“Шәкәрім атындағы Семей қаласының университеті” КЕАҚ
БӨЖ
Тақырыбы: Термоядролық синтез реакциялары
Орындаған: Советов Қ.Т.
Тексерген: Касымов А.Б.
Семей 2022
Термоядролық реакция, термоядролық синтез - миллиондаған градус температурада жүзеге асатын ядролық бірігу реакциясы деп аталады. Жеңіл элементтерді (сутек, гелий, литий, т. б.) жүздеген миллион градусқа дейін қыздырғанда, олардың бейтарап атомдары тұтастығын жойып, ядролар мен электрондарға ыдырайды. Нәтижесінде оң зарядты ядролардан, теріс зарядты электрондардан тұратын ерекше орта —жоғарғы температуралық плазма пайда болады.
Температурасы жүздеген миллион градус болатын ыстық плазмадағы ядролар аса үлкен жылдамдықпен бір-біріне жақындап, ядролық күштердің әрекет аймағына енеді. Сол сәтте-ақ тегеурінді ядролық күш оларды біріктіріп, жаңа ядроны түзеді. Бұл кезде пайда болған m масса ақауы есебінен аса мол энергия босап шығады.
Жер бетінде алғаш рет термоядролық реакциялар 1950 жылдардың басында Қазақстанда (Семей полигоны) сутек бомбасын жару арқылы жүзеге асырылды. Қажетті жоғары температура атом бомбасын алдын ала жару үстінде алынды. Термоядролық бомбаның ішіне жоғары температура алу үшін атом бомбасының заряды және жеткілікті мөлшерде сутек изотоптары (мысалы, дейтерий) орналастырылады. Термоядролық жарылыста әуелі атом бомбасының заряды іске қосылады да, температура миллиондаған градусқа көтеріліп, сутек изотоптарының ядролары жаппай біріге бастайды. Осылайша әп-сәтте атом бомбасының жарылысы сутек бомбасының жарылысына ұласады.
Қолдан басқарылатын термоядролық реакцияларды іске асыру зор қиындықтарға кезікті. Оларды жүзеге асыру үшін, негізінен, үш мәселені шешу керек.
Біріншіден, сутек газын қыздыру арқылы ыстық плазманың температурасын ондаған миллион градусқа көтеру қажет.
Екіншіден, термоядролық реакцияны тұтандыру үшін ыстық плазманы суытпай, белгілі бір көлемде кем дегенде 10-1-102 с ұстап тұру қажет.
Үшіншіден, термоядролық реакция қарқынды жүріп, энергия шығыны қажетінше мол болуы үшін ыстық плазмадағы дейтерий ядроларының тығыздығы белгілі бір шамадан кем болмауы тиіс, яғни 1 м3 көлемде 1022 бөлшек болуы керек.
Осы үш шарт қатарынан орындалса ғана басқарылатын термоядролық реакцияны іске асыруға болады. Алайда плазма заттың ең орнықсыз күйі болып табылады, сондықтан бұл шарттарды бір мезгілде орындау мәселесі әлі күнге шешуін таппай отыр. Галактикадағы заттар негізінен атомдық күйде болып, оның 99% сутегі құрайды. Галактиканың ядросы көлденеңінен шамамен 30 жарық жылына тең. Осы ядро сутегінің негізгі қайнар көзі болып саналады. Біздің Күн жүйеміз Галактиканың шетінде, яғни оның ядросынан 30 жарық жылы қашықтықтығында орналасқан. Ең жақын жұлдыздармен салыстырғанда Күн Лира шоқжұлдызына қарай 20 км/сек жылдамдықпен қозғалып келеді. Сонымен қатар Күн өзінің көршілерімен бірге галактика кеңістігінде Аққу шоқжұлдызына қарай 250 км/сек жылдамдықпен айналып келеді. Күн галактиканың орталығын 180 млн жылда айналып шығады. Яғни бір галактикалық жыл шамамен 180-190 млн жылға тең. Күнге ең жақын жұлдыздар – Центаврдің альфасы (Проксима) және Сириус.
Күн – қатты қызған (беткі температурасы – 6000С), плазмалық шар (тығыздығы 1,4 г/м3). Оның лаулаған от пен протуберанецтер орналасқан тәжі бар. Күннің сәуле шығаруының – күннің белсенділігінің – 11 жылдық циклі бар. Күннің белсенділігінің ең жоғарғы шегінде оның бетінде ерекше көп дақ байқалады. Сутегінің гелийге айналуы кезінде
Күннің ішкі құрылысы
1–Гелийлік ядро; 2-конвекция зонасы; 3-хромосфера; 4-фотосфера; 5–кун дақтары; 6-протуберанецтер; 7-тәж
Термоядролық реакциялар күн энергиясының көзі болып табылады. Алғаш рет термоядролық реакциялардың жүріп өтуіне қажетті температураны теориялық түрде Артур Эддингтон есептеп шығарған. Неміс физигі Ганс Бете (1967 жылы Нобель сыйлығын алған) Күнде жүретін сутегімен гелийдің термоядролық синтезінің реакциясын есептеп шығарды. Күн жүйесі мен жұлдыздардың пайда болуы жайлы кез-келген проблема немесе гипотезаның негізінде, Ғаламның үш фундаменталдық ерекшелігі бар: біріншіден Ғаламдағы заттардың басым көпшілігі сутегіден (75%), гелийден (25%) және басқа да химиялық элементтердің азғантай бөліктерінен құралған; екіншіден Ғаламның кезкелген нүктесінде жұлдызаралық газ және шаң бар; үшіншіден Ғаламда барлық заттар айналмалы және турбулентты қозғалыста (галактиканың формасы спираль тәріздес, жұлдыздар айналуда, планеталар күнді айналады және т.б.). Сондай ақ бізге Күн жүйесінің жасы 5 млрд жылға тең екендігін білеміз. Бұл мағлұмат бізге ғаламның өзіміз орналасқан бөлігінің тарихын елестетуге мүмкіндік береді. Күн жүйесінің пайда болуы жөнінде бірнеше гипотезалар бар. Өткен ғасырда осындай гипотезаны И.Кант ұсынды. Бұл гипотезаны П. Лаплас қолдады. Жақын арада ғана В.Фесенков пен О. Шмидтің жаңа гипотезалары пайда болды. Бұл гипотезалардың басқа гипотезалардаң айырмашылығы, оларға сәйкес планеталар бастапқы ыстық компоненттерден емес, суық күйдегі заттардан түзілген. Швед астрофизигі Х.Альвен ұсынып, кейін Ф.Хойл жетілдірген Күн жүйесінің пайда болуы гипотезасының электромагниттік варианты қазіргі таңда кең таралған. Жұлдыздардың пайда болу үрдісі галактикада үздіксіз жүреді. Кезкелген уақытта газ бен шаң, турбуленттік күштердің әсерінен гравитациялық ядролар – протожұлдыздардың элементеріне үнемі қосылып жатады. Пайда болған глобула протожұлдыз басынан бастап гравитациялық ядролардан қалған айналмалы қозғалысқа ие болады. Глобула үлкейе бере ақырында ыстық болғандығы соншалық, оның ішінде атомдық синтездің реакциялары өте бастайды. Қызудың белгілі бір шегіне жеткен кезде глобула өзінің қабығына айналған, қалған затты жарып, жан – жаққа шашыратып тастайды. Глобуланың сығылуы оның массасына прапорционалды түрде ұлғаяды. Ақырында ол атомдар өздерінің электрон қабықшаларын жоғалтатын температураға да жетеді. 15 млн градустық температурада ядролық синтез реакциялары басталады.
Сутегі ядролары орасан зор энергия бөле отырып, гелий ядроларын түзеді. Ағылшын астрофизигі А. Эддингтонның анықтағандай, біздің Күніміз осы ядролық реакциялар жүретін термоядролық қазан болып табылады. Оның ядросының температурасы 15 млн градус, ал бетінің температурасы 60000С-ге тең. Эдингтон Күнді құрайтын газдың тұрақты тепе- теңдігін түсіндірді. Оның түсіндірмесі бойынша тартылыс күші газдардың сығылуын тудырады, ал сығылуға газдардың қысымы кері әсер етеді. А.Эддингтон, бұдан басқа радиациялық қысымның жұлдыздардың ішінде бар екендігін ескерді, ал сәуле шығару жұлдыздың ішінде интенсивті жүретін болғандықтан, радиациялық қысым да елеулі болуы тиіс.
Бұл жерде гелийді күл ретінде қалса, сутегі қанша уақыт жануы мүмкін деген сұрақ пайда болады. Жұлдыздың массасына байланысты бұл үрдіс ұзақ немесе жылдам болуы мүмкін. Массалары Күннің массасындай жұлдыздарда сутегі миллиардтаған жылдар бойы жануы мүмкін. Бірақ сутегінің қоры шексіз емес, олар қашан да болсын таусылады.
Бақыланбайтын күйде реакциялардың бұл түрлері деструктивті күштерді тудырады. Сутегі бомбасы бақыланбайтын термоядролық реакцияның мысалы болып табылады. Бақыланатын термоядролық синтез реакцияларын бақыланбайтын реакциялардан ажырататын тағы бір фактор-бақыланбайтын реакциядағы жағдайлар алдын-ала болжанбайтындықтан, оларды кез-келген мақсатта қолдануға болмайды. Бақыланатын термоядролық реакция кезінде ескеру керек тағы бір мәселе-оны сақтау.
Ыстық плазманың температурасы соншалықты жоғары, ол ешқандай материалмен байланыса алмайды. Сондықтан оны тексеру керек, бірақ ешқандай байланыс болмауы керек.
Ыстық плазманы ұстап тұру термоядролық синтезге жетудегі басты мәселе болып табылады. Процесте қолданылатын ыстық плазма қатты материалмен жанаспауы керек, сондықтан оны вакуумға салу керек. Қысым жоғарылаған сайын плазма кеңейеді және оны шектеу керек. Төменде осындай шектеулердің тізімі берілген:
Магниттік ұстау бөлшектерді зарядтау кезінде қолданылады.
Инерцияны ұстап тұру-бұл қажетті жағдайларға жету үшін берілетін жылдам импульс.
Гравитациялық ұстау тек жұлдыздарда кездеседі.
Электростатикалық ұстау иондарды электростатикалық өріспен ұстап тұру үшін қолданылады
Тізбекті реакциялардың пайда болуы мүмкін емес болғандықтан, оларды бөлу реакцияларына қарағанда бақылау және тоқтату оңай. Сондықтан адамдар бөлу реакциясын емес, осы көзге қосылуға тырысады. Ол өте аз мөлшерде оңай қол жетімді жанармаймен іс жүзінде мол отын көзін шығара алатындығымен қатар, оның құрамында ядролық қалдықтар да жоқ!
Өкінішке орай, бұл энергияны жақын арада, мүмкін шамамен 20-25 жылдан кейін пайдалану мүмкін емес, сол уақытқа дейін экономикалық тұрғыдан мүмкін емес. Егер бұл жақын болашақта болмаса, зерттеуге жұмсалған ресурстардың мөлшері басқа жаңартылатын энергия көздеріне бағытталуы мүмкін деген жалпы пікір бар. |
Скачать 23.42 Kb.