МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ

Федеральное агентство по образованию

ГОУ ВПО «Благовещенский государственный педагогический университет»

Физико-математический факультет

Кафедра общей физики

Курсовая работа

на тему: Проблемы термоядерного синтеза

по дисциплине: Физика

Исполнитель: В.С. Клетченко

Руководитель: В.А. Евдокимова

Благовещенск 2010

Введение

Термоядерные реакции и их энергетическая выгодность

Условия протекания термоядерных реакций

Осуществление термоядерных реакций в земных условиях

Основные проблемы, связанные с осуществлением термоядерных реакций

Осуществление управляемых термоядерных реакций в установках типа «ТОКАМАК»

Проект ИТЭР

Современные исследования плазмы и термоядерных реакций

Заключение

Литература

Введение

В настоящее время человечество не может представить свою жизнь без электроэнергии. Она везде. Но традиционные способы получения электроэнергии не дешевые: только представить возведение ГЭС или реактора АЭС, то сразу становится понятно почему. Ученые 20-го века, перед лицом энергетического кризиса, нашли способ получения электроэнергии из вещества, количество которого не ограничено. Термоядерные реакции протекают при распаде дейтерия и трития. В одном литре воды содержится дейтерия столько, что при термоядерном синтезе может выделиться столько энергии, сколько получается при сжигании 350 литров бензина. То есть можно сделать вывод, что вода - это неограниченный источник энергии.

Если бы получение энергии с помощью термоядерного синтеза было бы настолько просто, как при помощи ГЭС, то человечество никогда не испытывало бы кризиса в энергетике. Для получения энергии таким способом необходима температура, эквивалентная температуре в центре солнца. Где взять такую температуру, как дорого будут стоить установки, насколько выгодна такая добыча энергии и безопасна ли такая установка? На эти вопросы будет дан ответ в настоящей работе.

Цель работы: изучение свойств и проблем термоядерного синтеза.

Термоядерные реакции и их энергетическая выгодность

Термоядерная реакция - синтез более тяжёлых атомных ядер из более лёгких с целью получения энергии, который носит управляемый характер.

Известно, что ядро атома водорода представляет собой протон р. Такого водорода очень много в природе – в воздухе и в воде. Кроме этого существуют более тяжелые изотопы водорода. Ядро одного из них содержит, кроме протона р, еще и нейтрон n. Называется этот изотоп дейтерием D. Ядро другого изотопа содержит, кроме протона р два нейтрона n и называется тритерием (тритием) Т. Термоядерные реакции наиболее эффективно происходят при сверхвысоких температурах порядка 10 7 – 10 9 К. При термоядерных реакциях выделяется очень большая энергия, превышающая энергию, которая выделяется при делении тяжелых ядер. В реакции синтеза выделяется энергия, которая в расчете на 1кг вещества значительно больше энергии, выделяющейся в реакции деления урана. (Здесь под выделяющейся энергией понимается кинетическая энергия частиц, образующихся в результате реакции.) Например, при реакции слияния ядер дейтерия 1 2 D и трития 1 3 Т в ядро гелия 2 4 Не:

1 2 D + 1 3 Т → 2 4 Не + 0 1 n,

Выделяется энергия, приблизительно равная 3,5 МэВ на один нуклон. В реакциях деления энергия на один нуклон составляет около 1 МэВ.

При синтезе ядра гелия из четырех протонов:

4 1 1 p→ 2 4 Не + 2 +1 1 е,

выделяется еще большая энергия, равная 6,7 МэВ на одну частицу. Энергетическая выгодность термоядерных реакций объясняется тем, что удельная энергия связи в ядре атома гелия значительно превышает удельную энергию связи ядер изотопов водорода. Таким образом, при удачном осуществлении управляемых термоядерных реакций человечество получит новый мощный источник энергии.

Условия протекания термоядерных реакций

Для слияния легких ядер необходимо преодолеть потенциальный барьер, обусловленный кулоновским отталкиванием протонов в одноименно положительно заряженных ядрах. Для слияния ядер водорода 1 2 Dих надо сблизить на расстояние r, равное приблизительно r ≈ 3 10 -15 м. Для этого нужно совершить работу, равную электростатической потенциальной энергии отталкивания П=е 2: (4πε 0 r) ≈ 0,1 МэВ. Ядра дейтона смогут преодолеть такой барьер, если при соударении их средняя кинетическая энергия 3 / 2 kT будет равна 0,1 МэВ. Это возможно при Т=2 10 9 К. Практически температура, необходимая для протекания термоядерных реакций снижается на два порядка и составляет 10 7 К.

Температура порядка 10 7 К характерна для центральной части Солнца. Спектральный анализ показал, что в веществе Солнца, как и многих других звезд, имеется до 80% водорода и около 20% гелия. Углерод, азот и кислород составляют не более 1% массы звезд. При огромной массе Солнца (≈ 2 10 27 кг) количество этих газов достаточно велико.

Термоядерные реакции происходят на Солнце и звездах и являются источником энергии, обеспечивающим их излучение. Ежесекундно Солнце излучает энергию3,8 10 26 Дж, что соответствует уменьшению его массы на 4,3 млн. тонн. Удельное выделение энергии Солнца, т.е. выделение энергии, приходящееся на единицу массы Солнца в одну секунду, равно 1,9 10 -4 Дж/с кг. Оно весьма мало и составляет около 10 -3 % от удельного выделения энергии в живом организме в процессе обмена веществ. Мощность излучения Солнца практически не изменилась за много миллиардов лет существования Солнечной системы.

Один из путей протекания термоядерных реакций на Солнце – углеродно-азотный цикл, в котором соединение ядер водорода в ядро гелия облегчается в присутствии ядер углерода 6 12 С играющих роль катализаторов. В начале цикла быстрый протон проникает в ядро атома углерода 6 12 С и образует неустойчивое ядро изотопа азота 7 13 N с излучением γ-кванта:

6 12 С + 1 1 p→ 7 13 N + γ.

С периодом полураспада 14 минут в ядре 7 13 N происходит превращение 1 1 p→ 0 1 n + +1 0 е + 0 0 ν е и образуется ядро изотопа 6 13 С:

7 13 N→ 6 13 С + +1 0 е + 0 0 ν е.

приблизительно через каждые 32 млн. лет ядро 7 14 N захватывает протон и превращается в ядро кислорода 8 15 О:

7 14 N+ 1 1 p→ 8 15 О + γ.

Неустойчивое ядро 8 15 О с периодом полураспада 3 минуты испускает позитрон и нейтрино и превращается в ядро 7 15 N:

8 15 О→ 7 15 N+ +1 0 е+ 0 0 ν е.

Цикл завершается реакцией поглощения ядром 7 15 N протона с распадом его на ядро углерода 6 12 С и α-частицу. Это происходит приблизительно через 100 тысяч лет:

7 15 N+ 1 1 p→ 6 12 С + 2 4 Не.

Новый цикл начинается вновь с поглощением углеродом 6 12 С протона, исходящего в среднем через 13 миллионов лет. Отдельные реакции цикла отдалены во времени промежутками, которые являются по земным масштабам времени непомерно большими. Однако цикл является замкнутым и происходит непрерывно. Поэтому различные реакции цикла происходят на Солнце одновременно, начавшись в разные моменты времени.

В результате этого цикла четыре протона сливаются в ядро гелия с появлением двух позитронов и γ-излучения. К этому нужно добавить излучение, возникающее при слиянии позитронов с электронами плазмы. При образовании одного гамматома гелия выделяется 700 тысяч кВт ч энергии. Это количество энергии компенсирует потери энергии Солнца на излучение. Расчеты показывают, что количества водорода, имеющегося на Солнце, хватит на поддержание термоядерных реакций и излучения Солнца на миллиарды лет.

Осуществление термоядерных реакций в земных условиях

Осуществление термоядерных реакций в земных условиях создаст огромные возможности для получения энергии. Например, при использовании дейтерия, содержащегося в одном литре воды, в реакции термоядерного синтеза выделится столько же энергии, сколько выделится при сгорании примерно 350 литров бензина. Но если термоядерная реакция будет протекать самопроизвольно, то произойдет колоссальный взрыв, так как выделяющаяся при этом энергия очень велика.

Условия, близкие к тем, что реализуются в недрах Солнца, были осуществлены в водородной бомбе. Там происходит самоподдерживающаяся термоядерная реакция взрывного характера. Взрывчатым веществом является смесь дейтерия 1 2 D с тритием 1 3 Т. Высокая температура, необходимая для протекания реакции, получается за счет взрыва обычной атомной бомбы, помещенной внутри термоядерной.

Основные проблемы, связанные с осуществлением термоядерных реакций

В термоядерном реакторе реакция синтеза должна происходить медленно, должна быть возможность управлять ею. Изучение реакций, происходящих в высокотемпературной дейтериевой плазме, является теоретической основой получения искусственных управляемых термоядерных реакций. Основной трудностью является поддержание условий, необходимых для получения самоподдерживающейся термоядерной реакции. Для такой реакции необходимо, чтобы скорость выделения энергии в системе, где происходит реакция, была не меньше, чем скорость отвода энергии от системы. При температурах порядка 10 8 К термоядерные реакции в дейтериевой плазме обладают заметной интенсивностью и сопровождаются выделением большой энергии. В единице объема плазмы при соединении ядер дейтерия выделяется мощность 3кВт/м 3 . При температурах порядка 10 6 К мощность составляет всего лишь 10 -17 Вт/м 3 .

Рис. 25. Положение rp -процесса относительно линииβ стабильности.

Процесс, который временами связан с р -процессом, естьrp - процесс – быстрый процесс захвата протона. Этот процесс создаёт протонами обогащённые ядра с Z =7-26. Он включает серию (р,γ) иβ + - распадов, которые характерны для р-обогащённых ядер. Процесс стартует как «выпадение» из CNO цикла. Это - боковая цепь CNO-цикла, создающая р-обогащённые ядра, такие как21 Na

и 19 Ne. Эти ядра создают основу для дальнейшего захвата

нейтронов, приводя к пути нуклеосинтеза, показанному на Рис. 25 . rp -процесс создаёт малое число ядер сА <100. Процесс следует по пути, аналогичному r -процессу, но на протон-обогащённой стороне стабильности. В настоящее время источником протонов

для этого процесса являются некоторые двойные звёзды. Заметим, что этот процесс временами близок к линии β стабильности, приближаясь к протоновой линии, когда ядро становится тяжелее.

6. ПРОБЛЕМА СОЛНЕЧНОГО НЕЙТРИНО

Многие ядерные реакции, обеспечивающие звёзды энергией, сопровождаются эмиссией нейтрино. Ввиду малого сечения поглощения нейтрино веществом (σ 10-44 см2 ), они практически не поглощаются Солнцем и другими звёздами. (Эти потери нейтрино соответствуют потери 2% энергии Солнца). Поэтому нейтрино – окно внутрь звезды. В тоже время, малое сечение поглощения затрудняет регистрацию нейтрино, поскольку практически все нейтрино проходят планету Земля без поглощения.

Поэтому существует проблема солнечного нейтрино. Табл. 4. Предсказанные потоки солнечного нейтрино.

Источник	Поток (част/с/см2 )
	5,94x1010
	1,40x108
	7,88x103
	4,86x107
	5,82x106
	5,71x108
	5,03x108
	5,91x106

6.1 Ожидаемые источники солнечного нейтрино, энергии и потоки

В виду своей близости к нашей планете, Солнце – основной источник достигающего Земли нейтрино.

Солнце испускает 1,8х1038 нейтрино/сек, которые через 8 мин достигают поверхности Земли с плотностью потока 6,4х1010 нейтрино/с/см2 . Предсказания стандартной солнечной модели для потоков нейтрино на поверхности Земли для различных ядерных реакций представлены вТабл. 4, а для распределения энергий - наРис. 26 . Каждая ядерная реакция имеет

характеристическое распределение энергии.

Рис. 25. Предсказание потоков нейтрино от различных ядерных реакций на Солнце. Области энергий, в которых детекторы чувствительны к нейтрино, показаны наверху.

13N → 13C+ β ++ ν e 15O → 15N+ β ++ ν e 17F → 17O+ β ++ ν e

Источник, помеченный «рр », вТабл. 4 иРис. 26 отражает реакцию

p+p→ d+e+ +ν e (65)

и является основной реакцией, производящей одно нейтрино на каждое синтезированное ядро 4 Не. «рер » источником является реакция

p+p+e- → d+ν e , (66)

которая производит моноэнергетические нейтрино, тогда как «hep» означает реакцию: p+3 He→ 4 He+e+ +ν e (67)

Эта последняя реакция производит нейтрино наивысшей энергии с максимальной энергией 18,77 МэВ (из-за высокого значенияQ реакции). Интенсивность этого источника в 107 раз меньше рр-источника. «7 Ве» источник означает рр -цепь реакции распада электронным захватом

в котором заселено первое возбуждённое состояние 8 Ве (при 3,04 МэВ). Слабые источники «13 N», «15 O» и «17 F» означаютβ + распады, происходящие в CNO цикле:

6.2 Детектирование нейтрино

Как уже упоминалось, детектирование слабо взаимодействующих нейтрино затруднено ввиду низкого значения сечения взаимодействия. Для преодоления этого препятствия предложено два типа детекторов: радиохимические детекторы и детекторы Черенкова. Радиохимические детекторы регистрируют продукты вызванных нейтрино реакций, тогда как Черенковские детекторы наблюдают рассеяние нейтрино. Так, в пещере Южной Дакоты на 1500 м ниже поверхности земли помещён массивный радиохимический детектор, содержащий 100000 галлонов очищенной жидкости, С2 Сl4 . Очищенная жидкость весила 610 тонн (объём 10 железнодорожных цистерн). В детекторе происходит следующая реакция:

ν e +37 Cl→ 37 Ar+e-

Продукт реакции 37 Ar распадается электронным захватом с Т=35 дней. После очистки жидкость экспонируется солнечным нейтрино определённый период времени, образовавшийся37 Ar вымывается из детектора потоком газообразного гелия и поступает в пропорциональный счётчик, который детектирует 2,8 электроны Оже, образовавшиеся при электронном захвате. Детектируемая реакция имеет порог 0,813 МэВ, т.е. детектор чувствителен к8 В, hep, pep и7 Be (распад основного состояния) нейтрино. Здесь наиболее важным является регистрация8 В. Обычно 3 атома37 Аr образуются за неделю и их надо изолировать от 1010 атомов жидкости. Детектор помещён глубоко под землёй и защищён от космической радиации.

Другие детекторы основаны на реакции
ν e +71 Ga→ 71 Ge+e-

Эти детекторы имеют порог 0,232 МэВ и могут быть использованы для прямого детектирования доминирующих рр нейтрино Солнца. Галлий присутствует как раствор GaCl3 .71 Ge собирают, промывая детектор азотом и конвертируя Ge в GeH4 перед счётом. Эти детекторы используют 30-100 тонн галлия и потребляют значительную долю ежегодного производства галлия.

Черенковские детекторы работают на эффекте рассеяния нейтрино заряженными частицами. После столкновения с нейтрино, выбитый электрон испускает черенковское излучение, которое можно зарегистрировать сцинтилляционными детекторами. Первый из таких детекторов был помещён в шахту Камиока в Японии. Супер Камиока содержал 50000 тонн высокочистой воды. Детектируемая реакция в этом случае – реакция рассеяния ν +e- →ν +e- , а порог детектирования 8 МэВ, что позволяет регистрировать8 В нейтрино.

Рис. 27. Сравнение предсказаний стандартной солнечной модели и экспериментальных измерений.

Канадский SNO детектор был смонтирован в никелевой шахте на глубине 2 км и содержал 1000 тонн тяжёлой воды (D2 O). В дополнении к нейтриноэлектронному рассеянию, этот детектор способен использовать ядерные реакции на дейтерии:

ν e+d→ 2p+e- (72)ν +d→ n+p+ν (73)

Последняя реакция может быть использована для регистрации всех типов нейтрино, ν е ,ν μ иν τ , тогда как первая реакция чувствительна только к электронным нейтрино. Набор протекающих в детекторе реакций можно использовать для наблюдения осцилляций нейтрино. В последней реакции, испущенный нейтрон детектируется (n ,γ) реакцией, в которой γ лучи регистрируются сцинтилляционным детектором (Тяжёловодный детектор окружён 7000 тон обычной воды, чтобы предохранить детектор от нейтронов, связанных с радиоактивностью стен шахты). Канадский детектор потребовал разработки новых методов глубокой очистки воды, т.к. чистота воды требовала содержание урана или тория менее 10 атомов на 1015 молекул воды.

6.3 Проблема солнечного нейтрино

Проблема солнечного нейтрино возникла из того факта, что детекторы зарегистрировали только 1/3 от ожидавшегося по стандартной модели солнечного нейтрино, которая предполагает, что 98,5% энергии Солнца происходит из рр -цепочки и 1,5 из CNO цикла.

Рис. 28 . Энергетические спектры галактических космических лучей, GCR.

Такое расхождение указывает, что или модель Солнца неверна или есть фундаментальные ошибки в использованной ядерной физике.

Проблема солнечного нейтрино заключается в ошибочных идеях о фундаментальной структуре вещества, задаваемых стандартной моделью. Стандартная модель предсказывает, что три типа нейтрино не имеют массы и что, будучи созданными, они продолжают существовать в неизменном виде всё остальное время. Основная идея альтернативной модели – модели осцилляции нейтрино – состоит в утверждении, что пока нейтрино выходят из Солнца, они трансформируются из электронных в мюонные нейтрино и обратно. Эти осцилляции

возможны, если нейтрино имеют массу и эта масса у электронного и мюонного нейтрино различны. Эти осцилляции усиливаются нейтрон-электронными взаимодействиями в Солнце. Полагают, что

масса τнейтрино>масса μ нейтрино>масса электронного нейтрино. Верхний предел этих масс

Рис. 29 . Относительная (по кремнию) распространённость элементов в солнечной системе и в космических лучах.

Нейтринные осцилляции - превращения нейтрино (электронного, мюонного или таонного) в нейтрино другого сорта (поколения), или же в антинейтрино. Теория предсказывает наличие закона периодического изменения вероятности обнаружения частицы определённого сорта в зависимости от прошедшего с момента создания частицы собственного времени. Наличие нейтринных осцилляций важно для решения проблемы солнечных нейтрино. Предполагается, что такие превращения - следствие наличия у нейтрино массы покоя или (для случая превращений нейтрино↔антинейтрино) несохранения лептонного заряда при высоких энергиях. Стандартная модель в первоначальной версии не описывает массы нейтрино и их осцилляции, однако они могут быть включены в эту теорию с помощью сравнительно небольшой модификации - включении в общий лагранжиан массового члена и PMNS-матрицы смешивания нейтрино.

Прямое доказательство осцилляций нейтрино пришло из наблюдений черенковского свечения. SNO детектор нашёл одну треть ожидавшегося числа электронных нейтрино, приходящих из Солнца в согласии с предыдущими данными, полученными радиохимическими детекторами. Японский детектор, который чувствителен преимущественно к электронным нейтрино, но имеет

чувствительность и к другим типам нейтрино, нашёл половину от потока нейтрино, ожидавшегося из

– это процесс, в ходе которого два атомных ядра объединяются, формируя тяжелее ядро. Обычно этот процесс сопровождается выделением энергии. Ядерный синтез является источником энергии в звездах и водородной бомбе.
Для сближения атомных ядер на расстояние, достаточное для того, чтобы произошла ядерная реакция, даже для самого легкого элемента, водорода, нужна очень значительное количество энергии. Но, в случае легких ядер, в результате объединения двух ядер с образованием более тяжелого ядра выделяется значительно больше энергии, чем уходит на преодоление кулоновского отталкивания между ними. Благодаря этому ядерный синтез – очень перспективный источник энергии и является одним из основных направлений исследования современной науки.
Количество энергии, выделяемой в большинстве ядерных реакций намного больше, чем в химических реакциях, так как энергия связи нуклонов в ядре значительно больше, чем энергии связи электронов в атоме. Например, энергия ионизации, которая получается при связывании электрона с протоном с образованием атома водорода, составляет 13.6 электрон-вольт – меньше, чем одну миллионную от 17 МэВ, выделяющиеся при реакции дейтерия с тритием, которая описана ниже.
В атомном ядре действуют два типа взаимодействия: сильное взаимодействие, удерживающее протоны и нейтроны вместе и значительно слабее электростатическое отталкивание между одинаково заряженными протонами ядра, пытается разорвать ядро. Сильное взаимодействие проявляется лишь на очень коротких расстояниях между протонами и нейтронами, непосредственно граничащих друг с другом. Это также означает, что протоны и нейтроны на поверхности ядра содержатся слабее, чем протоны и нейтроны внутри ядра. Сила электростатического отталкивания взамен действует на любых расстояниях и является обратно пропорциональной квадрату расстояния между зарядами, то есть каждый протон в ядре взаимодействует с каждым другим протоном в ядре. Это приводит к тому, что с увеличением размера ядра силы, удерживающие ядро возрастают до определенного атомного номера (атом железа), а затем начинают ослабевать. Начиная с урана энергия связи становится отрицательной и ядра тяжелых элементов становятся нестабильными.
Таким образом для осуществления реакции ядерного синтеза необходимо затратить определенную энергию на преодоление силы электростатического отталкивания между двумя атомными ядрами и свести их на расстояние, где начинает проявляться сильное взаимодействие. Энергия, необходимая для преодоления силы электростатического отталкивания, называется кулоновским барьером (Coulomb barrier).
Кулоновский барьер низкий для изотопов водорода, поскольку они имеют в ядре только один протон. Для DT смеси результирующий энергетический барьер составляет 0.1 МэВ. Для сравнения, чтобы убрать электрон с атома водорода требуется всего 13 эВ, что в 7500 раз меньше. Когда реакция синтеза завершается, новое ядро переходит на более низкий энергетический уровень и выделяет дополнительную энергию, излучая нейтрон с энергией 17.59 MeV, что существенно больше, чем нужно для запуска реакции. То есть реакция DT синтеза очень экзотермической и является источником энергии.
Если ядра является частью плазмы вблизи состояния теплового равновесия, реакция синтеза называется термоядерным синтезом. Поскольку температура является мерой средней кинетической энергии частиц, нагрев плазму можно предоставить ядрам достану энергию для преодоления барьера в 0.1 MэВ. Переведя эВ в Кельвина получим температуру свыше 1 ГК, что является чрезвычайно высокой температурой.
Есть однако два явления, которые позволяют снизить требуемую температуру реакции. Во-первых, температура отражающий среднюю кинетическую энергию, т.е. даже при низких температурах, чем эквивалент 0.1 МэВ, часть ядер будет иметь энергию существенно выше 0.1 МэВ, остальные будут иметь энергию существенно ниже. Во-вторых, следует учесть явление квантового туннелирования, когда ядра преодолевают барьер Кулона, имея недостаточно энергии. Это позволяет получить (медленные) реакции синтеза при низких температурах.
Важным для понимания реакции синтеза является понятие поперечного сечения реакции?: меры вероятности реакции синтеза как функции относительной скорости двух взаимодействующих ядер. Для термоядерной реакции синтеза удобнее рассматривать среднее значение распределения произведения поперечного сечения на скорость ядра . Используя его, можно записать скорость реакции (слияние ядер на объем на время) как

Где n 1 и n 2 это плотность реагентов. возрастает от нуля при комнатной температуре до значительной величины уже при температурах }