doctemperatura w Marsylii
download 
Reklamacja Transkrypt
temperatura w Marsylii
Elementy Fizyki Jądrowej Wykład 10 – Energetyka jądrowa Reakcja łańcuchowa Warunki wystąpienia reakcji łańcuchowej: •Reakcja egzotermiczna •Czynnik wywołujący reakcję musi być produktem reakcji (neutrony) • Liczba neutronów nie może zmniejszać się w czasie Współczynnik powielania (mnożenia) neutronów: n i 1 k ni liczba neutronów wywołujących rozszczepienie w pokoleniu (i+1) liczba neutronów i-tego pokolenia Reakcja łańcuchowa Liczba neutronów wywołujących rozszczepienie w danym pokoleniu: ni 1 kni Przyrost liczby neutronów w ramach jednego pokolenia: dn kn n dn k 1n Przyrost liczby neutronów w jednostce czasu: dn dt k 1n Rozwiązanie: n n 0e - średni czas życia jednego pokolenia neutronów – czas między kolejnymi aktami rozszczepienia jądra (dla neutronów termicznych = 10-3 s, dla szybkich 10-9 s) k 1 t n n 0e k 1 t Grozi wybuchem Liczba neutronów powstających w reaktorze zwiększa się wykładniczo. W reaktorze zachodzi kontrolowana, samopodtrzymująca się, reakcja łańcuchowa. Liczba neutronów powstających w reaktorze w jednostce czasu jest równa liczbie neutronów traconych. Reakcja wygasa Liczba neutronów powstających w reaktorze w jednostce czasu jest mniejsza niż liczba neutronów traconych. Kontrola nad reakcją → kontrola współczynnika k Typy reaktorów 1. Grafitowy (moderator grafit) 2. Wodno-wodny moderator chłodziwo reaktor PWR (Pressurized Water Reactor) – reaktor ciśnieniowo-wodny reaktor BWR (Boiling Water Reactor) Reaktor grafitowy zwykle woda Pręty paliwowe w odległości ok. 30 cm w koszulkach ochronnych (aktywność chemiczna U) Mała stabilność – duże fluktuacje strumienia neutronów. Reaktor wodno-wodny typu PWR pełni rolę moderatora, chłodziwa i reflektora Aby nie powstawała para, która gorzej chłodzi, stosuje się wysokie ciśnienie Reaktor wodno-wodny typu BWR Woda pełni rolę moderatora, chłodziwa i reflektora, a także substancji roboczej Kondensor – para skrapla się Pompa Filtry Komora wrzenia – obniżone ciśnienie powoduje wrzenie, para napędza turbinę T2, pozostała woda ochładza się Reaktor wodno-wodny typu BWR Woda – regulator mocy Wzrost mocy Nagrzanie wody Gwałtowne parowanie – zmniejszenie gęstości Neutrony nie mają na czym się spowalniać – ubytek neutronów powolnych Zanik reakcji łańcuchowej – wygaszenie reaktora Wysoka stabilność reaktora Bomba atomowa Reakcja w czystym paliwie 235U lub 239Pu Jedyna przeszkoda to ucieczka neutronów na zewnątrz. Dla kuli strumień neutronów uciekających r2 strumień neutronów powstających r3 Promień krytyczny – promień, dla którego strumień neutronów uciekających można zaniedbać. Bomba atomowa Jaka energia może wyzwolić się w czasie 1 s? Załóżmy, że k = 1,05 = 10-3 s. Liczbę neutronów pojawiających się w czasie 1 s otrzymujemy podstawiając do wzoru: n n 0e k 1 t n 0e 1,051 1 10 3 n 0e 50 n 0 1022 Każdy z neutronów powoduje rozszczepienie, wyzwalając energię około 200 MeV E n 0 1022 200MeV n 0 1030 MeV Bomba atomowa Hiroshima 06.08.45 08:16:02 Nagasaki 09.08.45 Bomba atomowa Synteza jądrowa Synteza jądrowa d+d d+d 3 2He (+3,25 MeV) +p (+4,03 MeV) d + 31H 42He + n (+17,6 MeV) 3 1H +n Bariera kulombowska wymaga nadania deuteronom energii kinetycznej Ek 0,01 MeV (T = 109 K) Domieszka deuteru w wodorze: 0,015% Tryt wytwarzany bombardowaniem neutronami litu (płaszcz litu otaczający plazmę) Produkcja litu Synteza jądrowa Reakcja termojądrowa T 109 K Przy temperaturze T 107 K materia jest w postaci całkowicie zjonizowanej plazmy U D + Li kontrolowana synteza jądrowa? trotyl Ivy Mike 31.10.1952 – Atol Enewetak Atol Bikini 01.04.1954, Castle Bravo, 15 Mton http://video.google.com/videoplay? docid=-585716941089093304 tokamak linie pola magn. uzwojenie pole toroidalne pole typu tokamak – pułapka magnetyczna pole poloidalne тороидальная камера в магнитных катушках I.Tamm, A.Sakharov 1950 tokamak ITER www.iter.org International Thermonuclear Experimental Reactor Caradache w pobliżu Marsylii UE, Japonia, Chiny, Rosja, Korea Płd. Pochodzenie pierwiastków Odkrycie Hubble’a w 1929 r. Galaktyki oddalają się od nas z prędkościami wprost proporcjonalnymi do odległości. v = H·r odległość galaktyki prędkość galaktyki stała Hubble’a Obserwowane rozszerzanie się Wszechświata prowadzi do wniosku, że kiedyś Wszechświat był mniejszy. Wielki Wybuch •Odległości między galaktykami równe zeru. •Czas rozpoczął się w chwili Wielkiego Wybuchu – nie ma sensu rozpatrywać, co było przedtem. •Gęstość materii nieskończona – osobliwość w równaniach matematycznych. •Materia w pierwszych chwilach po Wielkim Wybuchu w innej postaci niż obecnie. Krótka historia Wszechświata 10-34 s •Szybkie rozszerzanie – maleje gęstość i temperatura.. •Materia w postaci plazmy kwarkowo-gluonowej. Temperatura 1027 K Era hadronowa 10-9 s Temperatura 1015 K (250 GeV) Kwarki łączą w hadrony, które są cząstkami relatywistycznymi. Kreacja i anihilacja par hadronów jest w równowadze. Pierwsze zarejestrowane zderzenie proton-proton o energii 7 TeV w eksperymencie CMS na zderzaczu LHC, 10.03.2010. Hadrony, leptony i nośniki oddziaływań (fotony, bozony W i Z) są w równowadze termodynamicznej. Era hadronowa Era hadronowa zbliża się do końca po ok. 10-4 s, przechodząc w erę leptonową. Prawie wszystkie protony i neutrony anihilują (dodając fotony do tła promieniowania). Pozostaje nadwyżka materii nad antymaterią. Era leptonowa 10-4 s Temperatura 1011 K (10 MeV) Leptony (także neutrina) są w równowadze termodynamicznej z promieniowaniem. W epoce leptonowej, jedynymi relatywistycznymi bozonami są fotony zaś relatywistycznymi fermionami trzy generacje leptonów oraz ich antycząstki. (e, e), (, ), (, ) Na początku ery leptonowej w równowadze są procesy kreacji i anihilacji par lepton – antylepton. Liczba leptonów równa liczbie fotonów Nukleosynteza Nukleosynteza – powstawanie jąder przez łączenie się nukleonów lub lżejszych jąder - może zachodzić w określonym przedziale temperatur: •Temperatura zbyt niska – produkty reakcji mają za małą energię, aby zbliżyć się dostatecznie. • Temperatura za wysoka – powstałe w syntezie jądra rozpadną się. Nukleosynteza 1s Temperatura 1010 K (0,1 MeV) Przy tej temperaturze mogą już utrzymać się produkty pierwszej reakcji nukleosyntezy: n p D γ 2 1 Neutron ma w tych warunkach dwie możliwości: 1) reakcja z protonem i synteza deuteru, 2) spontaniczny rozpad beta. Nukleosynteza Przez pierwsze sekundy przybywa deuteru. D 3 Gdy jego ilość względem wodoru osiągnie wartość 10 prawdopodobne stają się reakcje syntezy trytu i izotopu 3He: H 2 1 2 1 D n31T γ D p23He γ Na skutek tych reakcji ubywa deuteru i jego obfitość stabilizuje się stopniowo na poziomie około: D 5 3 10 H Nukleosynteza 3He Gdy względna koncentracja osiągnie około to zaczyna zachodzić kolejna reakcja: 3 2 23 He 5 10 H He 23He24He 2 p Pewna niewielka część 4He zdąży jeszcze wejść w reakcje: 4 2 4 2 He T Li γ 3 1 7 3 He He Be γ 3 2 7 4 Nukleosynteza Nukleosynteza kończy się po około 3 minutach. Dla kolejnych reakcji, jak np. cykl 34He → 12C + γ jest już „za zimno”. Wszechświat rozszerzając się ostygł do T 108 K Po dalszych kilku tysiącach sekund radioaktywny tryt stopniowo rozpada się na 3He, zaś 7Be przez wychwyt elektronu przekształca się w 7Li. Ustaliła się zasadnicza obfitość helu we Wszechświecie w ilości: 24 He 0,1 H (22% - 24%) masy wodoru stanowi masa 4He Nukleosynteza czas Przebieg pierwotnej nukleosyntezy w czasie pierwszych kilkunastu minut. Krzywe ukazują stopniowy wzrost (lub spadek) obfitości poszczególnych nuklidów oraz neutronów (n). Nukleosynteza Obserwowany obecnie skład chemiczny materii różni się od składu pierwotnego: •liczba lekkich jąder (6Li, 9Be, 10B i 11B) została zwiększona w wyniku zderzeń cząstek promieniowania kosmicznego z gazem międzygwiazdowym, •obfitości wszystkich cięższych pierwiastków wzrosły za sprawą reakcji termojądrowych, zachodzących wewnątrz gwiazd lub w wybuchach supernowych. •Zawartość deuteru zmniejszyła się w procesach zachodzących w gwiazdach. Powstawanie gwiazd Mgławica gazowo pyłowa (masa od kilkuset tysięcy do miliona mas Słońca) Niestabilność grawitacyjną wywołuje zwykle fala uderzeniowa po wybuchu w pobliżu supernowej. Przyczyną może być również zderzenie galaktyk Powstawanie gwiazd Powstają zagęszczenia materii o masie rzędu 10 do 100 M , które szybko kurczą się pod wpływem grawitacji - powstają protogwiazdy (najczęściej grupowo). Podczas grawitacyjnego zapadania się gwiazdy, rośnie temperatura i ciśnienie. Ewolucja gwiazdy to ciągła walka grawitacji z ciśnieniem gazu. Cykl proton - proton Gdy temperatura osiągnie dostatecznie dużą wartość (15 mln K) rozpoczyna się reakcja termojądrowa. Źródło energii gwiazd o masie podobnej do masy Słońca Cykl CNO Źródło energii gwiazd o masie większej od masy Słońca W jego wyniku liczba jąder węgla i azotu zostaje nie zmieniona, natomiast znikają 4 protony, na których miejsce pojawia się jądro helu. Porównanie cyklu p-p i CNO Cykl CNO potrzebuje wyższej temperatury, aby przezwyciężyć odpychanie kulombowskie. Ewolucja gwiazd Protogwiazda • W czasie kurczenia się energia grawitacyjna zamienia się w ciepło, ogrzewając centrum obłoku. • Gaz nagrzewa się do 2 do 3 tys. K • Świeci na czerwono, ale otaczający go kokon gazowo-pyłowy pochłania promieniowanie i wysyła je dalej w podczerwieni i w zakresie mikrofalowym. Krystyna Wosińska, WF PW Ewolucja gwiazd Gwiazda typu T Tauri •We wnętrzu rozpoczynają się reakcje zamiany wodoru w hel •Silny wiatr gwiazdowy wyrzuca część masy rodzącej się gwiazdy, rozwiewając jednocześnie gazowo-pyłowy kokon. •Gwiazda staje się widoczna z zewnątrz Rozpoczyna się najdłuższy etap życia gwiazdy – na ciągu głównym diagramu HR Ewolucja gwiazd Gwiazda ciągu głównego W momencie rozpoczęcia nukleosyntezy gwiazda przesuwa się na ciąg główny. Pozycja gwiazdy zależy od masy. W jądrze wodór zamienia się w hel Gwiazda jest w równowadze hydrostatycznej Ten etap zajmuje około 90% życia gwiazdy. Ewolucja gwiazd Podolbrzym W jądrze cały wodór zamienił się w hel, reakcja termojądrowa wygasa Ciśnienie promieniowania maleje Zachwiana równowaga hydrostatyczna Jądro się kurczy, jego temperatura rośnie, zapalając wodór w otoczce Wzrasta wydzielanie energii powodując rozdęcie zewnętrznych warstw gwiazdy Gwiazda staje się podolbrzymem Ewolucja gwiazd Podolbrzym Gwiazda przesuwa się na diagramie od punktu A do B Jądro kurczy się i ogrzewa. A B Reakcje termojądrowe zachodzą tylko w cienkiej warstwie otaczającej jądro. Nadmiarowa energia wytwarzana w pobliżu jądra częściowo pochłaniana jest w warstwach środkowych. Rozszerzanie tych warstw i obniżenie temperatury powierzchniowej – gwiazda świeci na czerwono. Rozmiar powiększa się kilkukrotnie Ewolucja gwiazd Olbrzym C A B Obniżenie temperatury warstw powierzchniowych powoduje ich nieprzezroczystość. Transport energii przez promieniowanie niemożliwy – konwekcja zaczyna odgrywać główną rolę. Wydajny mechanizm transportu energii jakim jest konwekcja prowadzi do dużego wzrostu jasności gwiazdy (B -C) Rozmiar powiększa się stukrotnie Jako olbrzym gwiazda może wyrzucać spore ilości gazu w postaci ,,wiatru'‘. Ewolucja gwiazd Degeneracja gazu elektronowego. Kurczenie się jądra powoduje degenerację gazu elektronowego. Elektrony to fermiony, które obowiązuje zakaz Pauliego W danym stanie kwantowym może znajdować się tylko jedna cząstka danego rodzaju. Zasada nieoznaczoności Heisenberga wyznacza skończoną liczbę stanów kwantowych w przestrzeni fazowej położeń i pędów: x p W każdym takim stanie mogą znajdować się najwyżej 2 elektrony o przeciwnych spinach. Ściśnięcie gazu ciśnienie wzrasta x maleje p rośnie elektronowego Ewolucja gwiazd Jeśli objętość zajmowana przez gaz maleje (wzrasta gęstość), wówczas zmniejsza się ilość dostępnych dla cząstek stanów kwantowych w przestrzeni fazowej położeń i pędów. Gdy cząstki wypełnią wszystkie dostępne stany kwantowe, mamy do czynienia ze zdegenerowanym gazem elektronowym. Ciśnienie gazu zdegenerowanego jest określone całkowicie przez gęstość gazu i nie zależy od jego temperatury. Dalszemu zapadaniu się jądra gwiazdy przeciwdziała wielkie ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego. Helowe jądro staje się białym karłem o masie około połowy masy Słońca i wielkości Ziemi – gęstość około 106 razy większa niż gęstość wody. Ewolucja gwiazd Budowa wewnętrzna czerwonego olbrzyma o masie 5 mas Słońca. Centralnie położony biały karzeł otoczony przez niezwykle głęboką atmosferę gwiazdową. Rozmiar Słońca. Powiększone 100 razy Ewolucja gwiazd Błysk helowy Kiedy temperatura w jądrze osiągnie wartość 108 K zapala się hel. Proces 3 : 4 He 4 He 4 He 12C C 4 He 16O 12 Szybkość tej reakcji jest bardzo czuła na temperaturę ( T40) Niewielki wzrost temperatury prowadzi do wybuchu – gwałtownego zapalenia się helu (błysk helowy). Przez krótką chwilę moc wytwarzana przez czerwonego olbrzyma jest porównywalna z mocą wszystkich gwiazd galaktyki. Ewolucja gwiazd Olbrzym C D A B Błysk helowy (C) wyzwala tyle energii, że znosi stan degeneracji gazu elektronowego. Gwiazda wchodzi we względnie stabilną fazę, w której hel spala się w węgiel. Osiada na gałęzi horyzontalnej (C - D). Ewolucja gwiazd Superolbrzym E C D A B Po wyczerpaniu zapasu helu jądro ponownie zapada się, a zewnętrzne warstwy rozszerzają (D - E). Spalanie helu tylko w warstwie otaczającej jądro. Powtórzenie etapu (A - B) po wyczerpaniu zapasów wodoru. Ewolucja gwiazd małych Gwiazdy o masach nie większych niż 3 masy Słońca F E C D A Gwiazda odrzuca swoje warstwy zewnątrzne odsłaniając gorące jądro węglowo-tlenowe (E - F). B W miarę odrzucania warstw zewnątrznych rośnie temperatura powierzchni. Powstają mgławice planetarne. Wyrzucane są z prędkością 1000-2000 km/sec Mgławice planetarne Gorące jądro węglowe Mgławice planetarne Krystyna Wosińska, WF PW Mgławice planetarne Mgławice planetarne Ewolucja gwiazd małych F E C D A Jądro zapada się pod wpływem grawitacji do momentu, gdy powstanie zdegenerowany gaz elektronowy. B G Powstaje stabilny układ – biały karzeł
