Wstęp do fizyki jądra atomowego/Łańcuchowe reakcje rozszczepienia. Reaktory jądrowe. Bomba jądrowa: Różnice pomiędzy wersjami
Usunięta treść Dodana treść
Linia 316:
===Reakcje termosyntezy===
Są to reakcje syntezy zachodzące samoczynnie w układzie o bardzo dużej gęstości, złożone z lekkich jąder ogrzanych do bardzo wysokiej temperatury. Zderzenie jąder jest wynikiem jej ruchu termicznego. Średnia temperatura w ruchu we wnętrzu gwiazd jest około T≈10<sup>8</SUP>K (k<SUB>bm</SUB>t≈8keV). Na przekroczenie bariery kulombowskiej w atomie wodoru wymagana jest średnia energia równa 700keV. W reakcji przekroczenie bariery kulombowskiej może zachodzić przy mniejszej energii niż ostatnio podaną w wyniku przejść tunelowych. Prawdopodobieństwo takich przejść jest bardzo małe i silnie zależy od energii cząstki bombardującej i wysokości bariery potencjału, a więc od iloczynu Z<sub>a</sub>⋅Z<sub>X</sub>. Natężenie reakcji termosyntezy zależy i silnie wzrasta od temperatury i gęstości materii jądrowej. Po przekroczeniu określonej temperatury staje się reakcją syntezy samopodtrzymującą i stale wydziela się energia o określonej mocy lub lawinowy jej wzrost, w którym następuje wybuch (bomba termojądrowa). Pierwsza sytuacja powiedziana jest w gwiazdach, gdzie spala się wodór w temperaturze od 15 do 18 pomnożone przez 10<Sup>6</sup>K i gęstości 100g/cm<sup>3</sup> w cyklu p-n i CNO. Każda z tych cykli ma gałąź główną i dwa poboczne. Końcowym produktem tej reakcji jest <sup>4</sup>He w cyklu p-n i <sup>4</sup>He+<sup>12</sup>C w cyklu CNO. Przedstawmy cykl p-p, który daje 95% energii na Słońcu.
{{IndexWzór|<MATH>\begin{matrix}{}^1H+{}^1H\rightarrow {}^2H+e^++\nu_e\\{}^2H+{}^1H\rightarrow {}^3He+\gamma\\{}^3He+{}^3He\rightarrow {}^4He+2{}^1H\end{matrix}\;</MATH><BR>{{Tekst|'''co w sumie daje nam'''}}<br><MATH>4{}^1H\rightarrow{}^4He+2e^++2\nu_e+2\gamma\;</math>|7.22}}
A także podamy gałąź główną CNO, który daje nam kilka procent energii na słońcu. W gwiazdach masywnych w cyklu CNO wytwarza się więcej energii niż w cyklu p-p, bo tam jest wyższa temperatura i gęstość:
{{IndexWzór|<MATH>\begin{matrix}{}^{12}C+{}^1H\rightarrow {13}N+\gamma\\{}^{13}N\rightarrow{}^{13}C+e^++\nu_e\\{}^{13}C+{}^1H\rightarrow{}^{14}N+\gamma\\{}^{14}N+{}^1H\rightarrow{}^{15}O+\gamma\\{}^{15}O\rightarrow{}^{15}N+e^++\nu_e\\{}^{15}N+{}^1H\rightarrow{}^{12}C+{}^4He\end{matrix}\;</math>|7.23}}
| |||