer att räcka ytterligare fem miljarder år, varefter det gradvis förvandlas till en vit dvärg.

De centrala delarna av solen kommer att krympa, värmas upp och värmen som överförs till det yttre skalet kommer att leda till dess expansion till monstruösa storlekar jämfört med moderna: solen kommer att expandera så mycket att den kommer att absorbera Merkurius, Venus och kommer att spendera " bränsle” hundra gånger snabbare än för närvarande. Detta kommer att öka storleken på solen; vår stjärna kommer att bli en röd jätte, vars storlek är jämförbar med avståndet från jorden till solen! Livet på jorden kommer att försvinna eller hitta ett hem på de yttre planeterna.

Naturligtvis kommer vi att meddelas i förväg om en sådan händelse, eftersom övergången till en ny scen kommer att ta cirka 100-200 miljoner år. När temperaturen i den centrala delen av solen når 100 000 000 K kommer helium också att börja brinna, förvandlas till tunga element, och solen kommer in i ett stadium av komplexa cykler av sammandragning och expansion. I det sista skedet kommer vår stjärna att förlora sitt yttre skal, den centrala kärnan kommer att ha en otroligt stor densitet och storlek, som jordens. Ytterligare några miljarder år kommer att passera, och solen kommer att svalna och förvandlas till en vit dvärg.